Obiettivi scientifici


Le osservazioni della corona solare che verranno effettuate da Metis simultaneamente in luce visibile ed ultravioletta, in combinazione con le osservazioni degli altri 9 strumenti del Solar Orbiter, metteranno in evidenza in modo inequivocabile le connessioni tra il Sole e l’eliosfera creata dal Sole stesso a causa dell’espansione della sua atmosfera. Metis in particolare esplorerà le regioni in cui il vento solare acquista velocità e dove si formano le violente eruzioni di massa coronale che, tra l’altro, accelerano particelle solari ad altissima energia.

Spettacolari eruzioni di massa che perturbano la corona solare nella sua continua espansione verso l’esterno osservate con il coronografo LASCO C2, NRL, di SOHO.

Eruzione gigantesca al lembo osservata con il coronografo LASCO C2.

L’obiettivo di Metis è dare una risposta definitiva alle seguenti domande:

  • Come viene depositata l’energia nelle regioni polari del Sole dove è accelerato il vento solare veloce?
  • Quali sono le sorgenti coronali del vento solare più lento?
  • Come evolve la corona nella sua globalità e come si originano le improvvise, gigantesche eruzioni di massa coronale?

Metis ha il compito di svelare definitivamente la natura dell’energia che accelera il vento solare e dei processi con cui essa viene depositata in corona. Ulteriore obiettivo è scoprire l’origine delle continue fluttuazioni di emissione luminosa che si osservano in corona e verificare se hanno un ruolo importante nell’accelerazione del vento nel suo cammino verso l’eliosfera. Metis sarà anche in grado di determinare quale influenza abbia sulla velocità del vento il campo magnetico coronale, che ne incanala il flusso verso l’eliosfera.

L’osservazione continua e ravvicinata della corona da diverse prospettive, cioè da diverse latitudini al di fuori del piano dell’eclittica, sarà fondamentale, inoltre, per capire i meccanismi che inducono le impressionanti, improvvise eruzioni coronali, e come il loro fronte d’urto acceleri protoni ed altre particelle ad altissime energie.


Deposito di energia e vento solare nella corona in espansione

Nella corona solare, l'emissione della riga spettrale H I Lyman-α è pricipalmente dovuta allo scattering di risonanza dei fotoni cromosferici con gli atomi di idrogeno neutro presenti in corona. L'emissività radiativa dipende dalla velocità, rispetto alla radiazione della sorgente cromosferica, dell'elemento di volume coronale che assorbe e riemette la radiazione, a causa dell'effetto Doppler. Se la radiazione emessa dalla sorgente è una riga di emissione, nel sistema di riferimento degli atomi di idrogeno che assorbono la velocità relativa causa uno spostamento del suo centroide dal centro del profilo degli atomi che assorbono. La conseguenza è un assorbimento ridotto, e quindi anche una riemissione ridotta. Per cui, dalla misura di questo effetto chiamato Doppler dimming, è possibile identificare le regioni coronali da cui fluisce il vento solare e ricavare la velocità di outflow della sua componente degli atomi di idrogeno neutro.

Le mappe globali di velocità di outflow della componente di idrogeno neutro/protoni, che saranno ottenute con le osservazioni di Metis, forniranno il gradiente di velocità del vento e quindi permetteranno di identificare dove e con quale tasso avviene il deposito di energia nella corona.


Ruolo del campo magnetico nel guidare il vento solare coronale

Metis può delineare le caratteristiche magnetiche dell'atmosfera solare sulla base delle immagini di luce visibile polarizzata, e tracciare le regioni dove il campo magnetico coronale è prevalentemente aperto, con la mappatura dei flussi di plasma coronale nei vari regimi di vento, permettendo quindi di dedurre le più importanti caratteristiche della topologia magnetica solare in termini di connessione del Sole con l'eliosfera.

Queste osservazioni sono cruciali anche per la valutazione del ruolo della topologia magnetica nel regolare la velocità e le proprietà del vento solare, e quindi di testare ipotesi alternative sull'origine e sulle sorgenti del vento veloce e lento.


Fluttuazioni coronali e il loro ruolo nell'accelerazione del vento solare

Il coronografo Metis può anche contribuire significativamente alla comprensione della natura delle fluttuazioni di densità coronali e accertare il loro ruolo nel trasferimento di energia dalla corona interna alle regioni dove il plasma del vento solare accelera. Le fluttuazioni coronali furono osservate con UVCS negli strati esterni dell'atmosfera solare: nei buchi coronali polare alle alte latitudini a ~ 2 R (raggi solari) e nel vento lento, alle medie e basse latitudini a 1.7 R.

