Sun4All_manuale_di_uso

Le attività didattiche presentate in questo documento sono state sviluppate nell’ambito del progetto Sun4All,
promosso da Ciência Viva nel 2005, con l’obiettivo di risvegliare negli studenti l’interesse per le scienze e
per l’astronomia in particolare.
Le attività proposte si basano su un archivio di oltre 30.000 immagini raccolte dall’Osservatorio Astronomico
dell’Università di Coimbra nel corso di oltre ottant’anni di osservazioni quotidiane del Sole a partire dal 1926.
Al momento circa 15.000 di queste immagini sono state digitalizzate e rese disponibili per chiunque sul web
nell’ambito di un altro progetto, sempre promosso da Ciência Viva, sviluppato tra il 2002 e il 2004.
Le immagini raccolte hanno un enorme valore scientifico e, attraverso il web, questa collezione è disponibile
in formato digitale per gli studenti di tutto il Mondo. Le schede delle attività didattiche guidano gli studenti e
gli insegnanti nell’utilizzo delle immagini arricchendo la loro formazione con la conoscenza del Sole e della
sua atmosfera.
Introduzione
Il Sole è la stella più vicina alla Terra e il nostro pianeta è dipendente da questa stella fin dal momento della
sua formazione. Questa dipendenza non si limita esclusivamente al movimento annuale di rivoluzione
intorno al Sole. Il Sole è la principale sorgente del calore e della luce essenziali per l’intera vita sulla Terra.
I fenomeni che si verificano all’interno del Sole e sulla sua superficie hanno delle ripercussioni sulla
superficie terrestre. Non è sempre semplice interpretare e quantificare questi effetti e, in molti casi, è
altrettanto difficile stabilire le relazioni di causa-effetto. Tutto dipende dal fenomeno considerato e dalla sua
intensità. Dati sperimentali accertati confermano comunque un’evidente interazione fra l’attività solare e la
temperatura media sulla superficie terrestre. Nella figura 1 sono comparati due diagrammi: la linea rossa
rappresenta la variazione della temperatura media sulla superficie terrestre dal 1885 al 2000; la linea blu
rappresenta il valore della radiazione solare ricevuta dalla Terra nello stesso intervallo di tempo.
Figura 1: variazioni dell’irradiazione solare e della temperatura dal 1855 al 2000
(fonte:http://www.mps.mpg.de/projects/sun-climate//resu_body.html)
Si può notare una chiara correlazione fra i due diagrammi fino al 1980. Da quell’anno in poi i due grafici
incominciano a divergere. Questa divergenza, indice di una crescita anomala della temperatura, può essere
ricondotta a fenomeni quali l’effetto serra, un problema di decisiva importanza per il futuro del pianeta.
La radiazione solare è uno degli effetti misurabili dell’attività del Sole sulla Terra. In particolare, essa è
condizionata da quanto avviene nell’atmosfera solare. Ci sono diversi fenomeni che si verificano
nell’atmosfera solare come, per esempio, le protuberanze o le macchie solari (Figura 2).
Figura 2 - l’immagine a sinistra mostra una protuberanza le cui dimensioni sono anche comparate con
quelle della Terra. Sull’immagine a destra, le macchie solari sono visibili come piccole aree scure sulla
superficie del Sole (fonte: SoHo, ESA e Osservatorio Astronomico dell’Università di Coimbra)
Nel grafico di Figura 3 sono comparate due curve: quella continua rappresenta il cambiamento della
temperatura media sulla superficie terrestre dal 1856 al 2000; la linea tratteggiata rappresenta il numero di
macchie solari osservate durante lo stesso intervallo di tempo.
Di nuovo, come si è potuto osservare anche nel caso della radiazione solare, si registra una divergenza
negli andamenti delle due curve a partire dal 1980.
Figura 3 – correlazione fra la temperatura media della superficie terrestre e il numero di macchie solari fra il
1855 e il 2000 (fonte sconosciuta)
Ma l’interazione Sole-Terra può essere rilevata anche da altri effetti oltre a quelli correlati con il clima. I
pennacchi solari, essendo estremamente energetici, possono interferire con la luce diurna: il 30 ottobre del
2003 una tempesta solare danneggio i sistemi solari del Nord America provocando nove blackout.
