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IL SOLE Tutte le informazioni che possiamo ricavare dal Sole provengono da: Radiazioni Particelle Neutrini.

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Presentazione sul tema: "IL SOLE Tutte le informazioni che possiamo ricavare dal Sole provengono da: Radiazioni Particelle Neutrini."— Transcript della presentazione:

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2 IL SOLE

3 Tutte le informazioni che possiamo ricavare dal Sole provengono da: Radiazioni Particelle Neutrini

4 Le radiazioni elettromagnetiche sono distribuite in tutto lo spettro elettromagnetico Le particelle sono elettroni, protoni, nuclei, ma essendo cariche hanno poco potere diagnostico perché sono facilmente deviabili I neutrini sono difficilmente captabili a causa della bassissima interazione che hanno con la materia ordinaria, essi attraversano il nostro pianeta come se fosse pressoché trasparente nei loro confronti.

5 Dati generali Distanza sole-terra Si può ottenere ricorrendo alla III legge di Keplero generalizzata: T 2 = 4 a 3 /G(m 1 +m 2 ) (*) Conoscendo i semiassi di tutte le orbite planetarie calcolo i rapporti, ottengo le scale di riferimento (a 1 /a 2 ) 3 = (T 1 /T 2 ) 2 Semplificando in modo da considerare M sole >>M terra e lorbita della Terra circolare uniforme |Fc| = M terra v 2 /D dove Fc è la forza centripeta costante e D = distanza media sole-terra Sapendo che v = 2 D/T e |Fg| = G M sole M terra /D 2 Sostituisco e ottengo la terza legge di Keplero generalizzata (*) D 3 /T 2 = G M sole /4 2

6 Si può ottenere anche con la Parallasse diurna oppure tramite il ritardo di un segnale radar. Si arriva così al calcolo dellU.A.

7 Raggio del Sole Si ottiene dalla misura del diametro angolare medio del Sole che corrisponde a circa 19 (1/100 rad) cioè 1/100 D Esso è rilevabile da teodoliti appositamente attrezzati Raggio lineare km ~ 109 R terra Volume V terra Dalla legge di Newton si deduce la massa che è M terra Dal rapporto si ottiene d= m/V 1.41 g/cm 3 La densità superficiale è molto esigua mentre quella delle parti più interne deve essere molto elevata – la materia è allo stato di plasma, cioè ionizzata g = 274 m/s 2

8 Luminosità La luminosità di una stella È lenergia elettromagnetica emessa dalla stella nellunità di tempo (è pertanto una potenza) Misurando con un calorimetro particolare detto piroeliometro lirraggiamento al di fuori dellatmosfera terrestre e quindi lenergia elettromagnetica di origine solare che nellunità di tempo attraversa normalmente lunità di superficie posta al di fuori dellatmosfera terrestre, si moltiplica per larea della sfera avente come raggio la distanza terra-sole e si ottiene la L totale (si ammette che tra sole e terra non ci siano pozzi o sorgenti di energia)

9 Si ottengono le seguenti grandezze Emittanza L / S kw/m 2 Costante solare 2 cal/cm 2.min = 1.36 J m -2 s -1 ~ 1.4 kw/m 2 Sviluppando il calcolo 4/3 ( ) 3 = kw = J/s In ogni secondo il Sole emette più energia di quanta lumanità ne abbia impiegata dallinizio della sua storia

10 COSTITUZIONE Come ogni stella, il Sole è un ammasso di gas di forma quasi sferica, in cui le caratteristiche fisico-chimiche (T, P, d, composizione chimica) variano in modo continuo lungo il raggio

11 Composizione chimica H = 70 % in massa (più di 10 volte tutti gli altri elementi messi insieme) He = 29% Altri elementi detti comunemente metalli 1%

12 Rotazione solare Già Galileo osservò dallo spostamento delle macchie solari che esiste una rotazione del sole sul proprio asse. Lasse solare è praticamente perpendicolare al piano delleclittica (7°) Essendo un corpo fluido la rotazione non avviene a velocità angolare costante, ma essa dura di più nelle zone polari (30 gg. circa) mentre è più rapida allequatore (25 gg.) La rotazione solare può essere rivelata anche attraverso lEffetto Doppler

13 Età Dallo spettro solare si conferma che letà del sole è uguale a quella dei rimanenti corpi del sistema solare cioè 4,6 miliardi di anni Le rocce più antiche della terra 3,8 Le rocce lunari 4,3 I meteoriti 4,5

14 Questa massa di gas è in equilibrio termodinamico tra due forze contrapposte FORZA DI GRAVITA FORZA DI ESPANSIONE DEL GAS (pressione + pressione di radiazione)

15 Esso si suddivide in: Atmosfera solare E costituita dagli strati esterni, da cui rileviamo radiazione elettromagnetica Questa è la parte che si può studiare più direttamente, perché più accessibile: comprende fotosfera, cromosfera e corona Interno del Sole E costituito dagli strati sottostanti, non visibili direttamente a causa dei gas molto opachi dellatmosfera Essendo più profondo occorre ricorrere a dei modelli. Esso comprende, dal centro verso la superficie: nucleo, zona radiativa, zona convettiva

16 Ø km 40% M ¼ R Ø km

17 Modello dellinterno del sole E costituito da un grafico o una tabella in cui sono riportati, per le varie distanze dal centro del Sole, i valori di T, P,d, massa contenuta entro la sfera concentrica col Sole ed avente come raggio la distanza considerata, nonché i valori di Energia che fuoriesce da questa sfera in ogni secondo Se si riporta una serie di modelli costruiti in epoche successive si ottiene un MODELLO EVOLUTIVO

18 ATMOSFERA SOLARE Essa costituisce gli strati più superficiali Come per le altre stelle, questi strati sono sede di numerose perturbazioni che concorrono a formare fenomeni chiamati complessivamente ATTIVITA SOLARE Tali attività presentano carattere ciclico Quando questi fenomeni giungono al minimo ed il sole è sferico e tranquillo si parla di SOLE QUIETO

19 La fotosfera E la zona più superficiale, spessa ~ 400 km Da essa dipende la temperatura efficace, da cui originano le radiazioni emesse allesterno. Lo spettro della fotosfera è continuo nel visibile

20 Fenomeni fotosferici La superficie della fotosfera appare costellata da strutture quali: GRANULAZIONI Appaiono come punti più luminosi e più scuri. Sono zone che hanno mediamente 1000 km di diametro e sono dati dallaffiorare di colonne di gas in ascesa, molto caldi e provenienti dalla zona convettiva sottostante. Hanno una durata di circa una decina di minuti e poi scompaiono. Infatti, il gas una volta raffreddato sprofonda, apparendo come granulo scuro. I granuli sono anche raggruppabili in strutture più ampie dette supergranuli.

21 Oscuramento ai bordi La fotosfera appare al centro più luminosa mentre ai bordi lo è di meno perché la linea di vista attraversa strati superficiali più freddi che irraggiano a tassi meno elevati

22 Regioni Attive Lattività solare è determinata dallinterazione fra i campi magnetici ed i moti del plasma nellatmosfera solare che interessano la fotosfera, la cromosfera e la corona Ogni giorno si formano anche centinaia di regioni attive e possono evolvere verso strutture più o meno durature, dando origine a macchie, brillamenti e protuberanze a rapida evoluzione

23 MACCHIE SOLARI Scoperte da Galileo nel 1610 sono caratterizzate da ampie depressioni fotosferiche (Ø km) più fredde rispetto alle zone circostanti. La zona interna più scura è detta ombra (T=4500K) mentre le zone periferiche vengono chiamate penombra Sono associate a campi magnetici intensissimi, fino a Gauss contro il c.m. medio solare che è circa 1 Gauss. La loro durata varia da un giorno a qualche mese

24 Dalle regioni in cui sono presenti le macchie vengono proiettati verso lalto, quindi verso la cromosfera, dei getti di gas incandescente e ionizzato, che rimangono intrappolati dalle linee di forza del campo magnetico dando luogo a strutture a pennacchio o ad arco (protuberanze)

25 Le macchie solari presentano un ciclo evolutivo. Compaiono in gruppi, spesso in coppie, di cui la prima viene detta macchia di testa e laltra di coda, e presentano polarità magnetiche opposte. Le polarità sono invertite nei due emisferi solari. La loro comparsa si verifica alle medie latitudini e progressivamente esse si spostano, aumentando in numero, verso lequatore solare. Poi tornano a diminuire, fino a lasciare il disco solare interamente libero. Il ciclo dura 11 anni, ma considerando la polarità, che torna ad essere la stessa soltanto dopo due cicli, in tutto dura 22.

26 Origine delle macchie solari Le macchie solari sono un fenomeno strettamente connesso con il campo magnetico solare. Essendo un corpo fluido, le linee di forza del c.m. bipolare medio del sole seguono landamento della sua rotazione differenziale. Mentre le linee equatoriali procedono più velocemente, quelle delle alte latitudini rimangono indietro. Si ottiene un avvolgimento delle linee di forza su se stesse, che porta alla formazione di cappi Tali cappi finiscono con lemergere dalla superficie. I punti di emersione delle linee di tali cappi sono sede di intensi c.m. che si manifestano sotto forma di depressioni superficiali più fredde delle zone circostanti, le macchie solari

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28 Lavvolgimento delle linee di forza risulta tale da portare prima ad un insorgere sempre più massiccio di nuove macchie Poi infine le linee si sgretolano determinando una diminuzione Il minimo delle macchie si interpreta come il momento in cui le linee tornano ad essere normali, senza più avvolgimenti


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