solar astronomy classe seconda

LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE 1

SOLAR ASTRONOMY CLASSE SECONDA

Esperienza teorico – pratico sullo studio del Sole

Distanza Terra - Sole

La distanza Terra-Sole risulta pari a circa 150 milioni di km.

Tale valore definisce l’unità di misura (l’Unità Astronomica (UA)) con cui valutare le distanze fra i corpi entro il Sistema Solare. Per misurare le distanze fra le stelle si preferisce usare gli anni luce (1 anno luce = 63.240 UA )


Caratteristiche del Sole

Tipo spettrale G2 Raggio del Sole 700000 km = 109

volte il raggio terrestre Temperatura fotosfera 5700K Spessore fotosfera 1/700 del raggio

solare Spessore cromosfera 1/46 del

raggio solare Spessore della corona decine di

Milioni di km Massa 1,99*1030 kg = 330000 volte

la massa terrestre Volume 1,44*1018 km3 = 1,44 milioni

di volte il volume terrestre Densità media 1,41 g/cm3 Densità del nucleo 141 g/cm3

(acqua 1 g/cm3 ) Temperatura del nucleo 16 milioni

di gradi Kelvin 4,2 milioni di ton al secondo di

materia si converte in energia 564,6 milioni di ton di H si convertono

in 560 milioni di ton di He. 3LABORATORIO DI ASTRONOMIA

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Composizione chimica del Sole 1000000 atomi di H

(idrogeno) 60000 atomi di He

(elio) 700 di O (ossigeno) 400 di C (carbonio) 90 di N (azoto) 30 di Fe (ferro) 15 di Si (silicio) 3 di Al (alluminio) 2 di Ca, Na, Ni (Calcio,

Sodio, Nichel)4

LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

L’interno del Sole

L'interno del Sole e' composto da un nucleo, nel quale avvengono le reazioni di fusione termonucleare.

Il nucleo è circondato da uno strato di gas avente densità enorme chiamato zona radiativa. Nella zona radiativa, l'energia prodotta dalla fusione nucleare, a causa dell’enorme densità presente, richiede milioni di anni per giungere all’esterno.

A sua volta la zona radiativa è circondata da uno strato detto zona convettiva dello spessore di 150.000 Km.

Spaccato della struttura del Sole:1. Nucleo2. Zona radiativa3. Zona convettiva4. Fotosfera5. Cromosfera6. Corona7. Macchia solare8. Granulazione fotosferica9. Protuberanza ad arco.

5LABORATORIO DI ASTRONOMIA

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Produzione di energia solare L’energia prodotta dal Sole si origina dal processo di fusione

nucleare che avviene nel centro della stella: a causa della sua grande massa, le regioni interne del Sole raggiungono temperature elevatissime (15 milioni di gradi). A queste temperature si accendono le reazioni termonucleari.

La fusione nucleare consiste nella trasformazione di quattro nuclei di idrogeno in un nucleo di elio; La massa di elio è minore della somma delle masse dell’idrogeno reagito; la differenza di massa viene trasformata in energia.


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Moti convettivi sul Sole

Nella zona convettiva del Sole si sviluppano delle sacche di gas caldo che si muovono verso la superficie esterna del Sole. Queste sacche diventano un mezzo di trasporto per l'energia che in questo modo viene trasportata verso gli strati più esterni. Tali moti, simili a quelli che si producono in una pentola d'acqua in ebollizione, fanno risalire in superficie delle bolle di gas che danno origine alla granulazione della fotosfera. Questo spiega l’aspetto irregolare simile ad un insieme di grani a forma di chicchi di riso molto luminosi, visibili nella banda ottica dello spettro. La granulazione rappresenta uno degli obiettivi delle nostre osservazioni visuali.


Il campo magnetico solare

Il Sole è costituito essenzialmente da plasma, ovvero da gas ionizzato, e agisce come una gigantesca dinamo, in grado di generare un potente campo magnetico. Vedremo in seguito come la combinazione dei vari campi magnetici sia la causa fondamentale dei molti fenomeni peculiari osservabili nella fotosfera, cromosfera e corona.


