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Maurizio Candidi - Raffaella D'Amicis Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – IFSI Istituto Nazionale di AstroFisica - INAF Relazioni Sole-Terra…

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Presentazione sul tema: "Maurizio Candidi - Raffaella D'Amicis Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – IFSI Istituto Nazionale di AstroFisica - INAF Relazioni Sole-Terra…"— Transcript della presentazione:

1 Maurizio Candidi - Raffaella D'Amicis Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – IFSI Istituto Nazionale di AstroFisica - INAF Relazioni Sole-Terra… … verso una meteorologia spaziale

2 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e sua interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

3 Il nostro Sole è una fra i 100 miliardi di stelle che si trovano nella nostra galassia. E' una stella normale: ce ne sono di più grandi, di più luminose, di più vecchie e più giovani. A noi sembra la più grande e la più brillante perché è la più vicina. E' l'oggetto più grande del nostro sistema solare. Contiene più del 99.8% della massa totale del sistema solare. Raggio solare = km = 109 raggi terrestri Massa solare = kg = masse terrestri Luminosità solare = Watt oppure in 1 s, circa Megaton! Temperatura centrale = 15 milioni di °C Densità centrale = 150 g/cm 3 = 8 volte la densità dell'oro Composizione centrale = 35% H, 63% He, 2% (C, N, O,...) in massa Temperatura della superficie = 6000 °C Densità della superficie = g/cm 3 = densità dell'aria Composizione della superficie = 70% H, 28% He, 2% (C, N, O,...) in massa Età del Sole = anni Il Sole

4 Perché studiamo il Sole? Relazione con il climaIl Sole come stella Meteorologia spaziale Il Sole come laboratorio di fisica

5 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

6 Zona convettiva L'interno del Sole L'interno del Sole è formato da quattro regioni nelle quali si verificano differenti processi fisici: 1- L'energia solare è generata nel NUCLEO. 2 - Questa energia diffonde verso l'esterno per radiazione attraverso la ZONA RADIATIVA e 3 - per flussi convettivi attraverso la ZONA CONVETTIVA più esterna. 4 - Si pensa che il campo magnetico sia generato nello STRATO di INTERFACCIA, uno strato sottile tra la zona radiativa e la zona convettiva. Nucleo Zona radiativa Strato di interfaccia

7 L'interno del Sole: il nucleo L'interno del Sole: il nucleo NUCLEO Il nucleo è la regione centrale dove è generata l'energia solare. Questa energia è il risultato di processi di fusione nucleare che, a partire da nuclei di idrogeno, producono nuclei di elio attraverso una catena di reazioni. La temperatura interna è approssimativamente di 15 milioni di °C e la densità 150 g/cm³ (10 volte la densità dell'oro o del piombo).

8 L'interno del Sole: la zona radiativa L'interno del Sole: la zona radiativa La zona radiativa si estende dal 25% della distanza della superficie fino al 70% di tale distanza. La zona radiativa è caratterizzata dalla radiazione come metodo di trasporto dell'energia. L'energia generata dal nucleo è trasportata dalla luce (i fotoni rimbalzano da particella a particella attraverso la zona radiativa). La densità decresce da 20 g/cm³ (approx. la densità dell'oro) fino a 0.2 g/cm³ (meno della densità dell'acqua) dal basso verso l'alto della zona radiativa. La temperatura decresce da 7 milioni di °C fino a circa 2 milioni di °C nella stessa distanza. ZONA radiativa

9 L'interno del Sole: lo strato di interfaccia L'interno del Sole: lo strato di interfaccia Questo sottile strato è stato oggetto di una intenso studio durante gli ultimi anni perché si pensa che sia questo il luogo dove viene generato il campo magnetico solare da una dinamo magnetica. In questo strato inoltre si verificano cambiamenti chimici improvvisi. STRATO di interfaccia

10 L'interno del Sole: la zona convettiva L'interno del Sole: la zona convettiva La zona convettiva si estende da circa km fino alla superficie visibile. Alla base della zona convettiva la temperatura è intorno a 2 milioni di °C. La materia assorbe la radiazione che arriva dalla zona radiativa, si riscalda e innesca moti convettivi (bolle). Questi moti convettivi trasportano il calore abbastanza rapidamente in superficie. Il fluido si espande e si raffredda man mano che sale. Sulla superficie visibile la temperatura decresce fino a 6000° C e la densità è soltanto 1/10000 della densità dell'aria al livello del mare). I moti convettivi sono visibili sulla superificie in forma di granuli e supergranuli. ZONA convettiva

11 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

12 L'atmosfera solare L'atmosfera solare è formata da tre strati. Iniziando dal più interno, si ha: la FOTOSFERA, la CROMOSFERA, la CORONA.

