Il documento descrive un laboratorio di astronomia solare, evidenziando le caratteristiche del sole, la sua composizione chimica e i processi energetici attraverso la fusione nucleare. Viene analizzata la struttura del sole e il suo campo magnetico, nonché i fenomeni solari come macchie, brillamenti e protuberanze, accompagnati da programmi osservativi e metodologie di classificazione. Inoltre, si parla dell'importanza delle emissioni elettromagnetiche e delle radiazioni provenienti dalle diverse zone solari.

1. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE1SOLAR ASTRONOMY Classe secondaEsperienza teorico – pratico sullo studio del Sole

2. Distanza Terra - SoleLa distanza Terra-Sole risulta pari a circa 150 milioni di km.Tale valore definisce l’unità di misura (l’Unità Astronomica (UA)) con cui valutare le distanze fra i corpi entro il Sistema Solare. Per misurare le distanze fra le stelle si preferisce usare gli anni luce (1 anno luce = 63.240 UA )LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE2

3. Caratteristiche del SoleTipo spettrale G2Raggio del Sole 700000 km = 109 volte il raggio terrestreTemperatura fotosfera 5700KSpessore fotosfera 1/700 del raggio solareSpessore cromosfera 1/46 del raggio solareSpessore della corona decine di Milioni di kmMassa 1,99*1030 kg = 330000 volte la massa terrestreVolume 1,44*1018 km3 = 1,44 milioni di volte il volume terrestreDensità media 1,41 g/cm3Densità del nucleo 141 g/cm3 (acqua 1 g/cm3 )Temperatura del nucleo 16 milioni di gradi Kelvin4,2 milioni di ton al secondo di materia si converte in energia564,6 milioni di ton di H si convertono in 560 milioni di ton di He. 3LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

4. Composizione chimica del Sole1000000 atomi di H (idrogeno)60000 atomi di He (elio)700 di O (ossigeno)400 di C (carbonio)90 di N (azoto)30 di Fe (ferro)15 di Si (silicio)3 di Al (alluminio)2 di Ca, Na, Ni (Calcio, Sodio, Nichel)4LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

5. L’interno del SoleL'interno del Sole e' composto da un nucleo, nel quale avvengono le reazioni di fusione termonucleare.Il nucleo è circondato da uno strato di gas avente densità enorme chiamato zona radiativa. Nella zona radiativa, l'energia prodotta dalla fusione nucleare, a causa dell’enorme densità presente, richiede milioni di anni per giungere all’esterno.A sua volta la zona radiativa è circondata da uno strato detto zona convettiva dello spessore di 150.000 Km. Spaccato della struttura del Sole:1. Nucleo2. Zona radiativa3. Zona convettiva4. Fotosfera5. Cromosfera6. Corona7. Macchia solare8. Granulazione fotosferica9. Protuberanza ad arco.5LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

6. Produzione di energia solareL’energia prodotta dal Sole si origina dal processo di fusione nucleare che avviene nel centro della stella: a causa della sua grande massa, le regioni interne del Sole raggiungono temperature elevatissime (15 milioni di gradi). A queste temperature si accendono le reazioni termonucleari. La fusione nucleare consiste nella trasformazione di quattro nuclei di idrogeno in un nucleo di elio; La massa di elio è minore della somma delle masse dell’idrogeno reagito; la differenza di massa viene trasformata in energia.6LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

7. Moti convettivi sul SoleNella zona convettiva del Sole si sviluppano delle sacche di gas caldo che si muovono verso la superficie esterna del Sole. Queste sacche diventano un mezzo di trasporto per l'energia che in questo modo viene trasportata verso gli strati più esterni. Tali moti, simili a quelli che si producono in una pentola d'acqua in ebollizione, fanno risalire in superficie delle bolle di gas che danno origine alla granulazione della fotosfera. Questo spiega l’aspetto irregolare simile ad un insieme di grani a forma di chicchi di riso molto luminosi, visibili nella banda ottica dello spettro. La granulazione rappresenta uno degli obiettivi delle nostre osservazioni visuali.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE7

8. Il campo magnetico solareIl Sole è costituito essenzialmente da plasma, ovvero da gas ionizzato, e agisce come una gigantesca dinamo, in grado di generare un potente campo magnetico. Vedremo in seguito come la combinazione dei vari campi magnetici sia la causa fondamentale dei molti fenomeni peculiari osservabili nella fotosfera, cromosfera e corona. 8LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

