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Slides Esperimenti Svolti Classe Terza

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    Slides Esperimenti Svolti Classe Terza Slides Esperimenti Svolti Classe Terza Presentation Transcript

    • LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE 1 LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE CLASSE TERZA Raccolta di esperimenti
    • 2 Gli esperimenti Dalla qualità alla quantità… Determinazione della costante solare Il radiotelescopio SHF Il radiotelescopio VLF LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • 3 Dalla qualità alla quantità… LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Procedura per determinare le dimensioni di fenomeni osservati sul disco solare 4 1. Aprire l’immagine con il software SalsaJ 2. Ricavare dalla letteratura le dimensioni precise del raggio solare 3. Misurare utilizzando il pulsante “righello” le dimensioni del raggio solare espressa in pixel. 4. Applicare una semplice proporzione per determinare a quanti chilometri corrisponde un pixel sull’immagine ricavata al telescopio. 5. Sempre utilizzando il pulsante “righello” determinare la lunghezza espressa in pixel del fenomeno presente sul disco (filamento, macchia solare, granuli ecc...) 6. Moltiplicare il numero di pixel trovati per il coefficiente calcolato precedentemente che mi esprime a quanti chilometri corrisponde 1 pixel. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Prima misurazione: filamento e granulazione solare  In questa immagine, ottenuta Filamento con il telescopio H-alpha è solare possibile osservare, oltre alla granulazione solare, un filamento in alto a sinistra.  Utilizzando la procedura precedentemente esposta, un gruppo di studenti ha determinato le dimensioni del grano e del filamento. LABORATORIO DI 5 ASTRONOMIA SOLARE
    • Seconda misurazione: gruppo di protuberanze solari  In questa immagine abbiamo determinato le dimensioni delle protuberanze (in termini di altezza) e l’estensione sul disco solare del fenomeno (larghezza). LABORATORIO DI 6 ASTRONOMIA SOLARE
    • Terza misurazione: altezza di tre protuberanze distinte  In questa immagine, altamente spettacolare, siamo riusciti a determinare le dimensioni delle tre protuberanze. In aggiunta abbiamo annotato anche le dimensioni del raggio terrestre per poter dare un indicazione delle enormi dimensioni dei fenomeni misurati. LABORATORIO DI 7 ASTRONOMIA SOLARE
    • Quarta misurazione: filamento sul disco solare  Immagine in H-alpha  Si evidenzia perfettamente un enorme filamento sul disco solare. LABORATORIO DI 8 ASTRONOMIA SOLARE
    • 9 Noi e la radiazione elettromagnetica “invisibile” LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile 10  Nelle prossime esperienze, i ragazzi hanno studiato la radiazione elettromagnetica “invisibile” proveniente dal Sole. Dovranno così abbandonare l’utilizzo degli occhi e farsi guidare dalla matematica. Numeri, grafici, suoni saranno la guida per scoprire altre informazioni interessantissime associate alla nostra stella. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Energia termica ed il Sole: determinazione della costante solare 11  La costante solare rappresenta la quantità di energia termica, proveniente dal Sole, che raggiunge la Terra per metro quadrato nell’unità di tempo.  Con un semplice esperimento, i ragazzi sono riusciti a determinare un valore sperimentale della costante solare. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Procedura operativa 12  Procedura (Occorre una giornata limpida priva di nuvole)  Misura la superficie del calorimetro di esposta al sole ed esprimi il dato in metri quadrati.  