13 La fotosfera è la superficie visibile del Sole, uno strato spesso circa 100 km (molto sottile se paragonato con il raggio solare che è di 700 mila km). La temperatura della fotosfera è approssimativamente di 6000 °C. Con un semplice telescopio è possibile osservare alcune caratteristiche della fotosfera: le macchie solari, le facole e i granuli. Possiamo misurare il flusso di materia nella fotosfera attraverso l'effetto Doppler e identificare in questo modo caratteristiche come i supergranuli. LA FOTOSFERA

14 Il Sole ruota intorno al suo asse in circa 27 giorni. In realtà, le regione equatoriale ruota più velocemente (in circa 24 giorni) delle regioni polari (che ruotano in 30 giorni). Gli astronomi stanno ancora studiando la sorgente di questa rotazione differenziale. Questa rotazione è stata rivelata per la prima volta osservando il movimento delle macchie solari nella fotosfera. La fotosfera e la rotazione solare

15 Le macchie solari Le macchie solari sono regioni caratterizzate da campi magnetici molto intensi. Il campo è più intenso nella parte più scura, l'ombra, mentre è più debole nella parte più chiara, la penombra. Le temperature al centro delle macchie hanno valori di circa 4000° C, mentre la fotosfera, nelle vicinanze di una macchia ha temperature di circa 6000° C. Le macchie durano tipicamente molti giorni, anche se quelle più grandi possono durare anche per settimane. 4000° C 6000° C

16 Il ciclo delle macchie solari 11 anni Il ciclo delle macchie solari 11 anni Minimo di Maunder Ripercussioni sul clima terrestre: piccola era glaciale

17 Il diagramma a farfalla Questo diagramma mostra che le macchie non appaiono in modo casuale sulla superficie solare ma si concentrano in due bande latitudinali in entrambe le parti dell'equatore solare. Le macchie appaiono dapprima a latitudini medie, si allargano e poi si muovono verso l'equatore man mano che il ciclo progredisce.

18 La cromosfera è uno strato irregolare al di sopra della fotosfera dove la temperatura aumenta da 6000 °C fino ad approx °C. A queste alte temperature, l'idrogeno emette luce che dà un color rossastro (emissione H-alpha), da cui il nome di cromosfera (o sfera colorata). Questa emissione può essere osservata nelle prominenze che sporgono dal bordo del Sole durante le eclissi solari totali (a sinistra), oppure attraverso un filtro H-alpha (a destra). LA CROMOSFERA

19 La cromosfera Quando si guarda il Sole attraverso uno spettrografo o un filtro che isola lemissione H-alpha, è possibile vedere molte caratteristiche cromosferiche. Queste includono la rete cromosferica degli elementi del campo magnetico, le brillanti plage intorno alle macchie solari, i filamenti scuri sul disco e le prominenze sul bordo. La cromosfera è anch'essa una regione attiva. Infatti, è possibile osservare il cambiamento nei brillamenti solari, nelle prominenze e nei filamenti che avvengono in pochi minuti.

20 Filamenti, prominenze e plages I filamenti sono nubi di materia dense e fredde sospese sopra la superficie solare negli archi del campo magnetico. Le plages (dal francese) sono zone luminose che contornano le macchie e possono essere meglio osservate in luce H-alfa. Le prominenze e i filamenti sono di fatto la stessa cosa. Possono rimanere in uno stato quieto o quiescente per giorni o settimane. Tuttavia, appena l'arco magnetico cambia, possono entrare in eruzione ed espandersi enormemente in pochi minuti.