9. Periodi di attività: Sole quieto e Sole attivo I campi magnetici solari determinano lo svolgersi dei fenomeni osservabili sul Sole. L’attività magnetica solare ha un andamento periodico, con un periodo approssimativo di 11 anni. Durante questo periodo il Sole passa da un minimo di attività (SOLE QUIETO), ad un massimo di attività (SOLE ATTIVO), e di nuovo ad un minimo. Ogni ciclo di attività solare è comporta una inversione della polarità del campo magnetico della stella, con conseguente scambio tra il polo nord ed il polo sud magnetico. Il primo ciclo ha polarità N-S per 11 anni, il secondo ciclo ha polarità S-N per 11. Dopo 22 anni si ritorna alla polarità N-S. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE9

10. Cosa arriva sulla Terra?Il Sole emette nello spazio circostante enormi quantità di energia sottoforma di radiazione elettromagnetica e di particelle trasportate dal vento solare.Le particelle che costituiscono il vento solare non sono osservabili dalla Terra in quanto in genere catturate da una specie di scudo magnetico che circonda il pianeta Terra. Tale zona viene chiamata magnetosfera terrestre. 10LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

11. La radiazione elettromagneticaLa radiazione elettromagnetica è una forma di energia legata al trasporto simultaneo di energia elettrica e magnetica.A seconda dell’energia emessa, della frequenza e della lunghezza d’onda, possiamo distinguere varie componenti dello spettro elettromagnetico.11LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

12. Ad ogni porzione solare la sua radiazioneTra tutte le radiazioni provenienti dal Sole i nostri studi si concentrano su quelle emesse dalla cromosfera, dalla fotosfera e dalla corona solare. La tabella illustra le varie zone e le onde da esse emesse.Corona : radioonde – lontano ultravioletto – raggi XCromosfera: lontano infrarosso – ultravioletto – raggi X – raggi gammaFotosfera: vicino infrarosso – lontanissimo ultravioletto – raggi gammaLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE12

13. Il Sole in varie zone dello spettro elettromagnetico Alcune immagini del Sole riprese a differenti lunghezze d'onda dalla sonda STEREO.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE13

14. Programmi osservativiNel nostro Istituto vengono attivati cinque PROGRAMMI OSSERVATIVI con lo scopo di studiare le emissioni elettromagnetiche solari e di analizzare i principali fenomeni osservabili a livello amatoriale.Elenco programmi osservativiStudio e osservazione del Sole in luce bianca (tutto lo spettro visibile compreso tra 400 nm e 760 nm); (classe II e III)Studio e osservazione del Sole in luce H-alpha (lunghezza d’onda=656,28 nm); (classe II e III)Studio e osservazione del Sole in luce Cak (lunghezza d’onda=393,4 nm); (classe II e III)Studio e osservazione del Sole nella banda VLF (very low frequency); (classe III)Studio e osservazione del Sole nella banda SHF (super high frequency). (classe III)LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE14

15. Programma osservativo – Sole in luce biancaLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE15

16. Strumentazione astronomicaTelescopio SKYWATCHER MAKSUTOV 150mm+ filtro solare astrosolar + montatura equatoriale HEQ5 skyscan pro.Descrizione Telescopio: tipo MAKSUTOV con diametro 150 mm.Filtro solare: foglio formato A4 di materiale ASTROSOLAR in grado di bloccare oltre il 99% della luce proveniente dal Sole in modo da rendere sicura l’osservazione della nostra stella.Montatura HEQ5 skyscan pro: montatura computerizzata capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).Cosa osserviamoIl programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce bianca. In particolare vogliamo osservare, classificare e fotografare le MACCHIE SOLARI e i GRUPPI SOLARI , la GRANULAZIONE che compaie nella fotosfera della nostra stella.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE16

17. Le macchie solariLe macchie solari furono osservate al cannocchiale da Galileo Galilei nel 1610, ma erano gia' note nell'antica Cina. Le macchie appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole. Esse hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e piu' di duecentomila Km e sono circondate da regioni di penombra.La loro origine và ricercata nelle variazioni locali del campo magnetico solare che generano zone a minor temperatura (4000-4500K). 17LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

