The sun: dynamics and topology in the upper convection layer

Observation of the solar photosphere and explanation of its appearance has been a major field of research for many years. Only recently, observation techniques have improved to allow high resolution studies in time, space and wavelength. Such observations revealed that the solar surface consists of a hierarchy of interacting MHD structures with highly dynamic patterning. The understanding of global and local properties of the convective solar layer is essential to comprehend how the energy transfer process is modified by magnetic field and to precisely evaluate the upper and lower overshooting zones extent to improve our comprehension of stellar evolution. Moreover, photospheric motions have a major role in the process of energy and mass injection from low solar atmosphere to corona, since the advection of magnetic foot-points by photospheric plasma flows strongly affects coronal organization. Lastly, the spatial configuration of the magnetic field elements on solar surface is produced by the interaction of the magnetic field with photospheric convective motions; therefore changes of the conditions in the convective layer are probably linked to solar irradiance variation trough the solar magnetic cycle. The analysis of surface patterns allows the characterization of their topology and morphology in order to determine the convective regime and system dynamic parameters. In order to achieve a complete and reliable analysis, unbiased image segmentation procedures and topology characterizing functions are needed. This thesis thus consists of an investigation on the dynamics of photospheric mass motions and on the topology of magnetic field elements. An introduction to solar convective flows is presented in Chapter 1, illustrating recent models of convection at high Reynolds number and their relevance to the hierarchy of flow pattern of the solar surface. The traditional classification and explanation of such patterns are presented, as well as possible new interpretations. Chapter 2 introduces the reader to up-to-date techniques of solar spectral imaging. In particular, in the first part of the chapter, the theory of line spectroscopy will be introduced, in order to discuss, later in the same chapter, the basic concept and the layout of the IPM and IBIS 2-D spectrographs. In chapter 3, the Phase Diversity technique, able to minimize seeing induced distortion on acquired image, will be described. Chapter 4 is an introduction to helioseismological techniques and, in particular, to time-distance local helioseismology. Chapter 5 specifically discusses solar image analysis, giving details on feature segmentation and local correlation techniques. Several techniques of structure recognition and tracking are presented and confronted. In Chapter 6 some results of the study of the solar photosphere and, in particular, of the solar surface magnetic field via spectroscopic analysis of solar lines are presented. The basic theory of functions suitable to probe the existence of structural organization is presented in Chapter 7, with emphasis on the Pair Correlation Function and on the Normalized Van Siclen's Entropy. In Chapter 8 we discuss the presented results and state our conclusions.

L'osservazione della fotosfera solare e la spiegazione del suo aspetto è un campo di ricerca importante da molti anni. Solo recentemente, però, le tecniche di osservazione sono migliorate a tal punto da permettere studi ad alta risoluzione temporale, spaziale e in lunghezza d'onda. Tali osservazioni hanno rivelato che la superficie solare consiste di una gerarchia di strutture MHD in interazione caratterizzate da un pattern altamente dinamico. La conoscenza delle proprietà globali e locali dello strato convettivo solare è essenziale per comprendere come il processo di trasferimento di energia sia modificato dal campo magnetico e per valutare precisamente i limiti superiore e inferiore delle zone di overshooting, al fine di migliorare la nostra comprensione dell’evoluzione stellare. Inoltre, i moti fotosferico hanno un ruolo importante nei processi di iniezione di massa ed energia dalla bassa atmosfera solare alla corona, poiché l'avvezione dei foot-point magnetici da parte dei flussi del plasma modifica le strutture coronali. Infine, la configurazione spaziale degli elementi del campo magnetico sulla superficie solare è prodotta dall'interazione del campo magnetico con i movimenti convettivi fotosferici, di conseguenza, cambiamenti delle condizioni nello strato convettivo possono essere collegati alla variazione di irradianza durante il ciclo magnetico solare. L'analisi dei pattern fotosferici permette la caratterizzazione della loro topologia e morfologia, al fine di determinare il regime di convezione e i parametri dinamici del sistema. Per realizzare un'analisi completa e affidabile, sono necessarie delle procedure obiettive di segmentazione di immagine e funzioni che caratterizzino la topologia. Questa tesi consiste dunque di una ricerca sulla dinamica e sulla topologia dei moti fotosferici e degli elementi del campo magnetico. Nel capitolo 1 è data un'introduzione ai flussi convettivi solari, introducendo modelli recenti di convezione ad alto numero di Reynolds ed la loro relazione con la gerarchia dei moti sulla superficie solare. Sono presentate sia la classificazione e la spiegazione tradizionali di tali pattern, sia nuove possibili interpretazioni. Il capitolo 2 introduce il lettore a tecniche moderne di analisi spettrale. In particolare, la teoria della spettroscopia della riga è introdotta nella prima parte del capitolo, per discutere successivamente gli spettrografi bidimensionali IBIS ed IPM. Nel capitolo 3 è descritta la tecnica di Phase Diversity, al fine di eliminare le distorsioni indotte dall’atmosfera sull'immagine acquisita. Il capitolo 4 è un'introduzione alle tecniche eliosismologiche e, in particolare, all’eliosismologia locale time-distance. Il capitolo 5 discute l'analisi di immagini solari, presentando e confrontando procedure di segmentazione e di inseguimento di strutture diverse. Nel capitolo 6 sono presentati alcuni risultati dello studio della fotosfera solare e, in particolare, del campo magnetico fotosferico, tramite analisi spettroscopiche delle linee solari. La teoria di base delle funzioni per rilevare l'esistenza di organizzazione strutturale è presentata nel capitolo 7, con enfasi sulla Funzione di Correlazione di Coppia e sull'Entropia Normalizzata di Van Siclen. Nel capitolo 8 si discutono i risultati presentati e si espongono le conclusioni.