Il Sole: Istruzioni per l'Uso
Relazione di laboratorio della settimana di Stage Estivo presso il
Laboratorio di Fisica Solare dell'Università agli studi di Roma Tor Vergata
IIS Telesi@ - Telese Terme
Elvia Colella
Michele Grasso
Prof. Mario Del Prete
Licei Stefanini - Mestre
Alberto Maniscalco
Michele Sbardella
Prof.Antonio Grandieri
Liceo Scientifico Statale di Ceccano
Monica Di Fabbio
Emanuele Ferri
Andrea Recine
Prof. Maria Rosaria Di Salvatore
Prof. Graziella Bartolini
18 giugno 2010
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Indice
Capitolo 1........................................................................................................................................................... 3
Introduzione ...................................................................................................................................................... 3
1.1 La Cromosfera.............................................................................................................................................. 3
1.2 Flare ............................................................................................................................................................. 4
1.3 Interazione Terra-Sole ................................................................................................................................. 5
Capitolo 2........................................................................................................................................................... 5
Il Telescopio ....................................................................................................................................................... 5
2.1 Telescopi Rifrattori e Riflettori .................................................................................................................... 6
2.2 Componenti di un Telescopio ...................................................................................................................... 7
2.3 Montatura e Puntamento............................................................................................................................ 8
Capitolo 3........................................................................................................................................................... 9
Trattamento delle Immagini .............................................................................................................................. 9
3.1 Ricerca Flare ................................................................................................................................................ 9
3.2 Grafici......................................................................................................................................................... 10
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Capitolo 1
Introduzione
Il Sole è una stella di dimensioni medio-piccole costituita essenzialmente da
idrogeno (circa il 74% della sua massa, il 92% del suo volume) ed elio (circa il 24-25%
della massa, il 7% del volume), cui si aggiungono altri elementi pi`u pesanti presenti in
tracce.
Spaccato della struttura del Sole:
1. Nucleo
2. Zona radiativa
3. Zona convettiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Macchia solare
8. Granulazione fotosferica
9. Protuberanza ad arco.
1.1 La Cromosfera
La cromosfera (letteralmente sfera di colore) è un sottile strato dell’atmosfera del
Sole, che si trova subito sopra la fotosfera, ed `e sostanzialmente trasparente rispetto al
resto dell’atmosfera solare. Per poterla osservare, a causa della fortissima luminosità della
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fotosfera sottostante, occorrono particolari strumenti in luce filtrata oppure bisogna
aspettare un’eclissi solare totale. Questa è la zona che ci interessa maggiormente e nella
quale abbiamo effettuato osservazioni di flare con il telescopio nella riga H-alpha. In
fisica e in astronomia, l’H-alpha (H) è una particolare riga di emissione (o di
assorbimento) dell’idrogeno.
Secondo il modello dell’atomo di Bohr, gli elettroni si trovano su livelli di energia
quantizzati attorno al nucleo e possono passare dall’uno all’altro assorbendo o
emettendo un fotone, il quale è visibile, nel caso dell’H-alpha, nella parte rossa dello
spettro elettromagnetico. Un filtro H-alfa è costruito in modo da trasmettere una stretta
banda di luce, generalmente centrata sulla lunghezza d’onda della riga.
1.2 Flare
Un brillamento solare (o flare) è una violenta eruzione di materia che esplode dalla
fotosfera di una stella, con un’energia equivalente a varie decine di milioni di bombe
atomiche.
I
brillamenti
creano
delle
spettacolari
protuberanze solari ed emettono fasci di vento
solare molto energetico.
I brillamenti sono spesso associati alle macchie
solari e sono probabilmente causati dal rilascio
di energia in occasione del fenomeno delle
riconnessioni delle linee di campo magnetico.
I brillamenti sono classificati in ordine crescente
come A, B, C, M o X a seconda della
loro luminosit`a nei raggi X vicino alla Terra,
misurata in W\m2. Ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente.
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1.3 Interazione Terra-Sole
La direzione del campo magnetico interplanetario, la velocità e la densità del vento
solare, dipendono dall’attività del Sole. I disturbi della magnetosfera terrestre sono
chiamati tempeste geomagnetiche; queste possono produrre cambiamenti improvvisi e
causare disturbi alla rete di energia elettrica, influenzare il funzionamento delle
radiocomunicazioni via satellite, guastare a volte apparecchi elettronici, causare blackout
estesi. In particolare le radiazioni emesse interferiscono con le comunicazioni radio sulla
Terra e possono rappresentare un pericolo per le navi spaziali e gli astronauti al di fuori
della magnetosfera terrestre.
Capitolo 2
Il Telescopio
Il telescopio è un sistema ottico formato da due lenti, la lente-obiettivo che
raccoglie la luce, e l’oculare, che la indirizza all’occhio dell’osservatore. La funzione
principale di un telescopio è, infatti, proprio quella di allargare il la pupilla d’ingresso
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dell’occhio umano, che ha un diametro massimo di soli 6 mm, rendendolo più sensibile
alla luce.
Osservando un oggetto al telescopio, noteremo innanzitutto l’ingrandimento dello
stesso, in secondo luogo noteremo maggiori dettagli dovuti alla risoluzione angolare
dello strumento, maggiore rispetto all’occhio umano e tanto migliore quanto è più
grande il diametro del telescopio.
2.1 Telescopi Rifrattori e Riflettori
Possiamo classificare i vari telescopi in due classi generiche:
telescopi rifrattori, che utilizzano un sistema di lenti e sfruttano le leggi della
rifrazione;
telescopi riflettori, che adoperano gli specchi e si avvalgono delle leggi della
riflessione.
Dal punto di vista della fisica solare, i
telescopi che hanno resa migliore sono i
rifrattori: nell’osservazione del Sole, infatti la
quantità di luce interessata è talmente grande che
non abbiamo bisogno di una lente molto ampia.
Le lenti dei rifrattori, in effetti, possono avere un
diametro massimo di un metro: è impossibile
costruire lenti di diametro maggiore perché esse
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si deformerebbero sotto il loro peso.
Se da una parte questo tipo di telescopi presenta numerosi vantaggi nell’osservazione
solare, dall’altra riscontriamo delle problematiche connesse agli stessi che devono essere
corrette per una qualità ottimale delle immagini ottenute.
Tra le problematiche ricordiamo l’aberrazione cromatica, dovuta al fatto che le
lenti scompongono la luce nelle varie frequenze provocando delle variazioni cromatiche
nell’immagine.
Essa può essere corretta mediante l’uso di doppietti acromatici, ovvero un sistema di
lenti accoppiate che focalizzano due frequenze d’onda concentrandole nello stesso
punto. A questo dobbiamo aggiungere che il vetro è opaco a certe lunghezze d’onda, una
scelta dei materiali permette di avere un’adeguata finestra di trasparenza per alcune
lunghezze d’onda.
2.2 Componenti di un Telescopio
Le componenti fondamentali di un telescopio sono:
le lenti;
il tubo, che conserva il fascio di luce ed evita interferenze esterne;
la montatura, fondamentale per il puntamento.
Le lenti, da sole, non sono sufficienti. Essendo la
luce solare estremamente intensa, utilizzando un
telescopio che concentra la luce nella pupilla,
guardando all’interno dell’oculare senza protezioni,
essa accecherebbe l’occhio umano.
Per questo motivo, è necessario inserire dei
filtri che blocchino la maggior parte della luce
entrante facendo passare solo i fotoni ad una
determinata lunghezza d’onda. In generale, si
inseriscono due filtri, uno sulla lente-obiettivo, l’altro
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nella sezione angolare tra il tubo e l’oculare. I filtri, inoltre, sono utili nell’osservazione
dei vari strati che costituiscono il Sole.
Ad esempio, attraverso l’infrarosso, possiamo studiare la fotosfera solare.
2.3 Montatura e Puntamento
Il tipo di montatura che si adatta meglio all’osservazione astronomica è quella
equatoriale.
La montatura equatoriale è caratterizzata dall’avere un asse parallelo all’asse terrestre e in
linea con la stella polare, e un altro perpendicolare al primo. Il vantaggio di questa
montatura è che segue l’oggetto in osservazione muovendo un solo asse ed evitando la
rotazione del campo di vista.
Essa sfrutta le coordinate equatoriali, che tengono in considerazione tre elementi:
eclittica: piano in cui appare muoversi il Sole durante l’anno;
meridiano celeste: proiezione del meridiano terrestre sul cielo;
equatore celeste: proiezione dell’equatore terrestre sul cielo.
Dati questi punti di riferimento, per definire le coordinate di una stella, utilizziamo:
ascensione retta: misurata lungo l’equatore celeste, che è l’angolo in gradi fra il
punto
di
intersezione
dell’equatore con l’eclittica e il
meridiano celeste che contiene
l’oggetto;
declinazione: misurata lungo il
meridiano celeste, che è l’angolo
in gradi fra l’equatore celeste e
l’oggetto,
lungo
il
meridiano
celeste.
