LezioniFA_2012_5

Lo studio del Sole é di primaria importanza in
astrofisica perché é l`unica stella di cui é
possibile
determinarne
con
estrema
accuratezza i parametri fondamentali:massa,
raggio luminosità e composizione chimica, e la
struttura spaziale della sua atmosfera.
Il sole in 3D
http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/main/index.html
La Posizione del Sole nella Galassia
La Galassia vista da
COBE
Il Sole e i suoi 9 Pianeti si trovano
A circa 30.000 anni luce dal centro della
Galassia
Principali Parametri del Sole
Massa (kg)
Massa (Terra= 1)
Raggio equatoriale (km)
Raggio equatoriale(Terra = 1)
Densità (gm/cm^3)
Velocità di fuga (km/sec)
Luminosità (ergs/sec)
Magnitudine (Vo)
Temperatura superficiale media
Età (miliardi di anni)
1.989e+30
332,830
695,000
108.97
1.410
618.02
3.827e33
-26.8
6,000°C
4.5
Abbondanze solari
• Dallo studio delle righe spettrali la composizione chimica
del Sole risulata:
Element
Atomic
Log Relative
Column Density
Number
Abundance
kg m-2
Hydrogen
1
1
11
Helium
2
-1.01
43
Oxygen
8
-3.07
0.15
Carbon
6
-3.4
0.053
Neon
10
-3.91
0.027
Nitrogen
7
-4
0.015
Iron
26
-4.33
0.029
Magnesium
12
-4.42
0.01
Silicon
14
-4.45
0.011
Sulfur
16
-4.79
0.0057
Log(n(H))=12
log(n(*)/n(H))
T~106 K
T~25000 K
•Fotosfera
•Cromosfera
T~5770 K
•Corona
Core
T~107 K
Fotosfera- La Granulazione Solare
Fotosfera- La Granulazione Solare
La granulazione Solare rappresenta la parte
superiore della zona convettiva del sole. Al
centro dei granuli il gas caldo proveniente
dalle zone interne del Sole sale e irradia il
suo calore nello spazio. Il gas raffreddato
procede orizzontalmente e poi ridiscende
verso l’interno del Sole in corrispondenza
delle zone scure.
I granuli hanno dimensioni tra i 250 e 2000
Km e ogni granulo è visibile per 8-15 min.
La velocità orizzontale e verticale del gas è
di circa 1 - 2 km/s.
La Fotosfera - Le Macchie Solari
Si tratta di aree che appaiono più scure rispetto alla
fotosfera perché, rispetto a quest'ultima, hanno una
temperatura inferiore. Le macchie solari infatti
sono brillanti (intensità luminonsa pari a circa il 32%
della fotosfera, 80% nelle zone di penombra), ma
per contrasto con le zone circostanti appaiono di
colore nero.
Le Macchie Solari
•
Hanno una temperatura di circa
4000°C, rispetto ai 5700°C della
fotosfera.
Sono di dimensioni variabili (da
7.000 a 50.000 Km di diametro) e
talvolta sono visibili anche ad
occhio nudo (sempre che,
naturalmente, ci si protegga la
vista con appositi filtri). Sono
originate dall'intenso campo
magnetico del Sole, che in
alcuni punti impedisce la risalita
dei gas e del calore dall'interno
della stella, provocando così la
formazione di regioni più fredde, e
quindi più scure.
Il Sole Attivo - Le Macchie Solari
Origine
Le macchie solari sono sede di intensi
Campi Magnetici.
I Magnetogrammi sono immagini in
falsi colori ottenute misurando il
campo magnetico del sole lungo la
linea di vista.
La sequenza di colori rosa-rosso-giallo
rappesenta un campo magnetico
crescente ed uscente dal Sole
La
sequenza
viola-blu-celeste
rappresenta un campo crescente in
intensità ma entrante nel Sole
Il confronto tra le due immagini
mostra che le regioni con il più alto
valore
del
campo
magnetico
coincidono con le macchie solari.
Il Ciclo di Attività Solare
Il Campo Magnetico determina anche il ciclo di 11 anni
osservato nell’andamento del numero di macchie solari.
Il Ciclo di Attività Solare
La Cromosfera
La Cromosfera - Filamenti e Protuberanze
La Cromosfera vista in luce Ha
Le regioni di più intensa emissione
dell’Ha coincidono, nella maggior parte
dei casi con le macchie solari.