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Periodi di attività: Sole quieto e Sole attivo

I campi magnetici solari determinano lo svolgersi dei fenomeni osservabili sul Sole. L’attività magnetica solare ha un andamento periodico, con un periodo approssimativo di 11 anni. Durante questo periodo il Sole passa da un minimo di attività (SOLE QUIETO), ad un massimo di attività (SOLE ATTIVO), e di nuovo ad un minimo. Ogni ciclo di attività solare è comporta una inversione della polarità del campo magnetico della stella, con conseguente scambio tra il polo nord ed il polo sud magnetico.

Il primo ciclo ha polarità N-S per 11 anni, il secondo ciclo ha polarità S-N per 11. Dopo 22 anni si ritorna alla polarità N-S.


Cosa arriva sulla Terra?

Il Sole emette nello spazio circostante enormi quantità di energia sottoforma di radiazione elettromagnetica e di particelle trasportate dal vento solare.

Le particelle che costituiscono il vento solare non sono osservabili dalla Terra in quanto in genere catturate da una specie di scudo magnetico che circonda il pianeta Terra. Tale zona viene chiamata magnetosfera terrestre. 10


La radiazione elettromagnetica

La radiazione elettromagnetica è una forma di energia legata al trasporto simultaneo di energia elettrica e magnetica.

A seconda dell’energia emessa, della frequenza e della lunghezza d’onda, possiamo distinguere varie componenti dello spettro elettromagnetico.


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Ad ogni porzione solare la sua radiazione

Tra tutte le radiazioni provenienti dal Sole i nostri studi si concentrano su quelle emesse dalla cromosfera, dalla fotosfera e dalla corona solare. La tabella illustra le varie zone e le onde da esse emesse.

Corona : radioonde – lontano ultravioletto – raggi X

Cromosfera: lontano infrarosso – ultravioletto – raggi X – raggi gamma

Fotosfera: vicino infrarosso – lontanissimo ultravioletto – raggi gamma LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE 12

Il Sole in varie zone dello spettro elettromagnetico

Alcune immagini del Sole riprese a differenti lunghezze d'onda dalla sonda STEREO.


Programmi osservativi

Nel nostro Istituto vengono attivati cinque PROGRAMMI OSSERVATIVI con lo scopo di studiare le emissioni elettromagnetiche solari e di analizzare i principali fenomeni osservabili a livello amatoriale.

Elenco programmi osservativi

1. Studio e osservazione del Sole in luce bianca (tutto lo spettro visibile compreso tra 400 nm e 760 nm); (classe II e III)

2. Studio e osservazione del Sole in luce H-alpha (lunghezza d’onda=656,28 nm); (classe II e III)

3. Studio e osservazione del Sole in luce Cak (lunghezza d’onda=393,4 nm); (classe II e III)

4. Studio e osservazione del Sole nella banda VLF (very low frequency); (classe III)

5. Studio e osservazione del Sole nella banda SHF (super high frequency). (classe III)


Programma osservativo – Sole in luce bianca


Strumentazione astronomica Telescopio SKYWATCHER MAKSUTOV 150mm+ filtro solare astrosolar

+ montatura equatoriale HEQ5 skyscan pro.

Descrizione

Telescopio: tipo MAKSUTOV con diametro 150 mm. Filtro solare: foglio formato A4 di materiale ASTROSOLAR in grado di

bloccare oltre il 99% della luce proveniente dal Sole in modo da rendere sicura l’osservazione della nostra stella.

Montatura HEQ5 skyscan pro: montatura computerizzata capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).

Cosa osserviamo Il programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce bianca. In

particolare vogliamo osservare, classificare e fotografare le MACCHIE SOLARI e i GRUPPI SOLARI , la GRANULAZIONE che compaie nella fotosfera della nostra stella.


Le macchie solari

Le macchie solari furono osservate al cannocchiale da Galileo Galilei nel 1610, ma erano gia' note nell'antica Cina. Le macchie appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole. Esse hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e piu' di duecentomila Km e sono circondate da regioni di penombra.

La loro origine và ricercata nelle variazioni locali del campo magnetico solare che generano zone a minor temperatura (4000-4500K).