18. Fenomeni solariIlloro aspetto oscuro, come già citato e' dovuto al fatto che sono piu' fredde e quindi meno luminose della fotosfera. Lo sviluppo di un gruppo di macchie comincia con l'apparire di piu' macchie piccole, che poi si espandono aggregandosi tra loro; questo processo puo' durare da una settimana a qualche mese. Vicino alle macchie solari si distinguono aree brillanti dette facole, visibili in luce bianca. 18LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLAREFacole solariFlares o brillamenti solare

19. Determinazione del numero di WolfLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE19Il numero di Wolf è un parametro che consente la stima dell'attività solare in funzione del numero e della complessità delle regioni attive osservabili sulla fotosfera in luce bianca. Il numero di Wolf si calcola secondo la seguente formula:doveR: numero di Wolfkc: fattore di correzione (strumentale e di condizioni atmosferiche)G: numero di gruppi osservatiM: numero di macchie complessive

20. Regole per il conteggio delle macchieNel conteggio dei gruppi: la singola macchia isolata deve essere considerata gruppo;Le singole macchie isolate, inoltre, benchè già contate come gruppo devono essere considerate anche agli effetti del conteggio delle macchie complessive. 20LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

21. Classificazione dei gruppi solariUna macchia solare è solitamente composta da una parte interna chiamata ombra, e da una parte che la circonda più chiara, denominata penombra.Nell'osservazione solare hanno notevole importanza i gruppi di macchie.Esistono diversi metodi per classificare i gruppi; noi abbiamo applicato la classificazione di Waldmeier e quella di McIntosh,La classificazione di Waldmeier si basa sulla forma, sulle dimensioni e sull'evoluzione del gruppo.La classificazione di McIntosh, introdotta all'inizio degli anni '90 è molto complessa, e permette un'ottima catalogazione dei gruppi. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE21

22. Classificazione di WaldmeierDi fianco viene riportata la classificazione di Waldmeier22LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

23. Classificazione di McIntoshLa classificazione attualmente in uso è stata introdotta nei primi anni '90 da McIntosh, il quale si è basato su quella creata da Waldmeier: La prima lettera rappresenta la classificazione di Zurigo Modificata cui sono state tolte le classi G ed I (o J).grupposole@yahoo.it23LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

24. Classificazione di McIntoshAd esempio un gruppo definito Eki, descrive una regione attiva avente le seguenti caratteristiche:gruppo bipolare con un'estensione longitudinale (asse E-O) compresa tra i 10°-15° eliografici (120000- 180000 km). La penombra della macchia leader (o precedente) è asimmetrica, ma con un'ampiezza in latitudine (asse N-S) superiore a 2,5° eliografici in diametro.Sono presenti numerose macchie tra la macchia leader e la seguente il gruppo, di cui nessuna presenta una penombra sviluppata...24LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

25. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE25

26. Scheda raccolta datiLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE26

27. Data osservazione: 13-12-07Il video realizzato dai ragazziL’immagine ricavataGruppo di macchie solariLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE27

28. Data osservazione: 29-03-08Il video realizzato dai ragazziImmaginericavataLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE28

29. Programma osservativo – Sole in luce H-alphaStrumentazione utilizzata: telescopio CORONDO PST 40 – montatura equatoriale – telecamera SKYNYX – M. e NEXIMAGE C.Descrizione strumentazioneTelescopio: tipo CORONADO PST40 con filtro solare H-alpha.Montatura HEQ5 skyscan pro: montatura computerizzata capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).Telecamera SKYNYX monocromatica 16bit e NEXIMAGE CELESTRON colori 8 bitCosa osserviamoIl programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce H-alpha. In particolare vogliamo osservare, classificare e fotografare i BRILLAMENTI, le PROTUBERANZE e i FILAMENTI SOLARI.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE29

30. Il Sole in luce H-alphaImmagine del Sole in H-alpha.Si notano filamenti, facole ed alcune macchie solari. 30LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLAREFENOMENI SOLARI OSSERVABILI IN H-ALPHA

31. Flares o Brillamenti solariSono emissioni estremamente luminose generate dal rilascio di energia osservabili vicino alle macchie solari causate dall'interazione di campi magnetici solari. Durano da pochi minuti ad alcune ore e sono visibili in diverse bande di emissione. La frequenza dei flare solari varia da molti al giorno quando il Sole è particolarmente "attivo" a circa uno alla settimana quando invece è "quieto".LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE31

