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L'UNIVERSO INVISIBILE

Astronomia gamma

Sorgenti di emissioni gamma

Il sole Emissione diffusa Stelle di neutroni Buchi neri Nucleosintesi Nuclei galattici attivi Lampi gamma Elettrodinamica

 

Emissione gamma dal Sole

solar flare

 

L’emissione gamma del sole, misurabile solo durante i brillamenti, venne rivelata per la prima volta il 4 e 7 agosto 1972 dalla spettrometro gamma montato a bordo del satellite americano OSO-7. In seguito, Le osservazioni spettroscopiche dei brillamenti solari furono portate avanti nell’intervallo tra 100 keV e 10 MeV dai rivelatori a bordo del satellite americano SMM e del satellite giapponese Hinitori. In giugno 1991, i telescopi COMPTEL e EGRET a bordo dell’osservatorio COMPTON rivelavano una serie di brillamenti solari, uno dei quali veniva rivelato anche dal telescopio gamma di alta energia a bordo del satellite russo Gamma-1. Tutte queste osservazioni hanno dimostrato che l’emissione di raggi gamma è un fenomeno frequente durante i brillamenti solari. L’emissione gamma si compone di una parte continua, che si estende qualche volta oltre i 100 MeV, alla quale si sovrappongono una serie di righe gamma nucleari. L’emissione continua, originata vuoi dal frenamento degli elettroni vuoi dalle collisioni dei protoni, proviene dall’interazione delle particelle accelerate durante il brillamento. Anche la maggior parte delle righe gamma sono imputabili all’interazione dei protoni e dei nuclei accelerati nel corso del brillamento. Le intense righe di diseccitazione nucleare osservate a 4,44 e 6.13 MeV risultano dalla diffusione anelastica di protoni di alta energia sui nuclei di carbonio 12C e di ossigeno 16O .

Cosa analoga avviene per la riga a 2.22 MeV, che è attribuita al processo di cattura di un neutrone da parte di un protone, e della riga a 511 keV risultato dell’annichilazione dei positroni. Lo studio della struttura temporale dell’emissione gamma mostra la rapidità dei processi di accelerazione delle particelle: in meno di 10 sec i protoni sono accelerati fino ai GeV mentre gli elettroni di qualche decina di MeV sono accelerati in meno di 2 sec. L’osservazione dei raggi gamma nucleari è un metodo efficace per stimare l’abbondanza degli elementi nell’atmosfera solare. Da un lato, l’intensità delle righe nucleari di diseccitazione è direttamente proporzionale all’abbondanza degli elementi nelle zone dove hanno luogo le interazioni con le particelle accelerate. D’altro lato, la riga a 2.22 MeV, risultante dalla cattura di un neutrone da parte di un atomo di H, è in concorrenza con un processo analogo di cattura da parte di un atomo di 3He. La misura del tempo di salita e di discesa della riga a 2.22 MeV, accoppiata alla misura della sua intensità, permette di stimare il rapporto 3He/1H nell’atmosfera solare, un parametro fondamentale per capire la nucleosintesi primordiale all’inizio dell’universo.

 

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