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http://www.pd.astro.it/MOSTRA/NEW/A1001MAN.HTM

Fenomeni solari

Il loro aspetto oscuro, come già citato e' dovuto al fatto che sono piu' fredde e quindi meno luminose della fotosfera.

Lo sviluppo di un gruppo di macchie comincia con l'apparire di piu' macchie piccole, che poi si espandono aggregandosi tra loro; questo processo puo' durare da una settimana a qualche mese.

Vicino alle macchie solari si distinguono aree brillanti dette facole, visibili in luce bianca.


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Flares o brillamenti solare

Facole solari

Determinazione del numero di Wolf


Il numero di Wolf è un parametro che consente la stima dell'attività solare in funzione del numero e della complessità delle regioni attive osservabili sulla fotosfera in luce bianca. Il numero di Wolf si calcola secondo la seguente formula:

dove R: numero di Wolf kc: fattore di correzione (strumentale e di condizioni

atmosferiche) G: numero di gruppi osservati M: numero di macchie complessive

Regole per il conteggio delle macchieNel conteggio dei gruppi:

1. la singola macchia isolata deve essere considerata gruppo;

2. Le singole macchie isolate, inoltre, benchè già contate come gruppo devono essere considerate anche agli effetti del conteggio delle macchie complessive.


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Classificazione dei gruppi solari Una macchia solare è solitamente composta

da una parte interna chiamata ombra, e da una parte che la circonda più chiara, denominata penombra.

Nell'osservazione solare hanno notevole importanza i gruppi di macchie.

Esistono diversi metodi per classificare i gruppi; noi abbiamo applicato la classificazione di Waldmeier e quella di McIntosh,

La classificazione di Waldmeier si basa sulla forma, sulle dimensioni e sull'evoluzione del gruppo.

La classificazione di McIntosh, introdotta all'inizio degli anni '90 è molto complessa, e permette un'ottima catalogazione dei gruppi.


Classificazione di Waldmeier

Di fianco viene riportata la classificazione di Waldmeier


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Classificazione di McIntosh

La classificazione attualmente in uso è stata introdotta nei primi anni '90 da McIntosh, il quale si è basato su quella creata da Waldmeier: La prima lettera rappresenta la classificazione di Zurigo Modificata cui sono state tolte le classi G ed I (o J).

[email protected]


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Classificazione di McIntosh

Ad esempio un gruppo definito Eki, descrive una regione attiva avente le seguenti caratteristiche:

gruppo bipolare con un'estensione longitudinale (asse E-O) compresa tra i 10°-15° eliografici (120000- 180000 km). La penombra della macchia leader (o precedente) è asimmetrica, ma con un'ampiezza in latitudine (asse N-S) superiore a 2,5° eliografici in diametro.

Sono presenti numerose macchie tra la macchia leader e la seguente il gruppo, di cui nessuna presenta una penombra sviluppata...


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Scheda raccolta dati


Data osservazione: 13-12-07Il video realizzato dai ragazzi

L’immagine ricavata

Gruppo di macchie solari


Data osservazione: 29-03-08Il video realizzato dai ragazzi

Immagine

ricavata


Programma osservativo – Sole in luce H-alpha

Strumentazione utilizzata: telescopio CORONDO PST 40 – montatura equatoriale – telecamera SKYNYX – M. e NEXIMAGE C.

Descrizione strumentazione

Telescopio: tipo CORONADO PST40 con filtro solare H-alpha. Montatura HEQ5 skyscan pro: montatura computerizzata

capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).

Telecamera SKYNYX monocromatica 16bit e NEXIMAGE CELESTRON colori 8 bit

Cosa osserviamo Il programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce H-

alpha. In particolare vogliamo osservare, classificare e fotografare i BRILLAMENTI, le PROTUBERANZE e i FILAMENTI SOLARI.


Il Sole in luce H-alpha

Immagine del Sole in H-alpha.

Si notano filamenti, facole ed alcune macchie solari.