21 I brillamenti solari Un brillamento solare si verifica quando l'energia magnetica contenuta nell'atmosfera solare è rilasciata improvvisamente. Questa energia è decine di milioni di volte più grande dell'energia rilasciata da un'esplosione vulcanica. D'altra parte, è meno di un decimo dell'energia totale emessa dal Sole ogni secondo. Un brillamento solare si sviluppa in tre fasi: lo stadio precursore, lo stadio impulsivo, lo estadio di decadimento. La durata di queste fasi può essere breve (pochi secondi) o lunga (un'ora).

22 Brillamenti e campo magnetico Riconnessione Brillamenti e campo magnetico Riconnessione La chiave per capire e predire i brillamenti solari è la struttura del campo magnetico attorno alle macchie solari. Se questa struttura diventa attorcigliata allora le linee di campo magnetico possono riconnettersi con il rilascio esplosivo di energia. Nellimmagine a destra le linee blu rappresentano le linee neutre tra le aree con campi magnetici diretti in modo opposto. Normalmente il campo magnetico forma degli archi proprio sopra queste linee che sono al di sopra di una regione attiva. I piccoli segmenti mostrano intensità e direzione del campo magnetico locale. Il brillamento giace lungo una riga neutra dove il campo magnetico è distorto in modo da essere allineato con essa invece di attraversarla. Questo allineamento sembra essere un ingrediente chiave nella produzione dei brillamenti solari.

23 La corona è lo strato più esterno dell'atmosfera solare. E' visibile durante le eclissi totali di Sole come una chiara corona che circonda il Sole. La corona mostra una varietà di caratteristiche che includono elmetti coronali, piume e archi. Queste caratteristiche cambiano da eclisse ad eclisse e la forma della corona nel suo insieme varia con il ciclo delle macchie solari. Tuttavia, durante i pochi minuti della totalità dell'eclisse, i cambiamenti sono pochi. LA CORONA SOLARE La corona è più calda di un milione di gradi. Come è possibile?

24 Archi coronali Durante le ore che seguono un brillamento solare si vedono spesso una serie di archi sopra la superficie solare. Questi archi sono visibili con maggiore facilità quando osservati nella luce emessa dallidrogeno nella regione rossa dello spettro solare (emissione H-alpha). Gli archi coronali si trovano intorno alle macchie solari e nelle regioni attive. Queste caratteristiche sono associate con linee di campo magnetico chiuse che connettono regioni magnetiche sulla superficie solare. Molti archi coronali durano per giorni o settimane. Alcuni archi, tuttavia, sono associati a brillamenti solari e sono visibili per periodi molto più corti. Questi archi contengono materiale più denso di quello che li circonda.

25 Tornadi e twister Sono aree brillanti associate con piccole regioni magnetiche sulla superficie solare.

26 La corona ai raggi X La corona brilla nei raggi X per la sua alta temperatura. D'altra parte, la fotosfera solare fredda emette pochi raggi X e ci permette di osservare la corona su tutto il disco solare senza che la luce fotosferica disturbi l'osservazione.

27 Buchi coronali I buchi coronali sono regioni dove la corona si presenta oscura. I buchi coronali sono associati alle linee di campo magnetico aperte localizzate ai poli solari durante il minimo di attività e a tutte le latitudini durante il massimo. Il vento solare veloce ha origine dai buchi coronali. corona solare fotografata ai raggi X (Yohkoh)

28 Le caratteristiche coronali cambiano molto durante il ciclo solare. Durante il ciclo solare lattività dei raggi X aumenta notevolmente verso il massimo. Minimo solare Massimo solare

29 a1993b1994

30 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

31 E un intenso flusso di plasma, costituito prevalentemente da protoni ed elettroni, che ha origine dalla corona solare. Fin dal 1950 osservazione di fenomeni interplanetari riconducibili allesistenza del vento solare: Fenomeni aurorali; Coda ionica delle comete via dal Sole; Piccole variazioni dellattività geomagnetica. Il vento solare Il vento solare si propaga dal Sole in tutte le direzioni a una velocità media di 450 km/s. Il vento veloce (800 km/s) proviene dai buchi coronali, mentre il vento lento (400 km/s) proviene dalle zone equatoriali. Il vento solare non è uniforme in nessuno dei suoi parametri: velocità, densità, temperatura e composizione variano con la latitudine solare.

