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LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE 1

SOLAR ASTRONOMY CLASSE TERZA

Esperienza teorico – pratico sullo studio del Sole

Il primo studio che i ragazzi di terza media hanno dovuto affrontare,nell’ambito del percorso di astronomia, è stato quello di determinare ledimensioni reali di alcuni fenomeni osservati e fotografati sul disco solarenel precedente anno scolastico e nel anno scolastico in corso dai compagnidella classe II.

Per lo scopo, abbiamo utilizzato SALSAJ, un software gratuito messo adisposizione dalla piattaforma didattica Hand of Universe della quale siamopartecipanti come scuola pilota. Il software in oggetto permettemisurazioni sia di distanze, che fotometriche e diverse altre applicazioni diinteresse astronomico.


Dalla qualità alla quantità…

Procedura per determinare ledimensioni di fenomeni osservatisul disco solare1. Aprire l’immagine con il software SalsaJ

2. Ricavare dalla letteratura le dimensioni precise del raggio solare

3. Misurare utilizzando il pulsante “righello” le dimensioni del raggio solareespressa in pixel.

4. Applicare una semplice proporzione per determinare a quanti chilometricorrisponde un pixel sull’immagine ricavata al telescopio.

5. Sempre utilizzando il pulsante “righello” determinare la lunghezzaespressa in pixel del fenomeno presente sul disco (filamento, macchiasolare, granuli ecc...)

6. Moltiplicare il numero di pixel trovati per il coefficiente calcolatoprecedentemente che mi esprime a quanti chilometri corrisponde 1 pixel.


Prima misurazione: filamento e granulazione solare

In questa immagine, ottenutacon il telescopio H-alpha èpossibile osservare, oltre allagranulazione solare, unfilamento in alto a sinistra.

Utilizzando la proceduraprecedentemente esposta, ungruppo di studenti hadeterminato le dimensioni delgrano e del filamento.

4LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

Filamento solare

Seconda misurazione: gruppo di protuberanze solari

In questa immagine abbiamodeterminato le dimensioni delleprotuberanze (in termini dialtezza) e l’estensione sul discosolare del fenomeno (larghezza).


Terza misurazione: altezza di tre protuberanze distinte

In questa immagine, altamentespettacolare, siamo riusciti adeterminare le dimensioni delletre protuberanze. In aggiuntaabbiamo annotato anche ledimensioni del raggio terrestreper poter dare un indicazionedelle enormi dimensioni deifenomeni misurati.


Quarta misurazione: filamento sul disco solare

Immagine in H-alpha

Si evidenzia perfettamenteun enorme filamento suldisco solare.


Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile

Nelle prossime esperienze, i ragazzi studierannola radiazione elettromagnetica provenienete dalSole “invisibile”. Dovranno così abbandonarel’utilizzo degli occhi e farsi guidare dallamatematica. Numeri, grafici, suoni saranno laguida per scoprire altre informazioniinteressantissime associate alla nostra stella.


Energia termica ed il Sole: determinazione della costante solare

La costante solare rappresenta la quantità dienergia termica, proveniente dal Sole, cheraggiunge la Terra per metro quadratonell’unità di tempo.

Con un semplice esperimento, alcuni ragazzidella classe III sono riusciti a determinare unvalore sperimentale della costante solare.


Procedura operativa

Procedura (Occorre una giornata limpida priva di nuvole)

Misura la superficie del calorimetro di esposta al sole ed esprimi il dato in metri quadrati.

Versa 75 ml di acqua in un calorimetro

Aggiungi alcune gocce di inchiostro nero

Inserisci la sonda di temperatura

registra la temperatura ad intervalli regolari fino a quando questa non che si sia stabilizzata (primoequilibrio termico)

Posiziona il calorimetro esponendolo al Sole in modo che la superficie superiore sia il piùperpendicolare possibile alla radiazione solare

Registra ad intervalli regolari, il tempo e la temperatura corrispondente (operazione svolta dalsoftware)

Raggiunto l’equilibrio termico, interponi uno schermo davanti al calorimetro

Continua ad annotare la temperatura (in diminuzione) ed il tempo di esposizione

Costruisci il grafico temperatura – tempo (operazione svolta dal software).