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FENOMENI SOLARI OSSERVABILI IN H-ALPHA

Flares o Brillamenti solari Sono emissioni estremamente luminose

generate dal rilascio di energia osservabili vicino alle macchie solari causate dall'interazione di campi magnetici solari. Durano da pochi minuti ad alcune ore e sono visibili in diverse bande di emissione. La frequenza dei flare solari varia da molti al giorno quando il Sole è particolarmente "attivo" a circa uno alla settimana quando invece è "quieto".


Protuberanze solari

Sono getti incandescenti di gas parzialmente ionizzato, detto plasma, intrappolate dal campo magnetico solare. Lungo il bordo solare, si possono osservare questi fenomeni sotto forma di cappio, cespuglio, colonna o altro ancora e dimensioni che possono raggiungere qualche milione di Km.

Per questa caratteristica, sono il fenomeno solare piu grande, visibile quindi anche da piccoli strumenti.La temperatura delle protuberanze è di circa 20.000 °C. Viste da sopra, non esterne al disco solare, danno luogo ai filamenti.Sono classificati principalmente in due categorie: Pretuberanze quiescenti (quelle tranquille) e pretuberanze a getto (quelle piu irruente), ognuna delle quali a sua volta divisa ancora in 3 sotto-categorie in base alla violenza e dimensione del fenomeno.


Programma base

Il programma osservativo di base consiste nel conteggio dei nuclei di protuberanze

La classificazione più diffusa e accettata è stata introdotta da Harold Zirin.

La distinzione principale è tra zone quiescenti (QRF) e zone attive (ARF). Ciascuna tipologia è inoltre suddivisa in 5 classi per le QRF (da A a E) e 4 classi per le ARF (da F a I). 33


Immagine di David Knisely

Scheda di osservazione


Osservazione del 07-02-08

Filamento solare Ingrandimento del filamento



Il video realizzato dai ragazzi

L’immagine di una protuberanza solare




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protuberanza



Gruppo di protuberanze



Gruppo di protuberanze

“collegate” tra loro



Enorme filamento solare


Programma osservativo – Sole in luce CaK

PROGRAMMA OSSERVATIVO – Studio del Sole in luce CaK Strumentazione utilizzata: telescopio lunt in luce CaK

60mm+ montatura equatoriale HEQ6 skyscan pro + camera digitale CCD 16 bit Skynyx Lumenera.

Descrizione strumentazione

Telescopio: LUNT 60 mm in CaK Montatura HEQ5 skyscan pro: montatura

computerizzata capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).

Cosa osserviamo

Il programma osservativo prevede lo studio della meteorologia solare evidenziando granuli, supergranuli e facole.


Il Sole in luce CaK

Il programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce CaK. Il telescopioCaK isola uno strato del Sole che si trova al di sotto ed è più leggermente più fredda dello strato visibile con un filtro H-Alfa, rivelando dettagli differenti. Il telescopio LUNT 60 mm Ca-K ci permette di osservare cambiamenti nella meteorologia solare in anticipo di ore o anche di giorni rispetto a quando diventeranno visibili con i filtri H-Alfa. Essi vengono spesso usati per predire l'arrivo di fenomeni solari. Le magnifiche celle di supergranulazione che si formano e si rafforzano in questo strato della Cromosfera potrebbero però non essere visibili ad occhio, perché la maggior parte delle persone, specialmente quelle non più giovani, hanno occhi non particolarmente sensibili a queste lunghezze d'onda. Quindi il telescopio LUNT Ca-K viene utilizzato con la camera digitale .


Programma base

Il programma base prevede l’osservazione del network cromosferico alla ricerca di facole cromosomiche, macchie solari, granulazione.

Facole cromosferiche o plages: sono nubi brillanti di idrogeno e sono associate alle macchie solari in quanto compaiono dove ci sono queste ultime e ne seguono lo stesso andamento.

Macchie solari e Granulazione sono fenomeni visibili anche in luce bianca.


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Esempio di scheda raccolta dati



Nella immagine a fianco è visibile perfettamente la granulazione solare.


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Nuovamente una immagine del network solare: si evidenzino i granuli sulla superficie della stella.


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Granulazione solare


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Granulazione e macchie solari. Si evidenziano perfettamente le zone attive attorno alle macchie solari.


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