L'indagine della possibile connessione tra queste fluttuazioni, che avvengono su scale risolvibili dallo strumento, insieme sia con la velocità di outfloe dell'idrogeno neutro HI sia con la morfologia e l'evoluzione delle strutture magnetiche coronali, forniranno informazioni preziose per la comprensione del trasferimento di energia al plasma del vento solare che fluisce verso l'esterno.


Espulsioni coronali di massa: origine e propagazione iniziale

Un obiettivo cruciale dell'indagine di Metis è l'identificazione del meccanismo che guida un'eruzione coronale di massa. Gli eventi di eruzione coronale di massa, Coronal mass ejection (CME), derivano solitamente dalla brusca rottura del bilancio tra la pressione esercitata verso l'alto dai campi magnetici fortemente distorti (sheared) e la pressione verso il basso, o di natura magnetica o dovuta al peso della massa sovrastante. Le limitazioni intrinseche alle osservazioni coronali hanno finora impedito l'identificazione del meccanismo di eruzione che porta a un CME.

Al perielio, le immagini Metis della corona solare arrivano fino a 1,7 & nbsp; R . In queste condizioni, le osservazioni di Metis, combinate con quelle sovrapposte ottenute con il telescopio a disco intero Extreme Ultraviolet Imager (EUI) di Solar Orbiter, forniscono una copertura senza precedenti della regione in cui si verificano l'eruzione e la propagazione iniziale della CME.

Il punto di osservazione fuori dall'eclittica, nella parte finale della missione, offre l'opportunità di osservare per la prima volta la corona dalle latitudini medie e di indagare la struttura longitudinale e la distribuzione del plasma della CME mentre si propaga.


Eruzione di protuberanze e la loro propagazione in corona

Quando l'attivazione di una CME è associabile da un punto di vista osservativo con una protuberanza eruttiva, questo evento può essere seguito nel suo sviluppo ogni volta che la temperatura della protuberanza sia relativamente bassa, implicando un rapporto di ionizzazione non troppo elevato. Durante l'intera fase eruttiva, sarà quindi possibile valutare la quantità di materia che si muove verso l'esterno, e che ritorna verso la superficie solare.

Le attuali capacità diagnostiche miglioreranno grazie alla combinazione dell'emissione di H & nbsp; I Lyman-α misurata da Metis e dell'intensità della linea He & nbsp; II ottenuta con EUI su Solar Orbiter.


Evoluzione globale della streamer belt

Fare immagini della corona vicino al lembo, quando la sonda è vicino al perielio e la copertura temporale delle caratteristiche coronali è estesa, ci permette di monitorare l'evoluzione a lungo termine e quindi investigare la fisica e l'evoluzione della corona a larga scala in risposta all'evoluzione del campo magnetico solare che cambia da una configurazione quasi-dipolare al minimo di attività fino a una topologia ben più complessa al massimo di attività solare.

Le osservazioni fuori dall'eclittica, inoltre, consentono di investigare l'estensione longitudinale delle caratteristiche coronali, e quindi la transizione delle strutture coronali a larga scala, proiettate sul piano equatoriale solare, da una streamer belt leggermente deformata al minimo solare a un configurazione più complessa quando ci si avvicina al massimo solare.


Accelerazione delle particelle energetiche solari

La comprensione dell'origine delle particelle energetiche solari (SEP) e le grandi variazioni delle loro proprietà fisiche da un evento ad un altro, può essere raggiunta distinguendo le particelle accelerate dal brillamento da quelle associate con le CME, e in quest'ultimo caso determinando i parametri fondamentali delle onde d'urto (shock) e la loro evoluzione come l'eruzione di massa si propaga verso l'esterno.

Le mappe globali di densità elettronica coronale derivate dalle immagini di luce visibile polarizzata e dell'intensità e della velocità and outflow dell'idrogeno neutro coronale, entrambi nelle condizione dell'ambiente pre-CME e durante la propagazione della CME, possono essere combinati con le osservazioni radio. Lo studio congiunto di tali parametri è essenziale per identificare gli eventi SEP prodotti dalle CME, distinguendoli da quelli causati dai processi di accelerazione che avvengono durante la riconnessione magnetica nei brillamenti.

Inoltre, le osservazioni di Metis ci consentono di caratterizzare gli shock associati a un CME quando attraversano la corona, aumentando così la nostra capacità di studiare i meccanismi che producono le SEP.