Versa 75 ml di acqua in un calorimetro  Aggiungi alcune gocce di inchiostro nero  Inserisci la sonda di temperatura  registra la temperatura ad intervalli regolari fino a quando questa non che si sia stabilizzata (primo equilibrio termico)  Posiziona il calorimetro esponendolo al Sole in modo che la superficie superiore sia il più perpendicolare possibile alla radiazione solare  Registra ad intervalli regolari, il tempo e la temperatura corrispondente (operazione svolta dal software)  Raggiunto l’equilibrio termico, interponi uno schermo davanti al calorimetro  Continua ad annotare la temperatura (in diminuzione) ed il tempo di esposizione  Costruisci il grafico temperatura – tempo (operazione svolta dal software). LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Il tracciato grafico  Il grafico è stato ottenuto utilizzando una sonda termica collegata ad una semplice interfaccia per la memorizzazione ed archiviazione dei dati sperimentali (eurolab). Le successive determinazioni sono ricavabili direttamente dal software di gestione delle sonde (CoachLab6). LABORATORIO DI 13 ASTRONOMIA SOLARE
    • I calcoli 14 Scegliere due zone del diagramma temperatura – tempo “lineari” e determinare il rapporto tra il salto termico ed il tempo di esposizione alla radiazione solare. I dati ottenuti sono riportati nella tabella sottostante. Per il calcolo della costante solare abbiamo fatto uso della relazione fondamentale della calorimetria. Un corpo a temperatura Ta e uno a temperatura Tb si scambiano una certa quantità di calore: Q=c*m*∆T dove c = calore specifico dell’acqua; m = massa dell’acqua; ∆T = variazione di temperatura. Per ricavare l’energia assorbita dalla Terra, è sufficiente dividere il calore assorbito per S*∆t ottenendo: energia assorbita per unità di superficie e di tempo = (c*m) *∆T /S =C*∆T/∆t dove C è la costante del calorimetro ed S la superficie di esposizione del calorimetro. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • I calcoli 15 La potenza che ci giunge dal Sole a livello del suolo vale: energia assorbita per unità di superficie e di tempo = C*[(∆T/∆t)salita + (∆T/∆t)discesa] joule/m2s (watt/m2) dove C è uguale a m*c/S (∆T/∆t)salita = pendenza della curva, nella fase di riscaldamento in un tratto rettilineo opportunamente scelto (∆T/∆t)discesa = pendenza della curva nella fase di raffreddamento nello stesso intervallo di temperature considerate nellaSOLARE di riscaldamento. LABORATORIO DI ASTRONOMIA fase
    • I risultati sperimentali Costante del calorimetro C = 0,075*4186/0,00328 = 95626 Joule/m2 Energia assorbita per unità di superficie e di tempo = 95626*(0,006275 + 0,002061) = 797 Watt/m2. L’elaborazione dei dati sperimentali porta a valori della radiazione solare al suolo compresi tra 600 e 900 Watt/m2. Le misure più recenti compiute dai satelliti forniscono un valore di 1353 W/m². Questa enorme quantità di energia non arriva tutta sulla superficie terrestre. Infatti circa il 40% della radiazione viene assorbita o riflessa dalle nubi ed il 15% viene assorbita dall'aria; arriva al suolo, quindi, circa il 45% della radiazione. LABORATORIO DI 16 ASTRONOMIA SOLARE
    • Programma osservativo – Sole 17 nella banda SHF (super high frequency) LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • PROGRAMMA OSSERVATIVO 18 Studio del Sole nella banda SHF  Strumentazione utilizzata: radiotelescopio SHF di nostra costruzione Descrizione strumentazione  Radiotelescopio: SATFINDER + ADC (convertitore analogico – digitale) + antenna satellitare di forma parabolica  Cosa osserviamo  Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde SHF. In particolare vogliamo osservare il transito del Sole e la temperatura della fotosfera nella banda delle microonde. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Composizione del radiotelescopio  Come si può osservare il radiotelescopio è costituito da un antenna parabolica in grado di catturare la radiazione cosmica nella banda delle microonde, un ricevitore rappresentato dal Sat Finder, un sistema di acquisizione e elaborazione dati costituito da un modulo elettronico appositamente costituito, un PC e un software adatto. LABORATORIO DI 19 ASTRONOMIA SOLARE
    • Componenti del radiotelescopio SHF  L’antenna utilizzata, è del tipo “OFFSET” da 80 cm costo 40 euro. Nel costo era compreso, oltre al dispositivo per il suo orientamento verticale e alle staffe per il suo ancoraggio su un palo, anche un LNB avente una cifra di rumore di 0.6 dB con il relativo sostegno.  Diametro Parabola = 80cm  Nel fuoco della parabola è collocato il convertitore, detto LNB (letteralmente Low Noise Block converter), che tradotto significa “blocco convertitore a basso rumore”. Tale componente è il più importante di tutto il sistema di ricezione, perché stabilisce la qualità dei segnali. LABORATORIO DI 20 ASTRONOMIA SOLARE
