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1 Barbara Ricci Universita di Ferrara & INFN-Ferrara Ferrara, 11 Aprile 2003.

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1 1 Barbara Ricci Universita di Ferrara & INFN-Ferrara Ferrara, 11 Aprile 2003

2 2 Indice: 1.Le principali caratteristiche solari, determinabili con osservazioni 2.Eliosismologia: possiamo ascoltare oltre che vedere! 3.Informazioni eliosismologiche 4.Attivita a Ferrara Utile riferimento:

3 3 Chi misuro per primo la massa del sole? Galileo Cavendish Einstein RicciCavendish

4 4 Dal moto dei pianeti si ricava la costante di Gauss, cioe il prodotto tra la costante di gravitazione universale e la massa del sole (c g =G N M S ) Cavendish, con la sua bilancia a torsione misuro la costante di gravitazione universale (G N ) e quindi si puo ricavare: M S 2 x kg Notazione esponenziale: = … … … zeri ! Massa Solare 1 error MTerra=5,974(1 ± 0,013%) 1024 kg GNMS=( ± 5) 1012 m3/s2 M S = 1,989 (1 0,15%) kg Circa volte la massa della terra

5 5 Sulla terra arriva mediamente un flusso di energia di circa 1 KW per metro quadro (costante solare) Conoscendo la distanza terra-sole possiamo calcolare la potenza prodotta dal sole: L s 4 x Watt Circa un miliardo di milioni (10 15 ) di centrali elettriche! Luminosita solare 150 milioni di km Ls=3.844(1 ± 0.4%) 1026 Watt

6 6 11/08/99 Raggio solare: distanza tra il centro del sole e la superficie visibile (fotosfera) R s km Rs=6,9598(1+0.04%) 108 m R T 6000 km Terra

7 7 Datazione radiochimica degli oggetti piu vecchi nel sistema solare, meteoriti condritiche: t s 4,6 miliardi di anni Ne vivra ancora altrettanti prima di diventare una gigante rossa per poi spegnersi come nana bianca Eta del sole t t 4,5 Miliardi di anni Problemi: Relazione tra eta delle meteoriti e leta del sole Da quando si comincia a contare leta del sole?

8 8 Composizione chimica e Temperatura superficiale Circa il 70% della massa del sole è costituita da idrogeno, il 28% circa da elio* e il restante 2% da atomi più pesanti, quali ossigeno, carbonio ecc. La Temperatura superficiale (fotosfera) e di circa 6000 gradi Kelvin * Lelio e stato scoperto per la prima volta nel sole nel 1895 (sulla terra 35% di Fe, 30% di O, 25% di Si) (sulla terra e circa 300 K)

9 9 Diverse immagini del sole Luce bianca IR X UV radio !!! FALSI COLORI !!! Freqeuenze delle figure X= 0.3 –0.45 nm UV= 19.5nm Luce bianca circa 600 nm IR = 1083 nm Radio =1.7cm visibile

10 10 Riconoscere gli strumenti ! Sappiamo riconoscere uno strumento dal suono che esso emette, dal modo in cui esso vibra Possiamo ricostruire di che materiale e fatto e la sua geometria Suono= onda longitudinale di pressione, dipende dalla pressione e dalla densita del mezzo Sound effects by F. Cibinetto & G. Marchiori

11 11 FALSI TONI !!!! In realta le vibrazioni del sole hanno frequenze dellordine del mHz, non percepibili dallorecchio umano (sensibile a Hz). Per rendere udibili gli infrasuoni del sole si e aumentato il numero di giri di circa volte (15 ottave !) Queste vibrazioni del sole sono state scoperte negli anni 60. Il loro periodo e di circa 5 minuti La musica del sole

12 12 Che succede alla superficie del sole? BLU:movimento verso lesterno ROSSO: movimento verso linterno BIANCO: assenza di moto (linee nodali) + + = Lo studio delle vibrazioni superficiali permette di avere informazioni sulla materia allinterno del sole (come il frangersi delle onde sulla spiaggia porta informazioni sulle condizioni del mare al largo) Pictures and animatrions from:

13 13 elios= sole seismos= movimento logos = ragionamento Studio dei movimenti nel sole (Geo)sismologia = studio della struttura interna della terra dallanalisi della propagazione delle onde sismiche Ascoltando le vibrazioni sulla superficie solare e possibile studiare come e fatto il sole nel suo interno ! Eliosismologia

