REALIZZAZIONE A CURA DI
GALLO VANESSA
GIANNOTTA GIUSEPPE
MANCARELLA SERENA
MARINÒ CATERINA
TAGLIENTE FABIANA
DE IACO LUCA
GALANTE DANIELA
IURLANO DANIELA
TISEI MARGHERITA
COORDINAMENTO
PROF.SSA FRANCESCA LA NEVE
MA GUARDA QUANTE STELLE QUESTA SERA
FINO ALLA LINEA CURVA D’ORIZZONTE,
ELLISSI CIECA E SORDA DEL MISTERO……
Francesco Guccini
(Stelle - 1996)
INDICE
LE GALASSIE
FORMA DELLE GALASSIE
GALASSIE ELLITTICHE
GALASSIE A SPIRALE
LA VIA LATTEA
GALASSIA DI ANDROMEDA
GALASSIA M 51
GALASSIE A SPIRALE BARRATA
GALASSIE A DISCO
GALASSIE IRREGOLARI
GALASSIA ROVESCIA
RADIOGALASSIE
AMMASSI GALATTICI
DISTANZE INTERGALATTICHE
LE COSTELLAZIONI
POSIZIONE DELLE STELLE NELLE
COSTELLAZIONI
COME SI CHIAMANO LE STELLE?
GRANDEZZA DELLE STELLE
LUMINOSITÁ DELLE STELLE
IL COLORE DELLE STELLE
DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG – RUSSEL
ORIGINE DELLE STELLE
FASE DI STABILITÁ
FINE DI UNA STELLA
LE NEBULOSE
NEBULOSA A TESTA DI CAVALLO
NEBULOSA FORMICA
NEBULOSA CLESSIDRA
NEBUOLOSA NGC 6543
NEBULOSA IC 418
IL SOLE
STRUTTURA DEL SOLE
LE MACCHIE SOLARI
ATMOSFERA SOLARE
FONTI DI CONSULTAZIONE
LE GALASSIE
La galassia è un agglomerato di
centinaia di miliardi di stelle,
gas e polveri legati tra loro da
forze di natura gravitazionale ed
orbitanti intorno ad un centro
comune,
con
periodi
di
rivoluzione di centinaia di
milioni di anni.
La maggior parte di esse appare, a
causa della distanza dalla terra,
come una nube debolmente
luminosa e solo nelle fotografie
degli ammassi più vicini è
possibile distinguere le singole
stelle.
Tutti gli astri visibili ad occhio nudo
dalla terra appartengono alla
nostra galassia: la via lattea.
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FORMA DELLE GALASSIE
Le
osservazioni
al
telescopio permettono di
determinare, seppure in
modo approssimativo, la
forma delle galassie e
quindi di organizzare su
questa base una prima
classificazione.
Ci sono galassie:
• ellittiche
• a spirale
• irregolari
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GALASSIE ELLITTICHE
Le galassie ellittiche
hanno forma sferica
od ovoidale, con un
nucleo brillante.
Di norma non hanno,
o
ne
hanno
pochissima, materia
interstellare e sono
formate solo da
stelle vecchie.
Il
loro
colore
predominante è il
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rosso.
GALASSIE A SPIRALE
Le galassie a spirale sono generalmente
formate da un nucleo costituito da
stelle vecchie (più di 10 miliardi di
anni) da cui si ripartono i bracci in cui
si trova una popolazione di stelle
giovani, abbondanti quantità di gas,
polveri e grandi nubi molecolari che
sono luogo di formazione stellare.
Nelle galassie a spirale le stelle si muovono
su orbite circolari, con velocità tanto
più grandi quanto maggiore è la
distanza dal centro della galassia.
Il loro colore va dal rosso delle stelle
vecchie al blu delle giovani.
Galassia a spirale NGC300 nel gruppo dello
Scultore a circa 10 milioni di a.l. dalla Terra.
La colorazione blu dei bracci indica la
presenza di stelle giovani e brillanti. Quella
leggermente più rossastra del nucleo indica
la presenza di vecchie stelle.
Via Lattea
Andromeda M51
spirale barrata
a disco
g. rovescia
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LA VIA LATTEA
Tutti gli astri visibili ad occhio nudo dalla superficie terrestre, come il sole,
appartengono alla nostra galassia: la Via Lattea, così chiamata dagli antichi per il
suo aspetto di striscia biancastra che taglia il cielo.
Essa è una galassia a spirale composta da centinaia di miliardi di stelle, polveri e gas
ed ha un diametro di centomila anni luce. Orizzontalmente, lungo il piano
equatoriale ci sono delle nubi scure che sembrano dividerla in due emisferi.
I bracci di spirale ruotano intorno al nucleo con velocità differenti l’uno dall’altro,
trascinando tutte le stelle, compreso il sole ed il sistema solare.
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GALASSIA DI ANDROMEDA
È la spirale compagna della nostra galassia. Insieme alla
Via Lattea, è la più grande del Gruppo Locale.
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GALASSIA M 51
La galassia a spirale M51, situata
nella costellazione dei Cani da
Caccia non lontana dall’Orsa
Maggiore, è indubbiamente una
delle meraviglie del nostro cielo e
anche uno degli oggetti più curiosi
e più studiati. La particolarità di
M51 consiste nel fatto che è
accompagnata da una galassia
minore, NGC 5195, con la quale
interagisce con un evidente
passaggio di materiale stellare da
un corpo all’altro. Nella ripresa
fotografica si esaltano le due
bande più scure di polveri che
formano una spirale quasi
circolare che ha il centro nel
luminoso nucleo della galassia.
M51 dista, secondo le ipotesi più
recenti, poco più di venti milioni di
anni luce.
Nel 1994, vicino al suo nucleo,
scoppiò una Supernova.
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GALASSIE A SPIRALE BARRATA
In queste galassie il nucleo è attraversato da una barra di
stelle dalla cui estremità si dipartono 2 bracci di spirale
formati da stelle, gas e polveri
Galassia a spirale barrata
NCG 1365..
Dista 50 milioni di anni luce
dalla Terra.
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GALASSIE A DISCO
Galassia M 104 “Sombrero” dista da noi 44
milioni di anni luce. La fascia scura è
formata da polveri che assorbono la luce
emessa.
Sono galassie a spirale prive
dei bracci.
I loro dischi galattici sono
poveri e la formazione di
stelle nuove si è fermata
da tempo a causa
dell’esaurimento
della
materia
interstellare.
Sono pertanto formate, o
perlomeno la maggior
parte di esse, da stelle
vecchie.
Spesso all’osservazione sono
difficilmente distinguibili
dalle ellittiche.
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GALASSIA ROVESCIA
Solitamente la rotazione delle galassie
sembra “trascinare” i bracci, cioè se i
bracci si aprono in senso orario, il
movimento di rotazione sarà in senso
antiorario, e viceversa.
La galassia NGC 4622 che ci appare in
questa immagine, ottenuta con il
telescopio
spaziale
Hubble,
ha
evidenziato che i due bracci di spirale
esterni (punteggiati da gruppi di stelle
azzurre appena formate) hanno le
estremità rivolte nella stessa direzione di
rotazione della galassia.
Inoltre questa galassia possiede anche un
braccio interno, avvolto nella direzione
opposta rispetto ai due bracci esterni.
E' un raro caso di galassia con bracci di
spirale ad avvolgimento "misto".
Dalla forma asimmetrica dei bracci esterni e
dalle caratteristiche del nucleo, gli
astronomi sospettano che la stranezza di
NGC 4622 dipenda dall'interazione, o
meglio alla fusione, con un'altra
galassia più piccola.
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GALASSIE IRREGOLARI
Alcune galassie a disco, sono
classificate
come
irregolari
poiché, essendo localizzate vicino
a galassie più grandi, il loro
aspetto è privo di simmetria
proprio a causa delle distorsioni
indotte dalla gravitazione dei
vicini intergalattici.
Sono costituite da stelle giovani, gas
e polveri in gran quantità.
La “Grande nube di Magellano” è una
galassia satellite della Via Lattea, distante
170.000 a.l. da noi.
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RADIOGALASSIE
Le radiogalassie sono galassie che
emettono nella banda delle
radioonde molta più energia di
quella emessa dalle galassie
normali.
Altri oggetti lontani e misteriosi
dell’Universo, sono i quasar,
molto probabilmente esempi
estremi di spaventosi eventi
esplosivi al centro di galassie
lontane nello spazio e nel
tempo.
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AMMASSI GALATTICI
Alcune galassie sono solitarie in regioni vuote
dell’universo. Però solitamente si formano
gruppi composti da qualche galassia o
ammassi ancora più grandi formati da
migliaia di galassie. In queste associazioni,
le galassie sono soggette a mutue
interazioni gravitazionali che ne possono
alterare considerevolmente l’aspetto.
La nostra galassia fa parte di un gruppo di
circa trenta galassie che gli astronomi
chiamano Gruppo Locale.
La via Lattea e la galassia di Andromeda sono
le più grandi del gruppo ciascuna con 100 o
200 miliardi di stelle.
La piccola e la grande Nube di Magellano
galassie satelliti della via Lattea, sono
piccole e deboli, e contengono ciascuna solo
circa 100 milioni di stelle.
La Grande Muraglia, una striscia di galassie
scoperta nel 1989, si estende per oltre un
miliardo di anni luce nello spazio.
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DISTANZE INTERGALATTICHE
La semplice osservazione telescopica non permette di distinguere una galassia gigante
lontana da una di dimensioni minori e vicina alla Terra. Di conseguenza gli astronomi
ricavano la distanza di una galassia confrontando la sua luminosità o le dimensioni
degli oggetti che contiene, con quelle di analoghi oggetti della via Lattea.
Particolarmente importanti per questo scopo sono le Cefeidi, stelle variabili la cui
luminosità cambia periodicamente. Misurando il loro periodo di pulsazione si risale
alla loro luminosità assoluta e dal confronto di questa con quella apparente se ne
determina la distanza. Le Cefeidi vengono usate per ricavare le distanze di galassie
vicine, mentre per quelle più lontane si utilizzano le nove e le supernove.
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LE COSTELLAZIONI
Osservando la volta celeste, le
stelle
ci
appaiono
raggruppate in modo da
formare disegni, più o meno
geometricamente esatti, di
rettangoli,
quadrati,
triangoli, ecc.
Dove noi vediamo fredde figure
geometriche, la fervida
fantasia dei popoli antichi
tracciò immaginari disegni
raffiguranti
animali
favolosi, eroi, dei e semidei,
che riproducevano nel cielo
le loro favole religiose ed
eroiche.
Ancor oggi continuiamo ad
indicare le costellazioni con i
nomi che Greci, Latini ed
Arabi dettero loro:Orsa
Maggiore,Orsa
Minore,
Cigno, Orione, Gemelli, ecc.
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POSIZIONE DELLE STELLE NELLE
COSTELLAZIONI
Nelle costellazioni le
stelle
che
le
compongono
ci
appaiono vicine, ma,
nella realtà, esse
sono
lontanissime
l’una dall’altra. È
solo
l’enorme
lontananza
dalla
Terra che ce le fa
apparire appiattite
sulla volta celeste
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COME SI CHIAMANO LE STELLE ?
Le stelle di ogni costellazione sono indicate con le lettere
dell’alfabeto greco in ordine decrescente di luminosità,
a partire da (alfa): ad esempio - Centauri è la stella
più luminosa della costellazione del Centauro, (beta) è
la seconda e così via.
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LE STELLE
Le stelle sono grandi
masse gassose composte
principalmente
da
idrogeno
e
elio.
Esse emettono grandi
quantità di energia come
luce, calore ed altre
radiazioni.
Questa energia viene
prodotta nel nucleo della
stella attraverso processi
di fusione nucleare
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GRANDEZZA DELLE STELLE
Conosciamo stelle piccole come il sole o
addirittura più piccole della terra,
come le stelle a neutroni, oppure di
grandezza inaudita come ad
esempio la VV Cephei che ha un
diametro 2.400 volte > del sole.
Le stelle si classificano in base alla
grandezza in:
Supergiganti (oltre 100 volte più
grandi del sole)
Giganti (fino a 100 volte più grandi del
sole)
Medie (quasi come il sole)
Nane (più piccole del sole)
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LUMINOSITÁ DELLE STELLE
La luminosità di una stella è una caratteristica che dipende da due fattori: la
quantità di energia irradiata e la sua distanza dalla terra.
Il sole ci appare più grande e luminoso solo perché è la stella a noi più
vicina. In tal caso si parla di luminosità apparente, mentre se consideriamo
la quantità di energia irradiata, indipendentemente dalla distanza
dall’osservatore
parliamo
di
luminosità
assoluta.
STELLA
COSTELLAZIONE
SOLE
DISTANZA
LUMINOSITA’
(IN ANNI LUCE)
(RISPETTO AL SOLE)
8’ 20’’
1
PROXIMA CENTAURI
CENTAURO
4,3
1,7
SIRIO
CANE MAGGIORE
8,8
23
VEGA
LIRA
27
53
BETELGEUSE
ORIONE
520
14.000
DENEB
CIGNO
1630
58.000
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IL COLORE DELLE STELLE
Il colore della luce emessa da una stella dipende
dalla sua temperatura superficiale.
Esistono stelle:
Rosse da 2600°C a 4000°C
Arancioni da 4000°C a 5000°C
Gialle da 5000°C a 7000°C
Bianche da 7000°C a 15000°C
Azzurre da 15000°C a 30000°C e oltre.
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DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG-RUSSEL
Gli spettri stellari possono
essere ordinati in una
sequenza continua, sulla
base della temperatura
superficiale
e
della
magnitudo assoluta, nel
diagramma H - R.
Le variazioni osservate
forniscono indizi sull’ età
delle stelle e sul loro stato
di evoluzione.
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ORIGINE DELLE STELLE
Una stella ha origine dalla contrazione di un gigantesco ammasso di polveri e gas: le nebulose.
La contrazione di questo gas ed il suo conseguente riscaldamento continua finche’ esso non si
trasforma in una protostella che emette radiazioni elettromagnetiche nella banda dell’
infrarosso.
La temperatura interna cresce sino a raggiungere circa 10.000.000°c, sufficiente perche’ si
inneschino le radiazioni nucleari, con conseguente emissione di una grande quantita’ di energia.
Segue la fase di stabilita’ che potra’ durare diversi miliardi di anni.
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FASE DI STABILITÁ
La stella raggiunge la stabilità quando l’energia liberata dal nucleo,
aumentando la pressione verso l’esterno della massa gassosa,
controbilancia la forza di gravita, diretta verso l’interno.
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FINE DI UNA STELLA
Quando quasi tutto l’idrogeno è ormai consumato, i
nuclei di elio cominciano ad innescare nuove reazioni
termonucleari che li trasformano in atomi di carbonio.
Le altissime temperature prodotte fanno espandere la
stella che si trasforma in una gigante rossa.
Se la stella ha una massa iniziale simile a quella del
sole, quando il combustibile si esaurisce collassa fino a
diventare una nana bianca che si raffredda lentamente
trasformandosi infine in nana nera.
Se la stella ha una massa un po’ maggiore di quella del
sole, durante la fase di contrazione si libera una grande
quantità di energia che determina vere e proprie
esplosioni che portano allo stadio di nova.
Se la massa della stella supera di almeno tre volte
quella del sole, il collasso gravitazionale libera una
gigantesca energia che provoca una immane esplosione:
si ha una supernova.
Il materiale residuo ha una massa di densità tanto
grande da determinare la fusione di elettroni e protoni
che formano neutroni: si ha una stella a neutroni o
pulsar.
Se la massa della stella è più di 5 volte quella del sole,
dopo la fase di supernova, il collasso gravitazionale
continua formando un corpo piccolissimo a densità
enorme che ha una forza di gravità tanto elevata da
non lasciare allontanare nemmeno la luce: si ha un
buco nero.
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LE NEBULOSE
Nebulosa testa di cavallo
Nebulosa clessidra
Nebulosa formica
NGC 6543
IC 418
Le nebulose sono regioni di gas rarefatto e
polveri, dall'aspetto diffuso, presenti
un po' dovunque nella nostra e in altre
galassie. Un tempo venivano indicate
cosi' tutte le sorgenti luminose distanti
e dall'aspetto diffuso.In seguito ci si
accorse che molte di esse erano in
realta' galassie esterne, come per
esempio la nebulosa di Andromeda.
Generalmente si distingue tra nebulose
oscure, a riflessione e ad emissione
Le nebulose oscure sono nubi di gas
contenenti polvere e prive di stelle che
le illuminano; esse non emettono luce e
oscurano anche eventuali sorgenti
retrostanti.
Le nebulose a riflessione sono nubi di gas
illuminate da una stella, come nel caso
del residuo di una supernova.
Esistono poi le nebulose a emissione, le
quali sono essenzialmente gassose ed
emettono la luce per un fenomeno di
fluorescenza, provocata nei gas da
radiazioni ultraviolette provenienti da
qualche stelle vicina.
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NEBULOSA TESTA DI CAVALLO
Nota anche come Barnard 33
(B 33), è una figura oscura
proiettata su uno sfondo di
nebulosità diffusa di fianco
a Zeta Orionis (Alnitak). Il
suo
profilo
molto
caratteristico le è valso il
nome di Nebulosa Testa di
Cavallo. E’ piuttosto difficile
da
scorgere,
ma
ciononostante è uno degli
oggetti più famosi del cielo,
in virtù delle meravigliose
fotografie
a
lunga
esposizione che compaiono
in tanti libri di Astronomia.
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NEBULOSA FORMICA
Nebulosa planetaria Menzel 3, chiamata anche "Nebulosa Formica" a causa dei due
lobi che si allontanano dalla futura nana bianca e delle strutture rettilinee
ancora più estese, che ricordano le zampe dell'insetto.
Secondo una prima ipotesi la stella di Mz3 possiede una compagna in orbita molto
stretta che esercita una notevole forza di marea in grado di influenzare il
percorso dei gas espulsi. Si calcola che la stella compagna non dovrebbe distare
dalla stella centrale più di quanto la Terra dista dal Sole.
(Foto NASA, ESA; 01/02/2001)
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NEBULOSA CLESSIDRA
Fotografia
della
nebulosa
planetaria MyCn 18 a 8000
anni luce da noi nella
costellazione della Mosca.
La forma a clessidra
potrebbe essere dovuta
all'espansione di un vento
stellare veloce all'interno di
una
nube
in
lenta
espansione, più densa nelle
regioni equatoriali che nelle
regioni polari. Per spiegare
la struttura di questa
nebulosa
planetaria
è
necessario supporre che la
stella centrale abbia un
compagno
invisibile.
(Foto
JPL,
NASA;
16/01/1996)
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NEBULOSA NGC 6543
Immagine di NGC 6543, la più
bella nebulosa planetaria del
cielo, a 3000 anni luce da noi
nella costellazione del Dragone.
Una prima interpretazione
suggerisce che la stella può
essere in realtà un sistema
doppio. L'effetto dinamico di
due stelle che orbitano una
attorno all'altra può spiegare
più facilmente le complesse
strutture. Le due stelle sono
troppo vicine per poter essere
distinte dall'Hubble e appaiono
come un unico punto di luce al
centro della nebulosa.
(Foto NASA, ESA 09/09/2004)
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IC 418
La nebulosa planetaria IC418, lontana
2000 anni luce dalla Terra, ha una
struttura particolarissima; infatti, è
stata
battezzata
“nebulosa
spirografo”, perché è formata da
gigantesche spirali concentriche, di
cui non si conosce ancora la
ragione.
La foto, ripresa dal telescopio Hubble,
era originariamente in bianco e
nero. I colori sono stati ottenuti con
particolari filtri, che hanno isolato
le diverse componenti colorate della
luce in relazione al tipo di elemento
chimico della nebulosa che le ha
emesse.
Il bordo rosso indica che la luce è stata
emessa da azoto ionizzato, il gialloverde da idrogeno e il blu da
ossigeno ionizzato. Questo è il gas
più caldo, prossimo alla nana
bianca che è al centro della
nebulosa.
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IL SOLE
Il Sole è una stella di media
grandezza, priva di qualsiasi
caratteristica che lo distingua dalle
altre, ma è l’unica che invece che
apparirci un semplice puntino
luminoso, vediamo come un’enorme
sfera incandescente di cui possiamo
osservare la superficie.
Il Sole ha un volume 1,25 milioni di
volte quello della Terra ed una
massa 300.000 volte maggiore di
quella terrestre, ma la sua densità è
inferiore, essendo costituito di
materiali molto leggeri (idrogeno ed
elio)
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STRUTTURA DEL SOLE
Nel sole possiamo distinguere, procedendo dall’interno all’esterno, quattro involucri gassosi:
Nel nucleo avvengono le reazioni di fusione nucleare. La sua temperatura raggiunge i 15
milioni di gradi.
La zona radiativa è lo strato che trasferisce agli involucri più esterni, sotto forma di
radiazioni, l’energia prodotta nel nucleo.
La zona convettiva è la regione in cui l’energia viene trasportata dai moti convettivi dei gas.
La fotosfera è la zona da cui proviene la maggior parte delle radiazioni solari. Essa ha una
temperatura di circa 6.000 °C ed appare formata da una fitto brulicare di granuli
luminosi. Sulla sua superficie spesso sono presenti macchie più scure, le macchie solari.
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LE MACCHIE SOLARI
La
superficie della fotosfera appare
costellata di aree scure variabili per
forma e per numero, nelle quali si
distingue una zona centrale (ombra),
circondata da una regione di bordo
leggermente più luminosa (penombra).
Queste strutture, dette macchie solari,
rappresentano dei "punti freddi" della
fotosfera del sole.
Nel 1908 l'astronomo George Ellery Hale
scoprì che le macchie solari sono sede
di intensi campi magnetici.
Le macchie solari compaiono generalmente
a coppie, con campi magnetici di
polarità opposta. Dapprima aumentano
di numero, per poi diminuire, con un
ciclo regolare che dura circa 11 anni,
già noto almeno dall'inizio del XVIII
secolo.
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ATMOSFERA SOLARE
Il sole non ha un contorno nitido e
ben definito, ma è circondato
da un tenue anello, l’atmosfera
in cui si distinguono:
la cromosfera, occupata da gas
turbolenti che ribollono dopo
essere sfuggiti dalla fotosfera;
la corona solare, visibile solo
durante le eclissi come un
alone di gas che si sfuma nello
spazio, dalla cui frangia più
esterna sfuggono protoni e
neutroni
che
nell’insieme
formano il
vento solare.
Questo
può
determinare
perturbazioni
del
campo
magnetico
terrestre
ed
responsabile del fenomeno
delle aurore boreali.
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FONTI DI CONSULTAZIONE
A. Gainotti, A. Modelli “Questo pianeta” - Zanichelli
AAVV “Scienze della Terra” - Bovolenta
I. Neviani, C. Pignocchino Feyles “Geografia generale” – SEI
Newton – RCS periodici S.p.A.
Enciclopedia multimediale “Encarta” - Microsoft
Enciclopedia multimediale “Omnia” - De Agostini
www.lestelle-astronomia.it
www.vialattea.net
www.scienzagiovane.unibo.it
Colonna sonora: “The big gig in the sky” – Pink Floyd
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