CORRADO AGNES
CORSO DI DIDATTICA DELLA FISICA
TEMI , PROBLEMI
E SEMPLICI MODELLI
PER L’INSEGNAMENTO
DELLA FISICA SOLARE
INTERVERRANNO:
CRISTINA PALICI DI SUNI
UNIVERSITÀ DI TORINO
LORENZO GALANTE
LICEO GIORDANO BRUNO DI TORINO
Scuola di Dottorato del Politecnico di Torino
10 Dicembre 2007
Laboratorio solare all'aperto
in Piazzale Valdo Fusi
Per le scuole di ogni ordine e grado
(elementari, medie inferiori e medie superiori)
INGRESSO GRATUITO
Aperto al pomeriggio dalle 15 alle 17
nei mesi di Ottobre, Marzo, Aprile.
SABATO E DOMENICA ESCLUSI
per informazioni e prenotazioni telefonare allo
•
OSSERVAZIONE DELLA FOTOSFERA E DELLA
CROMOSFERA SOLARE CON TELESCOPI
OSSERVAZIONE DELL'ARCOBALENO SOLARE E DEI
COLORI MANCANTI
•
•
011 83 94 913
ESPERIMENTI DAL VIVO SULLA FISICA DELLE STELLE
•
ESPERIMENTI DAL VIVO SULLA FORZA DI GRAVITA'
LICEO SCIENTIFICO
"GIORDANO BRUNO"
POLITECNICO DI
TORINO
EUROPEAN ASSOCIATION
FOR ASTRONOMY
EDUCATION
le difficoltà della fisica solare
le stranezze del sistema fisico sole
dimensioni e densità del sole
durata e stabiltà
capacità termica negativa
gradiente di temperatura ed effetto covone
reazione termonucleare estremamente lenta
composizione del sole e arcobaleno
il paradosso della corona solare
magnetismo del sole
convezione e magnetoidrodinamica
come se la “fisica solare” fosse diversa
il paradosso dell’atmosfera
F. Herrmann, H. Hauptmann
un nuovo approccio didattico per la fisica del sole
Tesi di Dottorato dell’Università di Karlsruhe
Understanding the stability of stars by means of
thought experiments with a model star
American Journal of Physics 65 April 1997
F. Herrmann, H. Hauptmann, K. Schmidt
The Transformation of a main sequence star into
a red giant star in the core and shell model
American Journal of Physics 68 May 2000
F. Herrmann, T. Vorbach
un approccio didattico per la fisica su grandi scale
Tesi di Dottorato dell’Università di Karlsruhe
http://www.physikdidaktik.uni-karlsruhe.de
parte prima:
analogie , esperimenti dimostrativi
e valutazioni approssimate
parte seconda:
due modelli semplici per spiegare la
stabilità e l’evoluzione delle stelle
il sole e l’ottica geometrica
SolarScopio
il sole e l’ottica geometrica
SolarScopio
il sole tra le foglie
V.Kriss TPT marzo 1996
il sole e l’ottica geometrica
Raggio
700,000 km
Distanza
150 106 km
Transito di Venere sul Sole
GM
sole
=
4π d
τ
3
sole
2
riv
2012
2
GM sole
v
=
2
r
r
la massa si valuta dall’orbita terrestre
transito di Venere del 2004
using the solar
eclipse to estimate
earth’s distance
from the moon
M.Sawicki
AJP 34 april 1996
la densità del sole
100 kg/m3
la costante solare
cella solare tarata
misura
fotometrica
misura
calorimetrica
Psole
c 2
j=
=
E
2
4π d sole 4π
misura ad occhio
BPC III Home Experiment 4.18
j
terra
sole
W
= 1350 2
m
V
E = 720
m
misura con elemento termoelettrico Peltier
la potenza del sole e le leggi di scala
from mouse to elephant A. Mineyev
V. e T. Lange Quantum July/August 1996
26
Psole = 4 10 W
Pwo − man
Psole
mW
=2
W
M sole
kg
12 MJ
=
= 140W
86 ,400 s
Pwo − man
W
=2
M wo − man
kg
ritmo di produzione/emissione dell’energia
fattori di scala di volume e superficie
esempio : trasparenza alla radiazione
al variare del volume di un plasma
esempio : trasparenza alla radiazione
al variare del volume di un plasma
in una dimensione come un gas
esempio : trasparenza alla radiazione
al variare del volume di un plasma
esempio : trasparenza alla radiazione
al variare del volume di un plasma
in due dimensioni come un palloncino
osservazione di spettri
lo spettro solare
° Berkeley Lab
° altre misure
lo spettro solare
from line spectra
to thermal
radiation
M.Vollmer AJP 73
march 2005
analogia: luci
“fredde” o a
basso consumo
dal
raffreddamento
all’
Irraggiamento
S.Hierl PdN-PhiS 7/53 2004
∆E mc∆T
4
jE =
=
= σT
A∆t
A∆t
la temperatura del sole (fuori)
quanto sono neri la terra e il sole
26
4
10
W
sole
T ≈ 104 K
jE = 18 2 J = σ T 4 σ = 5 ,57 10−8 W 2
m K
10 m
jEterra = 1350W
m2
jEwo−man = 140W
m
=σ T4
2
=σ T4
T = 100× 4 242 ≈ 398 K
T = 100× 4 25,1 ≈ 224 K
quanto sono neri la terra e il sole
26
4
10
W
sole
T ≈ 104 K
jE = 18 2 J = σ T 4 σ = 5 ,57 10−8 W 2
m K
10 m
jEterra = 1350W
m2
jEwo−man = 140W
m
=σ T4
2
=σ T4
T = 100× 4 242 ≈ 398 K
T = 100× 4 25,1 ≈ 224 K
quanto è nera una lampadina?