Sul sito web “Space Weather” (http://www.solarstorms.org/SRefStorms.html) sono riportate diverse tempeste
solari occorse tra il 1859 e il 2003, diverse delle quali hanno provocato danni materiali sulla Terra. Lo studio
del Sole, oltre a essere interessante di per sé, rappresenta un importante strumento per comprendere molto
di quello che accade sulla superficie del nostro pianeta. In particolare, lo studio del Sole attraverso l’analisi
della sua attività può diventare il tema chiave di questo particolare progetto e delle attività proposte di
seguito.
La maggior parte di queste attività sono incentrate sulle macchie solari. Nel prossimo capitolo uno spazio
privilegiato è dato a questo argomento. Anche altre manifestazione dell’attività solare, come le protuberanze
o le faculae, saranno trattate nelle attività proposte.
2. Attività solare: macchie solari, faculae e pennacchi
Alcuni storici hanno stabilito che fu Anassagora, nel 467 a.C., che per primo documentò l’osservazione delle
macchie solari. Comunque la rima rappresentazione grafica certa di una macchia solare risale al 1128 e fu
realizzata da un monaco di Worcester, in Gran Bretagna (Figura 4)
Figura 4 – rappresentazione d’epoca di una macchia solare (fonte: http://www.parhelio.com
/articolos/artichistoria.html)
Ma soltanto con l’introduzione del telescopio diventò possibile incominciare un conteggio regolare e
sistematico delle macchie solari. Infatti, all’inizio del XVII secolo, la rappresentazione grafica di macchie
solari, effettuate con l’ausilio di una lunetta, fu parte dei principali lasciti di Galileo galilei in campo
astronomico insieme con la scoperta dei quattro più grandi satelliti di Giove e l’individuazione delle fasi di
Venere.
Nel 1844 Heinrich Schwabe ipotizzò per le macchie solari l’esistenza di un ciclo che sarebbe dovuto
cambiare periodicamente. E in effetti, un conteggio delle macchie solari nel corso di alcuni anni rivela dei
massimi e dei minimi intervallati da una durata approssimativa di undici anni (Figura 5).
Figura 5 – variazioni del numero di macchie solari fra il1700 e il 1995, si noti la periodicità undecennale
(fonte: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/solar_cycle.html)
La comprensione delle cause di questa periodicità e perfino la spiegazione di come si formano le macchie
solari sono aspetti meno ovvi della loro rilevazione e del loro conteggio. Ricordate che il Sole è un corpo
approssimativamente sferico, fatto essenzialmente di gas e di plasma. La sua atmosfera è suddivisa in tre
strati: la fotosfera, la cromosfera e la corona. La figura 6 illustra la posizione di queste tre regioni.
Figura 6 – diagramma raffigurante la struttura interna e quella esterna del Sole: la fotosfera, la cromosfera e
la corona (fonte: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/solar_cycle.html)
La fotosfera può essere identificata come la superficie del Sole, con una temperatura di circa 5770° Kelvin
(0° C = 273° K). Le macchie solari si formano all’interno della fotosfera, ma come? Il Sole è sede di un
campo magnetico prodotto dalla combinazione dei movimenti convettivi di risalita e di ridiscesa che si
verificano in prossimità della superficie solare – la zona di convezione – con la rotazione solare. I campi
magnetici generati nell’interno risalgono in superficie creando le macchie (Figura 7).
Figura 7 – il campo magnetico è generato all’interno del Sole (a), poi risale verso la superficie (b) e le linee di
forza magnetiche, intercettando la superficie, generano le macchie solari (c). (fonte:
http://sohowww.estec.esa.nl/gallery/Movies/10th/SunspotForm.mpg, osservare l’animazione per una migliore
comprensione del fenomeno)
Le macchie solari sono più scure del materiale della fotosfera in risalita. Ciò rivela una differenza fra la loro
temperatura (circa 3000° K) e quella della fotosfera in risalita (5770° K). Inoltre, due differenti aree possono
essere individuate in una macchia solare: l’umbra (il centro scuro) e la penumbra (il bordo meno scuro)
(Figura 8).
Figura 8 – (fonte: http://web.hao.ucar.edu/public/slidesslide3.html)
Da quanto detto finora, l’analisi delle macchie solari risulta un aspetto molto importante dello studio dei
fenomeni che si verificano sulla superficie del Sole. Perciò le attività qui proposte dedicheranno particolare
attenzione alle macchie solari e al tipo i di informazioni che possono essere ricavate dalla loro analisi.
Le immagini che saranno utilizzate sono state ottenute con tecniche spettroscopiche, in altre parole,
attraverso l’analisi dello spettro solare.
Alcuni degli elementi chimici dell’atmosfere solare non si trovano nel loro stato originale. Questo significa
che alcuni elettroni sono stati “strappati” dagli atomi a causa delle alte temperature. Questo fenomeno, noto
come ionizzazione, produce le bande scure dello spettro solare che corrispondono alle frequenze luminose
assorbite degli elementi chimici in fase di scambio di elettroni. La Figura 9 mostra la banda spettrale centrata
Figura 9 (a) e (b) – spettro solare in prossimità della linea dell’idrogeno (Ha): la banda di assorbimento
principale è alla lunghezza d’onda di 6563 Å: (a) spettro e linee di assorbimento, (b) variazioni nell’intensità
della radiazione in funzione della lunghezza d’onda.
Esiste inoltre un’altra linea spettrale di importanza cruciale per questo lavoro in quanto fornisce informazioni
sulla fotosfera e sulla cromosfera: la linea di ionizzazione del Calcio (Ca II), rivelata tra 3900 e 4000 Å, in
particolare a 3934 Å. La linea K3 corrisponde al centro della striscia del Ca II mentre la linea K 1-v
corrisponde a una delle “ali”, in questo caso quella di lunghezza inferiore alla linea K3 (Figura 10).
Figura 10 – spettro solare: si noti la riduzione di intensità sulla lunghezza d’onda prossima alla linea K (fonte:
Osservatorio di Parigi, http://bass2000.obspm.fr/commun/pageac_ang.htm)
Si evidenzia che ottenendo simultaneamente, o quasi, immagini in differenti linee spettrali rende possibile,
attraverso di loro e la loro complementarità, comprendere meglio l’atmosfera solare. Inoltre le diverse linee
che compongono lo spettro solare sono emesse dai diversi strati dell’atmosfera solare a temperature
differenti (Figura 11)
Figura 11 – variazione della temperatura nell’atmosfera solare (il valore 0 km corrisponde al fondo della
fotosfera) e collocazione delle zone responsabili delle corrispondenti linee spettrali: le linee K e H sono
formate dalla cromosfera mentre la linea K1-v nella fotosfera (fonte: adattato da J. Vernazza, E. Avrett e
R.Loeser, Astrophys. J. Suppl, 45, 635 – 1981)
Come si può vedere, le linee H e K3 sono formate nella cromosfera mentre la K1-v è formata nella
fotosfera. Così, le macchie solari si possono facilmente vedere nella linea K1-v , mentre le protuberanze e i
filamenti si vedono nelle linee H e K3( Figura 12 a e b)
Un filamento è una protuberanza osservata in una regione di faculae, più brillante e ( al contrario delle
macchie solari) più calda delle aree di risalita che sono spesso associate alle macchie solari (Figura 12 b)
Figura 12 (a) e (b): H e K3. Protuberanze (frecce), filamenti (ellissi) e regioni di faculae (cerchi) (fonte:
Osservatorio Astronomico di Coimbra)
3 ottant’anni di osservazioni solari a Coimbra
alla fine della prima decade del ventesimo secolo, Francisco Miranda da Costa Lobo (1864 – 1945),
astronomo e professore all’Università di Coimbra (Figura 13) avviò gli studi necessari per installare in questa
università uno strumento che avesse permesso l’acquisizione di immagini del Sole attraverso l’uso della
spettroscopia. La storia dell’installazione di questo strumento è descritta in “Astronomia in Portogallo al
giorno d’oggi”, una relazione che egli scrisse per la sessione di apertura della conferenza inaugurale
dell’Associazione Spagnola per il progresso delle scienze nel 1926.
Alla fine del diciannovesimo secolo, il celebre astronomo francese Deslandres installò uno spettroeliografo
all’osservatorio di Meudon a Parigi. Questo strumento permette l’acquisizione di immagini delle macchie e
delle protuberanze solari.
Figura 13 – Francisco da Costa Lobo (Museo dell’Osservatorio Astronomico di Coimbra)
Strumenti simili sono installati un po’ dappertutto in Europa e negli Stati Uniti. Lo studio del Sole, e in
particolare dei suoi strati più esterni, diventò popolare da allora. Così Costa Lobo scrisse che, nel 1907, egli
visitò i principali osservatori europei con “il proposito di installare uno spettroeliografo per lo studio del Sole
nell’Osservatorio Astronomico di Coimbra”.
Costa lobo dovette affrontare molte difficoltà, ma egli potette sempre contare sulla collaborazione di
Deslandres. Deslandres mise a disposizione diverse componenti per lo strumento e d’Azambuja, astronomo
francese di origini portoghesi, prese parte all’installazione definitiva dello spettroeliografo nel 1925. Nel luglio
di quello stesso anno, il secondo meeting generale dell’Unione Astronomica Internazionale in Cambridge
registrò che “Coimbra, in Portogallo, ha installato uno spettroeliografo e ha pianificato un lavoro di fotografia
e spettroscopia” (1925, traduzione IAU).
Il primo gennaio 1926, Francisco de Costa Lobo , con la preziosa collaborazione di suo figlio Gurmesindo,
incominciò la registrazione quotidiana di immagini solari nelle linne K 1-v e K3: gli spettroeliogrammi.
Così incominciò il lavoro di osservazione i cui principi protocollari e le basi si sono conservate fino a oggi,
permettendo la raccolta delle preziose immagini sopramenzionate. A essa a contribuito molto un team di
scienziati dedicato. Essi hanno garantito che le osservazioni fossero fatte anche durante i giorni festivi e le
vacanze.
Dal 1968 a oggi lo spettroeliografo è installato nell’Osservatorio Astronomico dell’Università di Coimbra in
Santa Clara (Figure 14)
Figura 14 – Edificio dello spettroeliografo, celostato e cupola (fonte: Osservatorio Astronomico dell’Università
di Coimbra)
Malgrado la fedeltà ai principi originari di osservazione e alle motivazioni, lo spettroeliografo ha subito degli
importanto miglioramenti nel corso degli anni. Pe
anni ottanta, che hanno permesso di ottenere the differenti spettroeliogrammi su tre differenti linee: K1-v, K3
e H (Figura 15).
Figura 15 – immagini prese alle lunghezze d’onda delle linee rispettivamente del calcio (K1-v e K3) e
dell’idrogeno (H) il 10 novembre 1999 (fonte: Osservatorio Astronomico dell’Università di Coimbra)
Nel marzo del 2007 il sistema di acquisizione su pellicola fotografica è stato definitivamente sostituito con un
sensore CCD in grado di acquisire le immagini direttamente in formato digitale.
Nel corso degli ultimi decenni gli spettroeliogrammi sono stato usati per attività di ricerca. In questo progetto
questo tipo di osservazioni solari saranno utilizzate per lo svolgimento di attività didattiche con le scuole
medie e superiori.
4 – Aspetti funzionali per lo svolgimento delle attività
le attività si basano sull’interazione fra gli studenti e il database degli spettroeliogrammi disponibile sul sito
ufficiale dell’Osservatorio Astronomico dell’Università di Coimbra. L’accesso al database è libero e può
essere effettuato attraverso la pagina web del progetto Sun4all (http//www.mac.uc.pt/sun4all) o attraverso la
pagina web del Dipartimento di Matematica come di seguito descritto:
1. entrare nel sito web del Dipartimento di Matematica dell’Università di Coimbra
(http//www.mac.uc.pt);
2. selezionare “Observatório Astronómico”
3. selezionare “Observatório Astronómico de Universidade de Coimbra”;
4. sul menu superiore della pagina web dell’Osservatorio c’è l’opzione “CENTRO DE DADOS”. In
questa opzione selezionare “Arquivo Obs. Solares”;
5. sul lato sinistro troverete il seguente menu:
Figura 16 – menu di ricerca della pagina dell’archivio delle immagini solari
Questo menu ti permette di scegliere un periodo di tempo dal mese (MM) a l’anno (AAAA) fino al mese (MM)
fino all’anno (AAAA). Su questo menu potete anche selezionare il tipo di llinea mediante la voce “Tipo de
Risca”. Qui sono possibili tre opzioni:
K1-v, se volete osservare la fotosfera;
K3 o Halfa filter, se volete osservare la cromosfera.
Una volta scelta una di queste opzioni, sul lato destro della schermata appariranno i relativi spettrogrammi
corrispondenti all’intervallo di tempo scelto (figura 17).
Figura 17 – in questa pagina di esempio, per il mese di gennaio 2001 con il filtro impostato sulla lunghezza
d’onda della linea K1-v sono state ottenute 17 immagini
per osservare con maggior dettaglio lo spettrogramma di un determinato giorno scelto in precedenza, dovete
scegliere l’immagine corrispondente. La Figura 18 mostra il risultato di questa procedura scegliendo il 30
gennaio 2001.
Figura 18 – spettroeliografo del 31 gennaio 2001
Notate che l’immagine mostra una foto in negativo. Tutte le immagini del database sono rappresentate in
questo modo in quanto il processo di digitazione si basa sulla pellicola fotografica originaria che è, appunto,
in negativo. Questo fatto non inficia però le attività. Coloro i quali vogliono usare comunque delle immagini in
positivo possono utilizzare a un semplice software per l’elaborazione di immagini per invertire i colori. Per
esempio il programma Paint, un’applicazione standard del sistema operativo Windows, consente questa
operazione (vedi appendice 2).
La Figura 19 compara due immagini dello stesso spettrogramma: l’originale (sulla sinistra) e quella a colori
invertiti (sulla destra).
Figura 19 – spettroeliografo in negativo e in positivo del 31 gennaio 2001
Sulla figura 17 si può notare che non ci sono immagini disponibili per i giorni 26 e 27 gennaio 2001. Questa
mancanza è dovuta al fatto che in giorni le condizioni atmosferiche non hanno permesso l’acquisizione di
immagini solari.
Le direzioni Nord-Sud (N/S) ed Est-Ovest (E/W) sono indicate sulle stesse immagini. Queste indicazioni
hanno a che fare con l’orientazione del Sole, in altre parole con il nord e il sud solari. Comunque non
presentano un’orientazione del genere. In questi casi l’asse nord-sud può essere considerato coincidente
con la verticale dello schermo.
Per le attività descritte nel prossimo articolo, oltre al software citato per l’inversione dei colori, è necessario
conoscere l’uso di un foglio di calcolo come, per esempio, Excel. Perciò, per alcune attività sono disponibili
dei file Excel già pronti per facilitare la realizzazione delle attività proposte. Nell’appendice 3 è mostrato di
come è utilizzato il foglio Excel.
Uno degli aspetti principali delle attività proposte ha a che fare con il conteggio delle macchie solari. Nel
paragrafo seguente è presentato un criterio di conteggio e una tecnica basata sull’indice di Wolf stabilita nel
1849 dall’astronomo svizzero Johann Rudolf Wolf (1816 – 1893).
L’indice di Wolf è rappresentato da una “R” e si calcola attraverso la formula
R=10g + s
Dove g è il numero di gruppo di macchie solari osservati e s è i numero totale di singole macchie solari per
ogni gruppo. Per le singole macchie solari si prende l’umbra come riferimento per il conteggio. Comunque la
distinzione fra singole macchie solari e gruppi di macchie solari è sempre ovvia (Figura 20).
Figura 20 – macchie solari osservate dal satellite Soho (fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap010411.html)
In figura 21 è riportato un esempio di ausilio al metodo di conteggio
Cinque gruppi (quindi g=5) sono identificati e in ciascun gruppo è identificato un differente numero di
macchie solari ( nella figura il numero identificativo del gruppo/numero di macchie è riportato in
corrispondenza di un’ellisse). Nel primo gruppo sono identificate due macchie solari; nel secondo gruppo,
quattro macchie solari; nel terzo gruppo, quattro macchie solari; nel quarto gruppo, nove macchie solari; nel
quinto gruppo, quattro macchie solari. Da ciò risulta s=21 e quindi R=61.
Figura 21 – Calcolo dell’indice di Wolf nell’esempio in oggetto: g = 5, s = 21, R = 71 (fonte: Dorotovic,
comunicazione privata)