solar astronomy classe terza

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  • 1. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
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    SOLAR ASTRONOMY Classe terza
    Esperienza teorico pratico sullo studio del Sole

2. Il primo studio che i ragazzi di terza media hanno dovuto affrontare, nellambito del percorso di astronomia, stato quello di determinare le dimensioni reali di alcuni fenomeni osservati e fotografati sul disco solare nel precedente anno scolastico e nel anno scolastico in corso dai compagni della classe II.
Per lo scopo, abbiamo utilizzato SALSAJ, un software gratuito messo a disposizione dalla piattaforma didattica HandofUniverse della quale siamo partecipanti come scuola pilota. Il software in oggetto permette misurazioni sia di distanze, che fotometrichee diverse altre applicazioni di interesse astronomico.
LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
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Dalla qualit alla quantit
3. Procedura per determinare le dimensioni di fenomeni osservati sul disco solare
Aprire limmagine con il software SalsaJ
Ricavare dalla letteratura le dimensioni precise del raggio solare
Misurare utilizzando il pulsante righello le dimensioni del raggio solare espressa in pixel.
Applicare una semplice proporzione per determinare a quanti chilometri corrisponde un pixel sullimmagine ricavata al telescopio.
Sempre utilizzando il pulsante righello determinare la lunghezza espressa in pixel del fenomeno presente sul disco (filamento, macchia solare, granuli ecc...)
Moltiplicare il numero di pixel trovati per il coefficiente calcolato precedentemente che mi esprime a quanti chilometri corrisponde 1 pixel.
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4. Prima misurazione: filamento e granulazione solare
In questa immagine, ottenuta con il telescopio H-alpha possibile osservare, oltre alla granulazione solare, un filamentoin alto a sinistra.
Utilizzando la procedura precedentemente esposta, un gruppo di studenti ha determinato le dimensioni del grano e del filamento.
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Filamento solare
5. Seconda misurazione: gruppo di protuberanze solari
In questa immagine abbiamo determinato le dimensioni delle protuberanze (in termini di altezza) e lestensione sul disco solare del fenomeno (larghezza).
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6. Terza misurazione: altezza di tre protuberanze distinte
In questa immagine, altamente spettacolare, siamo riusciti a determinare le dimensionidelle tre protuberanze. In aggiunta abbiamo annotato anche le dimensioni del raggio terrestre per poter dare un indicazione delle enormi dimensioni dei fenomeni misurati.
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7. Quarta misurazione: filamento sul disco solare
Immagine in H-alpha
Si evidenzia perfettamente un enorme filamento sul disco solare.
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8. Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile
Nelle prossime esperienze, i ragazzi studieranno la radiazione elettromagnetica provenienete dal Sole invisibile. Dovranno cos abbandonare lutilizzo degli occhi e farsi guidare dalla matematica. Numeri, grafici, suoni saranno la guida per scoprire altre informazioni interessantissime associate alla nostra stella.
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9. Energia termica ed il Sole: determinazione della costante solare
La costante solare rappresenta la quantit di energia termica, proveniente dal Sole, che raggiungela Terra per metro quadrato nellunit di tempo.
Con un semplice esperimento, alcuni ragazzi della classe III sono riusciti a determinare un valore sperimentale della costante solare.
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10. 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 (primo equilibrio termico)
Posiziona il calorimetro esponendolo al Sole in modo che la superficie superiore sia il pi perpendicolare possibile alla radiazione solare
Registra ad intervalli regolari, il tempo e la temperatura corrispondente (operazione svolta dal software)
Raggiunto lequilibrio 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).
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11. Il tracciato grafico
Il grafico stato ottenuto utilizzando una sonda termica collegata ad una semplice interfaccia per la memorizzazione ed archiviazione dei dati sperimentali (eurolab). Le successive determinazioni sono ricavabili direttamente dal software di gestione delle sonde (CoachLab6).
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12. 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 nella tabella sottostante
Per il calcolo della costante solare abbiamo fatto uso della relazione fondamentale della calorimetria. Un corpo a temperatura Ta e uno a temperatura Tb si scambiano una certa quantit di calore:
Q=c*m*T
dovec = calore specifico dellacqua; m = massa dellacqua; T = variazione di temperatura.
Per ricavare lenergia assorbita dalla Terra, sufficiente dividere il calore assorbito per S*t ottenendo:
energia assorbita per unit di superficie e di tempo = (c*m) *T /S =C*T/t
dove C 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 unit di superficie e di tempo =
C*[(T/t)salita + (T/t)discesa] joule/m2s (watt/m2)
dove C uguale a m*c/S
(T/t)salita = pendenza della curva, nella fase di riscaldamento in un tratto rettilineo opportunamente scelto
(T/t)discesa= pendenza della curva nella fase di raffreddamento nello stesso intervallo di temperature considerate nella fase di riscaldamento.
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13. I risultati sperimentali
Costante del calorimetro C = 0,075*4186/0,00328 = 95626 Joule/m2
Energia assorbita per unit di superficie e di tempo = 95626*(0,006275 + 0,002061) = 797 Watt/m2.
Lelaborazione dei dati sperimentali porta a valori della radiazione solare al suolo compresi tra 600 e 900 Watt/m2. Le misure pi recenti compiute dai satelliti forniscono un valore di 1353W/m. Questa enorme quantit 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.
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14. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
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Programma osservativo Sole nella banda SHF (super high frequency)
15. 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.
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16. Composizione del radiotelescopio SHF
Il nostro radiotelescopio SHF costituito da un antenna parabolica in grado di catturare la radiazione solare nella banda delle microonde, un ricevitore rappresentato dal SatFinder, un sistema di acquisizione e elaborazione dati costituito da un modulo elettronico appositamente costituito, un PC e un software adatto.
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17. Componenti del radiotelescopio SHF
Lantenna utilizzata, del tipo OFFSET avente un diametro di 80 cm.
Il kit acquistato Comprende: una parabola, un ricevitore LNB con relativo elemento di sostegno, staffe di ancoraggio.
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18. Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF
Satfinder: questo strumento, permette la regolazione del guadagno del segnale proveniente dallantenna.
Lalimentazione del SatFinder (+ 13 V) fornita da un vecchio decoder TELEPIU (ora SKY) .
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19. Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF
Il segnale proveniente dal SatFinder deve essere convertito in segnale capibile dal computer. Allo scopo stato realizzato un semplice modulo di acquisizione integrato ADC0831 (il cui progetto scaricabile dal sito www.radioastrolab.it)
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20. Il tracciato del Sole in SHF
Esempio di tracciato del Sole ottenuto con circa 1h di osservazione nella banda delle microonde (SHF).
I dati sono stati elaborati utilizzando il software freeware PRESTO.
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21. Programma osservativo Sole nella banda VLF
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22. 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
LABORATORIO DI AST

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