Per
puntare
montatura
un
equatoriale
telescopio
ci
con
dobbiamo
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munire per prima cosa di una bussola, grazie alla quale orientiamo il telescopio verso il
Nord. Ricerchiamo la stella Polare e allineiamo l’asse polare con essa. A questo punto,
cerchiamo il Sole centrandolo all’interno della prima lente sfruttando l’ombra minima
che si ottiene quando il Sole è allineato con il telescopio. Si posiziona l’oculare in modo
che l’immagine sia a fuoco e si procede con l’osservazione. E’ possibile anche sostituire
l’oculare con una telecamera che proietta le immagini sullo schermo.
Capitolo 3
Trattamento delle Immagini
Le immagini utilizzate per l’analisi di un flare solare, sono state acquisite
dall’osservatorio austriaco di Kanzelhohe non avendo a disposizione immagini con un
flare a causa della bassa attività del Sole in questo periodo; l’idea è quella di reperire tale
materiale tramite il telescopio descritto precedentemente. Con le seguenti istruzioni
mostriamo i passaggi fondamentali per comprendere le caratteristiche del flare.
3.1 Ricerca Flare
Inizialmente si utilizza un’istruzione per acquisire le immagini contenute in una
cartella predefinita. Successivamente passiamo alla lettura dell’immagine,che potrebbe
avere delle dimensioni superiori rispetto a quelle della finestra da noi aperta per
osservarla. Ora è necessario adattare le immagini in modo che esse ci permettano di
osservare interamente il sole, così da poter individuare la zona da noi ritenuta
interessante.
Utilizzando un comando che ci fornisce la luminosità dei pixel siamo in grado di
individuare l’area del flare e il punto con maggiore luminosità. A partire da tale punto
circoscriviamo la regione d’interesse. Una volta circoscritta la regione, ritagliamo una
zona di 20 x 20 pixel. Per osservare la crescente luminosità del flare utilizziamo un ciclo
che mostra in sequenza le immagini, dando origine ad un filmato. A seconda delle
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necessità, possiamo usare un’istruzione per regolare l’intervallo di tempo che trascorre
tra la visualizzazione di un’immagine e l’altra.
Arrivati a questo punto possiamo proseguire in due modi differenti.
3.2 Grafici
Nel primo caso, possiamo effettuare una media della luminosità della zona
interessante, in modo da ottenere un grafico in cui sull’asse delle x abbiamo il numero
delle immagini, mentre sull’asse delle y abbiamo la scala di luminosità, che date le
caratteristiche della nostra camera si struttura in 255 livelli.
Grafico 1: luminosità media nella finestra del flare
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Nel secondo caso, prendiamo in considerazione la luminosità media del sole che
impieghiamo come soglia per il nostro nuovo grafico, basato sull’uso di una maschera.
Tale maschera considera il valore medio e, nell’immagine ritagliata, rende visibili solo i
punti con luminosità maggiore alla soglia, oscurando completamente tutti gli altri punti.
Così facendo, questo grafico, pur avendo le stesse coordinate del primo, risulta pi`u
preciso in quanto si basa strettamente sulla zona interessata dal flare.
Grafico della luminosità di un flare
Grafico 2: luminosità media nella maschera del flare
Una volta realizzati i due grafici, attraverso una funzione, interpoliamo i punti del grafico
dal quale ricaviamo due rette: una ascendente, rappresentante la salita di luminosità del
flare, e una discendente, rappresentante la graduale discesa della luminosità del flare. Nel
secondo grafico, la retta che descrive la salita della luminosità ha un coefficiente angolare
di 1,11 unità luminose/frame. L’unità di misura di tale valore indica l’aumento
dell’intensità di ogni immagine sulla scala dei grigi al variare del numero dell’immagine.
La retta che descrive la discesa della luminosità del flare ha invece un coefficiente
angolare di -0,38 unità luminose/flare. In base alla definizione stessa di flare ci
aspettavamo grafici simili a quelli ottenuti, in cui la pendenza della retta ascendente (fase
impulsiva) è maggiore rispetto a quella della retta discendente.
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Andiamo verso una fase in cui il Sole aumenta la propria attività, aumentiamo anche noi
la nostra attenzione verso nuove conoscenze!
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