14 14 MA COME POSSO PERCEPIRE QUESTE VIBRAZIONI DEL SOLE? FRA NOI ED IL SOLE NON CE ARIA => IL SUONO NON SI PROPAGA NEL VUOTO !!!! QUESTE VIBRAZIONI SI VEDONO CON L AIUTO DEL SIG. DOPPLER…

15 15 Leffetto Doppler in acustica La frequenza del suono emesso da una sorgente dipende dalla velocità della sorgente = o ( 1 + V // /V suono ) se la sorgente si avvicina (V // > 0) il suono è piu acuto se la sorgente si allontana (V // < 0) il suono è più grave

16 16 Leffetto Doppler e.m. Lo stesso effetto si ha anche per le onde elettromagnetiche La frequenza della luce, osservata sulla terra, emessa dai punti della fotosfera dipende dal modo in cui questi stanno vibrando Se si avvicinano alla terra la luce emessa sara spostata verso il blu, se si allontanano dalla terra sara spostata verso il rosso *per le onde e.m. cé anche un effetto trasversale Leffetto Doppler permette di misurare fino a velocita di oscillazione di pochi mm/s

17 17 Immagine Doppler Una foto istantanea delle oscillazioni del sole (sovrapposizione di modi) from:

18 18 Osservazioni da Terra Per osservare le oscillazioni bisogna avere una sequenza di immagini doppler, piu breve e lintervallo temporale tra immagini consecutive, piu facile e vedere loscillazione. Problema: il sole generalmente e sopra lorizzonte per meta giornata Network telescopi identici situati a diverse longitudini. –Global Oscillation Network Group (GONG) –Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON). GONG

19 19 Osservazioni da satellite Avere un satellite che guarda permanentemente il sole (niente giorno/notte e niente nuvole !) 1995: lancio di SoHo (Solar and Heliospheric Observatory) in orbita sincrona con il periodo di rivoluzione della Terra D=1.5 Milioni di km D Animation effect by G.Marchiori

20 20 Unocchiata allinterno ATTENZIONE ! Il sole e opaco alla radiazione. La luce che arriva a noi proviene dalla superficie (fotosfera) e non direttamente dal centro Cromosfera (spessore: circa km)La temperatura aumenta con l'altezza, fino a qualche decina di migliaia di gradi.Particolarmente spettacolari ed energetici sono i brillamenti (o eruzioni cromosferiche); le protuberanze eruttive sono grandi getti di gas che si innalzano a molte decine di migliaia di chilometri di altezza. Corona: Molto rarefatta, si estende per milioni di chilometri e si espande formando il vento solare Nucleo (0-0.1)R s 1/3 M s : –reazioni di fusione nucleare: –in 1 sec di ton di H sono convertite in He, liberando energia –T 16 milioni di gradi Zona radiativa ( )R s 2/3 M s : –lenergia e trasportata dai fotoni, cioè dalla rad. e.m. Zona convettiva (0.7-1) R s 1/60 M s : –lenergia e trasportata dalla convezione, cioè dalla materia Fotosfera (spessore: 300 km): – sottile strato dal quale riceviamo la luce visibile. T 6000 gradi. Costituisce la "superficie" del Sole Nucleo (1/3 M s ): –reazioni di fusione nucleare: –in 1 sec di ton di H sono convertite in He, liberando energia –T 16 milioni di gradi Zona radiativa (2/3 M s ) : –lenergia e trasportata dai fotoni, cioè dalla rad. e.m. Zona convettiva (2% M s ): –lenergia e trasportata dalla convezione, cioè dalla materia Fotosfera: – sottile strato dal quale riceviamo la luce visibile. T 6000 gradi. Costituisce la "superficie" del Sole

21 21 Chi fa suonare il sole? Il trasporto macroscopico e turbolento di materia nella zona convettiva del sole produce le vibrazioni della superficie solare In prossimita delle zone superficiali de sole si generano delle onde di pressione (onde acustiche) che restano intrappolate allinterno del sole

22 22 Onde acustiche allinterno del sole La propagazione e la sovrapposizione di queste onde acustiche fanno oscillare gli strati superficiali del sole Osservando le vibrazioni superficiali possiamo avere informazioni sullinterno del sole ! Pictures and animatrions from:

23 23 Andamento della velocità del suono - sole : v=100 km/s terra: v=8 km/s - si determina v con precisioni dellordine di 1/ nel sole la velocità del suono è continua, nella terra è discontinuia v[km/s] R/Rs SOLE TERRA

24 24 Transizione fra convezione e radiazione La velocitadel suono e continua,ma la sua derivata e discontinua nella zona di transizione v[km/s] R/Rs R tr = (1 ± 0.1%) Rs

25 25 Rotazione del sole giorni 0.1 Rs 0.7 Rs Rotazione differente ai poli e allequatore, non e una novita….