2700 K “temperatura di colore”
la temperatura del sole (dentro)
separazione degli atomi
ionizzazione H 13 eV
separazione dei nuclei
Treazioninucleari
Treazionichimiche
6
≈ 10
4He
31 MeV
6
Tnucleosole = 1510 K
gradiente di temperatura 0,02 K/m
esperimento analogico
di moti convettivi in un gas
analogia : autocombustione dei covoni
la produzione di energia
confronto con la bomba H
confronto con un reattore (fusione)
tasso di trasformazione della reazione
durata del sole
3
30
33
57
MH ≅ 2 10 kg nH ≅ 1,5 10 mol N p ≅ 10
4
57
18
9
10
N
tsole ≅
=
= 2,2510 s = 7010 anni
38
In
410 Bq
la fase dell’idrogeno durerà
meno, circa dieci miliardi di anni
ma la metà è già passata
il magnetismo del sole
bobina e conduttore
tubi di flusso elettrici e magnetici
ripasso: moto di
cariche in campi
elettromagnetici
E ×B
νd =
2
B
l’energia è tutta magnetica
B = B0 sin ωt
∂B
wel
∂t
≈
E = E0 sin kz
B0
rot E ≈
τ
2
wmag
E0
λ
2
2
2
E
1 B0 λ
v
= 2 2 = 2 2 2 = 2 << 1
c B
c B0 τ
c
un esempio particolare
plasma neutro e senza forze di Lorentz
l
kl
R=ρ
R* = ρ 2
t = RC
A
k A
2
A
k A
C = ε0
C* = ε 0
t* = t
d
kd
B' = B
E' = E||
modello di magnetic flux rope
esperimento analogico
ricezione di un segnale pulsar
schema di una pulsar
fine della parte prima
stabilità del sole
un esperimento pensato
risultato degli esperimenti pensati
Riscaldatore Spento Specchio No
il volume diminuisce
la temperatura aumenta
Riscaldatore Acceso Specchio Sì
il volume aumenta
la temperatura diminuisce
capacità termica negativa
versare acqua in
una bottiglia in
modo che il
livello
diminuisca
esperimento di
michele d’anna
liceo cantonale di
locarno svizzera
analogia : l’esperimento con l’acqua
esperimento con l’acqua : i calcoli
esempio semplice : isocora
esempio semplice : isoentropica
esempio meno semplice : politropica
un modello meccanico
ripasso : orbita circolare
E totale
E totale
1
= mv
2
1
= mv
2
2
2
GmM
1 GmM
−
=−
r
2
r
GmM
1
2
−
= − mv
r
2
1
∆E = ∆E campo = ∆E corpo
2
teorema del viriale
un modello di stella
un modello per il passaggio dalla
fusione H alla fusione He
stabilità del nucleo
stabilità dell’involucro
la vita delle stelle
nube cosmica
fusione idrogeno
fusione elio
fusione elementi pesanti
nana bianca - stella di
neutroni - buco nero
una stella non può essere stabile
fine della parte seconda
http://soho.nascom.nasa.gov
http://scopriticielo.it
Cristina Palici di Suni Università di Torino
[email protected]
[email protected]
Lorenzo Galante Liceo Giordano Bruno Torino
[email protected]
Holger Hauptmann Europa Gymnasium
Wörth am Rhein [email protected]
Tobias Vorbach
Corrado Agnes Dipartimento di Fisica Politecnico
[email protected]
fine
