Slides Esperimenti Svolti Classe Terza

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…


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.


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
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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
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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
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ASTRONOMIA SOLARE

Quarta misurazione: filamento sul
disco solare

 Immagine in H-alpha
 Si evidenzia
perfettamente un enorme
filamento sul disco solare.

LABORATORIO DI
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ASTRONOMIA SOLARE

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Noi e la radiazione
elettromagnetica “invisibile”


Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile
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 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.


Energia termica ed il Sole: determinazione
della costante solare
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 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.


Procedura operativa
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 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).


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
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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.

I calcoli
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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
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ASTRONOMIA SOLARE

Programma osservativo – Sole
17 nella banda SHF (super high
frequency)


PROGRAMMA OSSERVATIVO
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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
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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
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ASTRONOMIA SOLARE

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
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ASTRONOMIA SOLARE

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
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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


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
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ASTRONOMIA SOLARE

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Programma osservativo Sole
nella banda VLF


PROGRAMMA OSSERVATIVO
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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


Il radiotelescopio VLF
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 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.


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


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
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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
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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.


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
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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
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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.

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ASTRONOMIA SOLARE

 Data 12/01/09
 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.

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ASTRONOMIA SOLARE

 Data 03/12/09
 Software Logger
 Note: giornata di Sole quieto

LABORATORIO DI
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ASTRONOMIA SOLARE

 Data 02/12/09
 Software Logger

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ASTRONOMIA SOLARE

 Data 03/12/09
 Software Logger

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ASTRONOMIA SOLARE

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