26 26 Rotazione del sole Sulla rotazione del nucleo ancora non si riesce a dire niente giorni 0.1 Rs 0.7 Rs Al di sotto della zona convettiva il sole ruota quasi uniformemente Rotazione differente ai poli e allequatore, non e una novita….

27 27 Asterosismologia Osservazione dei terremoti nelle altre stelle, in modo da avere informazioni complementari a quelle ottenibili dalla sola Luminosita e temperatura superficiale Le stelle appaiono puntiformi, si riescono a misurare un minor numero di modi di oscillazione. Ad es.: 13 modi per la Bootis osservati con telescopio a La Palma Con strumenti su satellite aumenteranno le informazioni Boote

28 28 Cosa facciamo a Ferrara ? Usiamo il sole come laboratorio per lo studio teorico delle reazioni nucleari e subnucleari Leliosismologia ci fornisce i dati osservativi con cui confrontare e predizioni teoriche (riguardo a fusioni nucleari, produzioni di neutrini e/o altre particelle esotiche) Abbiamo proposto LUNA, acceleratore realizzato al Gran Sasso per lo studio delle reazioni nucleari in condizioni simili a quelle esistenti nelle sole

29 29

30 Maggio 2003

31 31 Immagine Doppler Rotazione del sole, Periodo equatoriale: 25 giorni Periodo polare: 30 giorni (non e una novita…) … sottraendo la rotazione vediamo le oscillazioni del sole (sovrapposizione di modi) +2 Km/s -2 Km/s

32 32 Strati piu esterni Cromosfera: h km –La temperatura aumenta con l'altezza, fino a qualche decina di migliaia di gradi. –brillamenti: getti di gas che si innalzano a molte decine di migliaia di chilometri di altezza. 24/7/99 Large, eruptive prominence in He II at 304Å, with an image of the Earth added for size comparison. This prominence from 24 July 1999 is particularly large and looping, extending over 35 Earths out from the Sun. Erupting prominences (when Earthward directed) can affect communications, navigation systems, even power grids, while also producing auroras visible in the night skies. EIT 304Å image of a huge, handle-shaped prominence taken on Sept. 14, Prominences are huge clouds of relatively cool dense plasma suspended in the Sun's hot, thin corona. At times, they can erupt, escaping the Sun's atmosphere. Emission in this spectral line shows the upper chromosphere at a temperature of about 60,000 degrees K. Every feature in the image traces magnetic field structure. The hottest areas appear almost white, while the darker red areas indicate cooler temperatures. Corona –Molto rarefatta si estende per milioni di chilometri e si espande formando il vento solare

33 33 Effetto doppler Elettromagnetico:

34 34 Macchie solari Cinesi 28 a.C. Galileo e altri (1600) T=3000 K Ciclo undecennale Campo magnetico= 0.25 * 10^4 Gauss (Una calamita: Gauss, la terra 0.5 Gauss)

35 35 Solar rotation Solar surface does not rotate uniformely: T=24 days (30 days) at equator (poles). And the solar interior? Helioseismology (after 6 years of data taking) shows that below the convective region the sun rotates in a uniform way Note: E rot =1/2 m rot R eV E rot << KT

36 36 Magnetic field From the observation of sunspots number a 11 year solar cycle has been determined (Sunspots= very intense magnetic lines of force (3KG) break through the Sun's surface) the different rotation between convection and radiative regions could generate a dynamo mechanism and B= G near the bottom of the convective zone. A primordial 10 6 G field trapped in the radiative zone is proposed by some authors Anyhow also a 10 6 G field give an energy contribution << KT

37 37 Inversion method Calculate frequencies i as a function of u => i i (u j ) j=radial coordinate Assume Standard Solar Model as linear deviation around the true sun: i i, sun + A ij (u j -u j,sun ) Minimize the difference between the measured i and the calculated i In this way determine u j =u j -u j, sun


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