    • Componenti del radiotelescopio SHF  Satfinder: questo strumento, che sembra a prima vista un voltmetro analogico, è dotato di una manopola che, agendo su un potenziometro, permette la regolazione del guadagno.  L’alimentazione in corrente continua del Sat Finder è fornita dal ricevitore mediante lo stesso cavo coassiale che trasferisce il segnale a radiofrequenza. Non utilizzando il ricevitore è stata fornita la tensione necessaria (+ 13 V) per mezzo di un decoder digitale SKY inutilizzato. LABORATORIO DI 21 ASTRONOMIA SOLARE
    • Componenti del radiotelescopio SHF  Il segnale proveniente dal Sat Finder deve essere convertito in segnale “capibile” dal computer. Allo scopo è stato realizzato un semplice modulo di acquisizione dati controllato dallo stesso PC. Si è preso un progetto ricavato da internet realizzato dall’Ing. Falcinelli. Il modulo è costruito attorno ad un componente elettronico chiamato circuito integrato ADC0831, in grado di convertire un segnale elettrico in segnale digitale elaborabile dal computer. LABORATORIO DI 22 ASTRONOMIA SOLARE
    • Il tracciato del Sole in SHF 23 Tracciato del Sole ottenuto con circa 1h di osservazione nella banda delle 0.234 microonde (SHF). I dati sono poi stati 0.205 elaborati utilizzando il software PRESTO dove abbiamo 0.176 utilizzato le seguenti aperture angolari 0.147 dove D=3,3° e d=0,5° come si ricava seguendo un 0.118 ragionamento analogo a quello sviluppato nell’articolo da cui 0.090 abbiamo preso spunto. -29.700 105.380 240.460 375.540 510.620 645.700 LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Determinazione della temperatura del Sole  A causa della piccola estensione angolare del Sole, il segnale proveniente dalla nostra stella è stato “diluito” con quello del fondo cielo. Pertanto la Temperatura della nostra stella sarà quella delle Pareti Moltiplicata per un Coefficiente dato dal rapporto tra il campo coperto dall’antenna, di estensione angolare D (e quindi proporzionale a D2), e la superficie apparente occupata dal Sole che ha un’estensione angolare di diametro d ( e quindi proporzionale a d2).  Mentre d è noto, circa mezzo grado, D non è conosciuta a priori. Calcoli non semplici permettono di determinare per D il valore di 3°. LABORATORIO DI 24 ASTRONOMIA SOLARE
    • 25 Programma osservativo Sole nella banda VLF LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • PROGRAMMA OSSERVATIVO 26 Studio del Sole nella banda VLF  Strumentazione utilizzata: radiotelescopio VLF di nostra costruzione Descrizione strumentazione  Radiotelescopio: GYRATOR III + antenna loop magnetico a forma romboidale.  Cosa osserviamo  Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde VLF. In particolare vogliamo osservare e classificare fenomeni SID LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Il radiotelescopio VLF 27  Un radiotelescopio come abbiamo visto è un dispositivo in grado di ricevere segnali radio provenienti da svariate sorgenti, chiamate più propriamente radio-sorgenti. Esistono tantissimi modelli di radiotelescopio che si differenziano tra loro per la banda radio di osservazione. Esistono così radiotelescopi che ricevono nella banda radio specifica delle microonde, telescopi che ricevono nella banda delle onde radio lunghe ecc. Il nostro radiotelescopio VLF ha un ricevitore sintonizzato sulla banda radio con frequenze dell’ordine 20-30 kHz. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Il radiotelescopio VLF (very low 28 frequency)  Il nostro radiotelescopio VLF è costituito dai seguenti componenti:  Ricevitore Gyrator III  Antenna a telaio di forma quadrata  Computer per registrazione ed analisi dei dati LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Il ricevitore  Il ricevitore, che ha la funzione di ricevere, amplificare e convertire il segnale elettrico in segnale digitale, è costituito da diversi componenti elettronici collegati assieme secondo lo schema circuitale fornitoci dall’I.A.R.A. (Istituto Amatoriale di Radioastronomia). LABORATORIO DI 29 ASTRONOMIA SOLARE
    • Antenna loop magnetico  L’antenna a telaio da noi costruita ha la forma di un quadrato la cui diagonale misura 75 cm. Questa è molto sensibile ed è stata ideata per l’uso interno alle abitazioni in quanto i muri delle abitazioni sono trasparenti alle radiazioni VLF. L’antenna è direttiva in quanto riceve molto bene puntando uno dei vertici verso il trasmettitore e attenua moltissimo i segnali laterali. Questo significa che se puntiamo l’antenna verso Nord riceveremo i segnali provenienti dalle stazioni posizionate in questa posizione e nessun segnale proveniente dalle direzioni perpendicolari (EST OVEST). LABORATORIO DI 30 ASTRONOMIA SOLARE
    • I fenomeni SID 31  Un modo per poter osservare indirettamente un brillamento solare, è quello di monitorare la banda radio VLF, al fine di rilevare i SID (Sudden Ionospheric Disturbance).  I SID sono degli improvvisi aumenti di segnale nella banda VLF che si propagano per riflessione, attraverso la ionosfera. Tali “rimbalzi , consentono al segnale di superare la curvatura terrestre e superare così distanze notevoli.  Per poter registrare i cambiamenti solari su un segnale VLF bisogna eseguire un monitoraggio per buona parte della giornata (preferibilmente dall’alba al tramonto).  Quando avviene un brillamento uno strato particolare della ionosfera (strato D) viene altamente ionizzato. Ora le onde radio VLF, invece di attraversarlo, vengono da questo strato riflesse. Il segnale allora aumenta notevolmente e viene registrato dal nostro radiotelescopio. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE
    • Grafico di una giornata di Sole quieto  Il grafico che si ottiene in una giornata di sole quieto, è di rappresentato a fianco.  In esso possiamo vedere come verso le ore 07:10UT il segnale ha un brusco calo dovuto al ripresentarsi dello strato D legato al sorgere del sole. La sua comparsa come detto poc’anzi attenua il segnale radio. Questo effetto è chiamato “sunrise-effect” e precede appunto il sorgere del sole. LABORATORIO DI 32 ASTRONOMIA SOLARE
    • Evento SID  Qualora avvenisse un brillamento, nelle ore centrali della giornata, il grafico assumerebbe il seguente andamento:  Sul grafico risulta evidente il guizzo del segnale, che rappresenta il brillamento generato sulla superficie solare. Nell’esempio di cui sopra, il brillamento è avvenuto verso le ore 09:15ut. Il brillamento aumenta in modo repentino la ionizzazione dello strato D, con conseguente aumento della sua reflettività. LABORATORIO DI 33 ASTRONOMIA SOLARE
    • Alcune nostre analisi  Data 20/02/09  Luogo Belfiore (VR)  Direzione antenna Nord  Frequenza 23.4 kHz  Software Logger  Note: si osservano parecchi aumenti di segnale di tipo “sospetto” In questo caso è stato necessario inviare i dati al nostro coordinatore di riferimento il quale dopo un’attenta analisi basata sul confronto con ltri centri di osservazione nazionale ed internazionale ha escluso che si trattasse di fenomeni di radiazioni naturali di tipo solare. LABORATORIO DI 34 ASTRONOMIA SOLARE
    • Alcune nostre analisi  Data 12/01/09  Luogo Belfiore (VR)  Direzione antenna Nord  Frequenza 23.4 kHz  Software Logger  Note: è possibile rilevare numerosi innalzamenti di segnale di natura artificiale evidenziati dal fatto che la forma del picco si ripete con periodicità. LABORATORIO DI 35 ASTRONOMIA SOLARE
    • Alcune nostre analisi  Data 03/12/09  Luogo Belfiore (VR)  Direzione antenna Nord  Frequenza 23.4 kHz  Software Logger  Note: giornata di Sole quieto LABORATORIO DI 36 ASTRONOMIA SOLARE
    • Alcune nostre analisi  Data 02/12/09  Luogo Belfiore (VR)  Direzione antenna Nord  Frequenza 23.4 kHz  Software Logger  Note: giornata di Sole quieto LABORATORIO DI 37 ASTRONOMIA SOLARE
    • Alcune nostre analisi  Data 03/12/09  Luogo Belfiore (VR)  Direzione antenna Nord  Frequenza 23.4 kHz  Software Logger  Note: giornata di Sole quieto LABORATORIO DI 38 ASTRONOMIA SOLARE