I filamenti scuri visti sul disco solare
sono
identici
,
alle
brillanti
protuberanze viste al bordo.
Queste strutture sono condensazioni di
gas che si formano nella parte alta
dell’atmosfera solare.
Le protuberanze e filamenti possono
durare anche alcuni giorni e seguono la
rotazione solare.
Immagine in Ha
La Corona
La corona è la zona più esterna e calda del Sole
La Sonda SOHO
•
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
L’Orbita della Sonda SOHO
La sonda SOHO è stata lanciata il 2 Dicembre 1995
La Corona Solare vista da SOHO
(http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/EIT/)
Il Satellite Yohkoh
Lanciato il 31 Agosto 1991.
Obiettivo
Studio dei meccanismi di emissione
solare negli X e nei gamma
http://www.lmsal.com/SXT/homepage.html
Il Sole ai raggi X
Le regioni di più alta emissività X
corrispondono alle zone
fotosferiche delle macchie solari.
Il Ciclo di Attività Solare
1995
1991
Al massimo dell’attività solare si Osservano molti più Flare
e Protuberanze rispetto al Minimo.
Il Ciclo di Attività Solare
La Rotazione del Sole
Periodo di rotazione (gg)
•
•
•
25-36*
Il periodo di rotazione del Sole varia con la latitudine:
circa 25 giorni all'equatore, fino a 36 giorni ai Poli. Sotto la zona
convettiva,
sembra ruotare come una sfera rigida con un periodo i 27 giorni.
I ‘Loop’ Coronali
Strutture a forma di cappio osservate
nella corona Solare.
Sono manifestazioni del campo
magnetico che dagli stati fotosferici si
estende occasionalmente entro la
corona per poi ricadere in basso.
All’interno dei cappi c’e’ materiale
molto denso e caldo, circa 2.000.000 K
=43.0000 Km
I Flare Solari
I brillamenti (o flares) solari sono
fenomeni molto energetici che
si sviluppano in Regioni Attive molto
complesse dell`atmosfera
solare. La maggior parte dell`energia
emessa durante un brillamento,
dell`ordine di 1030 - 1033 erg, viene
liberata in un breve intervallo
di pochi minuti nell`intero ambito
dello spettro elettromagnetico
compreso tra i raggi X e le onde radio.
Sembra ormai accertato che l`energia
rilasciata durante un flare sia stata
precedentemente immagazzinata in
una configurazione non potenziale del
campo magnetico.
Flare visto da HESSI nel 2002 in X
I Flare Solari
Successione di flare in direzione del Sole nel Novembre 2000
Il grande flare del 2003
Un Flare più recente
A magnetic movie of sunspot 930 shows the tension building just before the X-flare of Dec. 13, 2006.
http://solar-b.nao.ac.jp/sot_e/
Hinode's Solar Optical Telescope (SOT), Dec. 13, 2006,
shows sunspot 930 X-class solar flare
Coronal Mass Ejection (CME
Modello standad dei Flares eruttivi
Riconnessione magnetica
Aurore Boreali
Aurore Boreali
(http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora/images/aurora/jan.curtis/)
Il Vento Solare
Costituito da gas ionizzato che
continuamente esplode nella
corona solare e viene espulso a
velocità di circa 500 km/s e
raggiunge una distanza dal sole
che ancora non si conosce.
Esso è costituito
prevalentemente di Protoni,
Elettroni, Ioni ed altre particelle
cariche.
Quando arriva in prossimità
della Terra incontra il Campo
Magnetico Terrestre e incontra
molti ostacoli per penetrarlo ma
riesce comunque a comprimerlo,
formando la Magnetosfera
terrestre.
Ulysses
Lanciato nell’Ottobre 199O
Il Suono del Sole - Eliosismologia
La scoperta che il Sole é pervaso da
milioni di piccoli moti oscillatori
con periodi attorno a cinque minuti, di
ampiezza appena un decimillesimo del
raggio solare, ognuno dei quali
possiede una configurazione spaziale e
un periodo ben definiti, ha schiuso nel
1975 le porte ad una nuova disciplina
astrofisica, l`eliosismologia.
Il Suono del Sole - Eliosismologia
Moto radiale in
Moto radiale out
nodi
Il sole si comporta come una cavità risonante