Il tracciato grafico

Il grafico è stato ottenuto utilizzando una sonda termicacollegata ad una semplice interfaccia per la memorizzazioneed archiviazione dei dati sperimentali (eurolab). Lesuccessive determinazioni sono ricavabili direttamente dalsoftware di gestione delle sonde (CoachLab6).


I calcoli Scegliere due zone del diagramma temperatura – tempo “lineari” e determinare il rapporto tra il

salto termico ed il tempo di esposizione alla radiazione solare. I dati ottenuti sono riportati nellatabella sottostante

Per il calcolo della costante solare abbiamo fatto uso della relazione fondamentale dellacalorimetria. Un corpo a temperatura Ta e uno a temperatura Tb si scambiano una certa quantitàdi calore:

Q=c*m*∆T

dove c = calore specifico dell’acqua; m = massa dell’acqua; ∆T = variazione di temperatura.

Per ricavare l’energia assorbita dalla Terra, è sufficiente dividere il calore assorbito per S*∆tottenendo:

energia assorbita per unità di superficie e di tempo = (c*m) *∆T /S =C*∆T/∆t

dove C è la costante del calorimetro ed S la superficie di esposizione del calorimetro.

La potenza che ci giunge dal Sole a livello del suolo vale:

energia assorbita per unità di superficie e di tempo =

C*[(∆T/∆t)salita + (∆T/∆t)discesa] joule/m2s (watt/m2)

dove C è uguale a m*c/S

(∆T/∆t)salita = pendenza della curva, nella fase di riscaldamento in un tratto rettilineoopportunamente scelto

(∆T/∆t)discesa = pendenza della curva nella fase di raffreddamento nello stesso intervallo ditemperature considerate nella fase di riscaldamento.


I risultati sperimentali

Costante del calorimetro C = 0,075*4186/0,00328 = 95626 Joule/m2

Energia assorbita per unità di superficie e di tempo = 95626*(0,006275 + 0,002061) = 797 Watt/m2.

L’elaborazione dei dati sperimentali porta a valori della radiazione solare al suolo compresi tra 600 e 900 Watt/m2. Le misure più recenti compiute dai satelliti forniscono un valore di 1353 W/m². Questa enorme quantità di energia non arriva tutta sulla superficie terrestre. Infatti circa il 40% della radiazione viene assorbita o riflessa dalle nubi ed il 15% viene assorbita dall'aria; arriva al suolo, quindi, circa il 45% della radiazione.



Programma osservativo – Sole nella banda SHF (super high frequency)

PROGRAMMA OSSERVATIVOStudio del Sole nella banda SHF Strumentazione utilizzata: radiotelescopio SHF di nostra costruzione

Descrizione strumentazione

Radiotelescopio: SATFINDER + ADC (convertitore analogico –digitale) + antenna satellitare di forma parabolica

Cosa osserviamo

Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde SHF. In particolare vogliamo osservare il transito del Sole e la temperatura della fotosfera nella banda delle microonde.


Composizione del radiotelescopio SHF

Il nostro radiotelescopio SHF ècostituito da un antennaparabolica in grado di catturarela radiazione solare nella bandadelle microonde, un ricevitorerappresentato dal Sat Finder, unsistema di acquisizione eelaborazione dati costituito daun modulo elettronicoappositamente costituito, un PCe un software adatto.


Componenti del radiotelescopio SHF L’antenna utilizzata, è

del tipo “OFFSET”avente un diametro di80 cm.

Il kit acquistatoComprende: unaparabola, un ricevitoreLNB con relativoelemento di sostegno,staffe di ancoraggio.


Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF Satfinder: questo

strumento, permette laregolazione delguadagno del segnaleprovenientedall’antenna.

L’alimentazione delSat Finder (+ 13 V) èfornita da un vecchiodecoder TELEPIU’ (oraSKY) .


Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF

Il segnale proveniente dalSat Finder deve essereconvertito in segnale“capibile” dal computer.Allo scopo è statorealizzato un semplicemodulo di acquisizioneintegrato ADC0831 (il cuiprogetto è scaricabile dalsito www.radioastrolab.it)


Il tracciato del Sole in SHF

Esempio di tracciatodel Sole ottenuto concirca 1h diosservazione nellabanda dellemicroonde (SHF).

I dati sono statielaborati utilizzandoil software freewarePRESTO.

0.090

0.118

0.147

0.176

0.205

0.234

-29.700 105.380 240.460 375.540 510.620 645.700


Programma osservativo Sole nella banda VLF


PROGRAMMA OSSERVATIVOStudio del Sole nella banda VLF Strumentazione utilizzata: radiotelescopio VLF di nostra costruzione

Descrizione strumentazione

Radiotelescopio: GYRATOR III + antenna loop magnetico a forma romboidale.

Cosa osserviamo

Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde VLF. In particolare vogliamo osservare e classificare fenomeni SID


Il nostro radiotelescopio VLF

Il nostro radiotelescopio VLF è costituito dai seguenti componenti:

Ricevitore Gyrator III

Antenna a telaio di forma quadrata

Computer per registrazione ed analisi dei dati

Software dedicato (logger)


Il ricevitore

Il ricevitore, che ha la funzione diricevere, amplificare e convertireil segnale elettrico in segnaledigitale, è costituito da diversicomponenti elettronici collegatiassieme secondo lo schemacircuitale fornitoci dall’I.A.R.A.(Istituto Amatoriale diRadioastronomia).


Antenna loop magnetico

L’antenna a telaio ha la forma di unquadrato la cui diagonale misura 75cm. Questo tipo di antenna è moltosensibile ed è stata ideata per l’usointerno. L’antenna è direttiva cioè èin grado di riceve i segnaliprovenienti dalla direzione verso laquale è orientata mentre attenuamoltissimo i segnali laterali. Questosignifica che se puntiamo l’antennaverso Nord riceveremo i segnaliprovenienti dalle stazioniposizionate in questa posizione enessun segnale proveniente dalledirezioni perpendicolari (ESTOVEST).


Che cosa è un SID

Un modo per poter osservare indirettamente unbrillamento solare, è quello di monitorare la banda radioVLF, al fine di rilevare fenomeni chamati SID (SuddenIonospheric Disturbance).

Un fenomeno SID rappresenta un improvviso aumentodel segnale radio dovuto a brillamenti solari.

Il monitoraggio viene eseguito dall’alba al tramonto .


Grafico di una giornata di Sole quieto

Il grafico che si ottiene in unagiornata di sole quieto, èrappresentato a fianco.

In esso possiamo vedere comeverso le ore 07:10UT il segnaleha un brusco calo dovutoall’avvicinarsi del sorgere delSole. Questo effetto è chiamato“sunrise-effect” e precedeappunto il sorgere del Sole.


Evento SID

Qualora avvenisse unbrillamento, nelle ore centralidella giornata, il graficoassumerebbe il seguenteandamento:

Sul grafico risulta evidentel’aumento del segnale verso leore 09:15UT, che evidenzia ilbrillamento generato sullasuperficie solare.


Alcune nostre analisi

Data 20/02/09

Luogo Belfiore (VR)

Direzione antenna Nord

Frequenza 23.4 kHz

Software Logger

Note: si osservano parecchi aumenti disegnale di tipo “sospetto” In questo casoè stato necessario inviare i dati al nostrocoordinatore di riferimento il quale dopoun’attenta analisi basata sul confrontocon ltri centri di osservazione nazionaleed internazionale ha escluso che sitrattasse di fenomeni di radiazioninaturali di tipo solare.


Alcune nostre analisi

Data 12/01/09

Luogo Belfiore (VR)

Direzione antenna Nord

Frequenza 23.4 kHz

Software Logger

Note: è possibile rilevarenumerosi innalzamenti disegnale di natura artificialeevidenziati dal fatto che la formadel picco si ripete conperiodicità.


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