32. Protuberanze solariSono getti incandescenti di gas parzialmente ionizzato, detto plasma, intrappolate dal campo magnetico solare. Lungo il bordo solare, si possono osservare questi fenomeni sotto forma di cappio, cespuglio, colonna o altro ancora e dimensioni che possono raggiungere qualche milione di Km. Per questa caratteristica, sono il fenomeno solare piu grande, visibile quindi anche da piccoli strumenti.La temperatura delle protuberanze è di circa 20.000 °C. Viste da sopra, non esterne al disco solare, danno luogo ai filamenti.Sono classificati principalmente in due categorie: Pretuberanze quiescenti (quelle tranquille) e pretuberanze a getto (quelle piu irruente), ognuna delle quali a sua volta divisa ancora in 3 sotto-categorie in base alla violenza e dimensione del fenomeno.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE32

33. Programma baseIl programma osservativo di base consiste nel conteggio dei nuclei di protuberanzeLa classificazione più diffusa e accettata è stata introdotta da Harold Zirin.La distinzione principale è tra zone quiescenti (QRF) e zone attive (ARF). Ciascuna tipologia è inoltre suddivisa in 5 classi per le QRF (da A a E) e 4 classi per le ARF (da F a I). 33LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLAREImmagine di David Knisely

34. Scheda di osservazioneLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE34

35. Osservazione del 07-02-08Filamento solare Ingrandimento del filamentoLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE35

36. Osservazione del 21-12-07Il video realizzato dai ragazzi L’immagine di una protuberanza solareLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE36

37. Osservazione del 21-12-07Il video realizzato dai ragazzi L’immagine di una protuberanza solareLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE37

38. Osservazione del 23-01-0838LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLAREprotuberanza

39. Osservazione del 18-02-09LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE39Gruppo di protuberanze

40. Osservazione del 19-02-08LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE40Gruppo di protuberanze “collegate” tra loro

41. Osservazione del 29-03-08LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE41Enorme filamento solare

42. LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE42Programma osservativo – Sole in luce CaK

43. PROGRAMMA OSSERVATIVO – Studio del Sole in luce CaKStrumentazione utilizzata: telescopio lunt in luce CaK 60mm+ montatura equatoriale HEQ6 skyscan pro + camera digitale CCD 16 bit SkynyxLumenera.Descrizione strumentazioneTelescopio: LUNT 60 mm in CaKMontatura HEQ5 skyscan pro: montatura computerizzata capace di trovare e seguire autonomamente gli oggetti celesti (Sole compreso).Cosa osserviamoIl programma osservativo prevede lo studio della meteorologia solare evidenziando granuli, supergranuli e facole.LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE43

44. Il Sole in luce CaKIl programma osservativo prevede lo studio del Sole in luce CaK. Il telescopioCaK isola uno strato del Sole che si trova al di sotto ed è più leggermente più fredda dello strato visibile con un filtro H-Alfa, rivelando dettagli differenti. Il telescopio LUNT 60 mm Ca-K ci permette di osservare cambiamenti nella meteorologia solare in anticipo di ore o anche di giorni rispetto a quando diventeranno visibili con i filtri H-Alfa. Essi vengono spesso usati per predire l'arrivo di fenomeni solari. Le magnifiche celle di supergranulazione che si formano e si rafforzano in questo strato della Cromosfera potrebbero però non essere visibili ad occhio, perché la maggior parte delle persone, specialmente quelle non più giovani, hanno occhi non particolarmente sensibili a queste lunghezze d'onda. Quindi il telescopio LUNT Ca-K viene utilizzato con la camera digitale . LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE44

45. Programma baseIl programma base prevede l’osservazione del network cromosferico alla ricerca di facole cromosomiche, macchie solari, granulazione.Facole cromosferiche o plages: sono nubi brillanti di idrogeno e sono associate alle macchie solari in quanto compaiono dove ci sono queste ultime e ne seguono lo stesso andamento.Macchie solari e Granulazione sono fenomeni visibili anche in luce bianca.45LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

46. Esempio di scheda raccolta datiLABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE46

47. Osservazione del 30-04-09Nella immagine a fianco è visibile perfettamente la granulazione solare.47LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

48. Osservazione del 02-05-09Nuovamente una immagine del network solare: si evidenzino i granuli sulla superficie della stella.48LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

49. Osservazione del 04-05-09Granulazione solare49LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

50. Osservazione del 11-05-09Granulazione e macchie solari. Si evidenziano perfettamente le zone attive attorno alle macchie solari.50LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE