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Solar Astronomy Classe Terza
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Solar Astronomy Classe Terza

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  1. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />1<br />SOLAR ASTRONOMY Classe terza<br />Esperienza teorico – pratico sullo studio del Sole<br />
  2. Il primo studio che i ragazzi di terza media hanno dovuto affrontare, nell’ambito del percorso di astronomia, è stato quello di determinare le dimensioni reali di alcuni fenomeni osservati e fotografati sul disco solare nel precedente anno scolastico e nel anno scolastico in corso dai compagni della classe II.<br />Per lo scopo, abbiamo utilizzato SALSAJ, un software gratuito messo a disposizione dalla piattaforma didattica HandofUniverse della quale siamo partecipanti come scuola pilota. Il software in oggetto permette misurazioni sia di distanze, che fotometriche e diverse altre applicazioni di interesse astronomico.<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />2<br />Dalla qualità alla quantità…<br />
  3. Procedura per determinare le dimensioni di fenomeni osservati sul disco solare<br />Aprire l’immagine con il software SalsaJ<br />Ricavare dalla letteratura le dimensioni precise del raggio solare<br />Misurare utilizzando il pulsante “righello” le dimensioni del raggio solare espressa in pixel.<br />Applicare una semplice proporzione per determinare a quanti chilometri corrisponde un pixel sull’immagine ricavata al telescopio.<br />Sempre utilizzando il pulsante “righello” determinare la lunghezza espressa in pixel del fenomeno presente sul disco (filamento, macchia solare, granuli ecc...)<br />Moltiplicare il numero di pixel trovati per il coefficiente calcolato precedentemente che mi esprime a quanti chilometri corrisponde 1 pixel.<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />3<br />
  4. Prima misurazione: filamento e granulazione solare<br />In questa immagine, ottenuta con il telescopio H-alpha è possibile osservare, oltre alla granulazione solare, un filamento in alto a sinistra. <br />Utilizzando la procedura precedentemente esposta, un gruppo di studenti ha determinato le dimensioni del grano e del filamento.<br />4<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />Filamento solare<br />
  5. Seconda misurazione: gruppo di protuberanze solari<br />In questa immagine abbiamo determinato le dimensioni delle protuberanze (in termini di altezza) e l’estensione sul disco solare del fenomeno (larghezza).<br />5<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  6. Terza misurazione: altezza di tre protuberanze distinte<br />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.<br />6<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  7. Quarta misurazione: filamento sul disco solare<br />Immagine in H-alpha<br />Si evidenzia perfettamente un enorme filamento sul disco solare.<br />7<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  8. Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile<br />Nelle prossime esperienze, i ragazzi studieranno la radiazione elettromagnetica provenienete dal Sole “invisibile”. 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.<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />8<br />
  9. Energia termica ed il Sole: determinazione della costante solare<br />La costante solare rappresenta la quantità di energia termica, proveniente dal Sole, che raggiunge la Terra per metro quadrato nell’unità di tempo.<br />Con un semplice esperimento, alcuni ragazzi della classe III sono riusciti a determinare un valore sperimentale della costante solare. <br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />9<br />
  10. Procedura operativa<br />Procedura  (Occorre una giornata limpida priva di nuvole)<br />Misura la superficie del calorimetro di esposta al sole ed esprimi il dato in metri quadrati.<br />Versa 75 ml di acqua in un calorimetro<br />Aggiungi alcune gocce di inchiostro nero<br />Inserisci la sonda di temperatura <br />registra la temperatura ad intervalli regolari fino a quando questa non che si sia stabilizzata (primo equilibrio termico)<br />Posiziona il calorimetro esponendolo al Sole in modo che la superficie superiore sia il più perpendicolare possibile alla radiazione solare<br />Registra ad intervalli regolari, il tempo e la temperatura corrispondente (operazione svolta dal software)<br />Raggiunto l’equilibrio termico, interponi uno schermo davanti al calorimetro<br />Continua ad annotare la temperatura (in diminuzione) ed il tempo di esposizione<br />Costruisci il grafico temperatura – tempo (operazione svolta dal software).<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />10<br />
  11. Il tracciato grafico<br />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).<br />11<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  12. I calcoli<br />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<br />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:<br />Q=c*m*∆T<br />dove c = calore specifico dell’acqua; m = massa dell’acqua; ∆T = variazione di temperatura.<br />Per ricavare l’energia assorbita dalla Terra, è sufficiente dividere il calore assorbito per S*∆t ottenendo:<br />energia assorbita per unità di superficie e di tempo = (c*m) *∆T /S =C*∆T/∆t<br />dove C è la costante del calorimetro ed S la superficie di esposizione del calorimetro.<br />La potenza che ci giunge dal Sole a livello del suolo vale:<br />energia assorbita per unità di superficie e di tempo =<br />C*[(∆T/∆t)salita + (∆T/∆t)discesa] joule/m2s (watt/m2)<br />dove C è uguale a m*c/S<br />(∆T/∆t)salita = pendenza della curva, nella fase di riscaldamento in un tratto rettilineo opportunamente scelto<br />(∆T/∆t)discesa= pendenza della curva nella fase di raffreddamento nello stesso intervallo di temperature considerate nella fase di riscaldamento.<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />12<br />
  13. I risultati sperimentali<br />Costante del calorimetro C = 0,075*4186/0,00328 = 95626 Joule/m2<br />Energia assorbita per unità di superficie e di tempo = 95626*(0,006275 + 0,002061) = 797 Watt/m2.<br />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&apos;aria; arriva al suolo, quindi, circa il 45% della radiazione.<br />13<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  14. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />14<br />Programma osservativo – Sole nella banda SHF (super high frequency)<br />
  15. PROGRAMMA OSSERVATIVOStudio del Sole nella banda SHF<br />Strumentazione utilizzata: radiotelescopio SHF di nostra costruzione<br />Descrizione strumentazione<br />Radiotelescopio: SATFINDER + ADC (convertitore analogico – digitale) + antenna satellitare di forma parabolica<br />Cosa osserviamo<br />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.<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />15<br />
  16. Composizione del radiotelescopio SHF<br />Il nostro radiotelescopio SHF è costituito da un antenna parabolica in grado di catturare la radiazione solare nella banda delle microonde, un ricevitore rappresentato dal SatFinder, un sistema di acquisizione e elaborazione dati costituito da un modulo elettronico appositamente costituito, un PC e un software adatto.<br />16<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  17. Componenti del radiotelescopio SHF<br />L’antenna utilizzata, è del tipo “OFFSET” avente un diametro di 80 cm. <br />Il kit acquistato Comprende: una parabola, un ricevitore LNB con relativo elemento di sostegno, staffe di ancoraggio. <br />17<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  18. Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF<br />Satfinder: questo strumento, permette la regolazione del guadagno del segnale proveniente dall’antenna.<br />L’alimentazione del SatFinder (+ 13 V) è fornita da un vecchio decoder TELEPIU’ (ora SKY) .<br />18<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  19. Componenti aggiuntivi del radiotelescopio SHF<br />Il segnale proveniente dal SatFinder deve essere convertito in segnale “capibile” dal computer. Allo scopo è stato realizzato un semplice modulo di acquisizione integrato ADC0831 (il cui progetto è scaricabile dal sito www.radioastrolab.it)<br />19<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  20. Il tracciato del Sole in SHF<br />Esempio di tracciato del Sole ottenuto con circa 1h di osservazione nella banda delle microonde (SHF).<br />I dati sono stati elaborati utilizzando il software freeware PRESTO. <br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />20<br />
  21. Programma osservativo Sole nella banda VLF<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />21<br />
  22. PROGRAMMA OSSERVATIVOStudio del Sole nella banda VLF<br />Strumentazione utilizzata: radiotelescopio VLF di nostra costruzione<br />Descrizione strumentazione<br />Radiotelescopio: GYRATOR III + antenna loop magnetico a forma romboidale.<br />Cosa osserviamo<br />Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde VLF. In particolare vogliamo osservare e classificare fenomeni SID<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />22<br />
  23. Il nostro radiotelescopio VLF<br />Il nostro radiotelescopio VLF è costituito dai seguenti componenti:<br /> <br />Ricevitore Gyrator III<br />Antenna a telaio di forma quadrata<br />Computer per registrazione ed analisi dei dati<br />Software dedicato (logger)<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />23<br />
  24. Il ricevitore<br />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).<br />24<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  25. Antenna loop magnetico<br />L’antenna a telaio ha la forma di un quadrato la cui diagonale misura 75 cm. Questo tipo di antenna è molto sensibile ed è stata ideata per l’uso interno. L’antenna è direttiva cioè è in grado di riceve i segnali provenienti dalla direzione verso la quale è orientata mentre 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).<br />25<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  26. Che cosa è un SID<br />Un modo per poter osservare indirettamente un brillamento solare, è quello di monitorare la banda radio VLF, al fine di rilevare fenomeni chamati SID (SuddenIonosphericDisturbance).<br />Un fenomeno SID rappresenta un improvviso aumento del segnale radio dovuto a brillamenti solari. <br />Il monitoraggio viene eseguito dall’alba al tramonto .<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />26<br />
  27. Grafico di una giornata di Sole quieto<br />Il grafico che si ottiene in una giornata di sole quieto, è rappresentato a fianco.<br />In esso possiamo vedere come verso le ore 07:10UT il segnale ha un brusco calo dovuto all’avvicinarsi del sorgere del Sole. Questo effetto è chiamato “sunrise-effect” e precede appunto il sorgere del Sole. <br />27<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  28. Evento SID<br />Qualora avvenisse un brillamento, nelle ore centrali della giornata, il grafico assumerebbe il seguente andamento:<br />Sul grafico risulta evidente l’aumento del segnale verso le ore 09:15UT, che evidenzia il brillamento generato sulla superficie solare. <br />28<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  29. Alcune nostre analisi<br />Data 20/02/09<br />Luogo Belfiore (VR)<br />Direzione antenna Nord<br />Frequenza 23.4 kHz<br />SoftwareLogger<br />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. <br />29<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />
  30. Alcune nostre analisi<br />Data 12/01/09<br />Luogo Belfiore (VR)<br />Direzione antenna Nord<br />Frequenza 23.4 kHz<br />SoftwareLogger<br />Note: è possibile rilevare numerosi innalzamenti di segnale di natura artificiale evidenziati dal fatto che la forma del picco si ripete con periodicità. <br />30<br />LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE<br />

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