32 All'aumentare dellattività solare le emissioni coronali diventano sempre più frequenti e sono presenti anche ad alta latitudine eliografica.

33 Emissioni coronali di massa I getti coronali di tipo CME sono bolle enormi di gas permeate da linee di campo magnetico solare. Lespulsione di questo plasma può durare parecchie ore. L'esistenza delle CME è stata verificata solo durante lera spaziale. La prima prova dellesistenza di questo fenomeno è venuta dalle osservazioni fatte con un coronografo montato sullosservatorio solare orbitante (OSO 7) Un coronografo produce un'eclissi artificiale del sole disponendo "un disco occultore" sopra l'immagine del sole. I getti coronali modificano il normale flusso del vento solare e producono disturbi interplanetari che colpiscono la Terra con risultati a volte catastrofici soprattutto per le telecomunicazioni e le reti di distribuzione di energia elettrica.

34 La frequenza delle CME varia con il ciclo di attività del sole. Al minimo solare osserviamo circa una CME alla settimana. Vicino al massimo solare osserviamo una media di CME al giorno. Emissioni coronali di massa

35 Perturbazione magnetica che si propaga dal Sole; dovè la Terra? Seguiamo lo zoom. La Terra rappresenta un ostacolo minuscolo nel flusso del vento solare, come un piccolo sasso nella piena del fiume.

36 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

37 science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/ Tutti gli oggetti magnetici producono invisibili linee di forza che si estendono tra i poli magnetici dell'oggetto. La Terra si comporta come un grande magnete. Le linee invisibili di questo campo magnetico possono essere evidenziate con una bussola. La Terra: un grande magnete La Terra: un grande magnete

38 Il Sole e la Terra sono collegati science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/ Il vento solare distorce il campo magnetico della Terra. Le linee del campo magnetico nel lato verso il Sole (lato giorno) sono schiacciate mentre sono allungate nel lato opposto (lato notte). Il plasma trasportato dal vento solare è costretto a fluire attorno alla magnetosfera terrestre.

39 Il nostro campo magnetico è schiacciato dal vento solare La magnetosfera è quella regione che contorna un pianeta con un campo magnetico. Poiché gli ioni nel plasma solare sono carichi, interagiscono con questi campi magnetici e le particelle di vento solare sono deflesse dalla magnetosfera.

40 Prima evidenza ottica della connessione vento solare-magnetosfera Dopo le due guerre mondiali, si cominciò ad inviare satelliti nello spazio per studiare la ionosfera e la magnetosfera. Il primo satellite americano, Explorer 1, scoprì le cinture di radiazione. Da foto come questa dell'aurora boreale, presa da satellite, gli scienziati si resero conto dellesistenza dellinterazione fra vento solare e magnetosfera.

41 Il vento solare brucerebbe la nostra atmosfera se non ci fosse il campo magnetico terrestre. Il vento solare passa attorno alla Terra a più di un milione di km/h. Grazie al campo magnetico terrestre, il vento solare è bloccato e deflesso attorno alla Terra. I raggi ultravioletti del Sole ionizzano l'alta atmosfera, creando la ionosfera che rappresenta una sorgente di plasma per la magnetosfera. L' energia dal vento solare entra nella magnetosfera, è qui immagazzinata e viene poi rilasciata in maniera esplosiva, generando le tempeste magnetiche.

42 La magnetosfera Dopo essere passato attraverso l'onda durto, il vento fluisce intorno alla magnetosfera e ne allunga la coda. Tuttavia, alcune particelle solari del vento penetrano attraverso la barriera magnetica e sono bloccate all'interno della magnetosfera. Le particelle solari inoltre, possono scorrere attraverso delle aperture a forma di imbuto situate ai poli magnetici (cuspidi), liberando una grossa quantità di energia quando colpiscono l'atmosfera. Le aurore sono la prova di questo trasferimento di energia dal sole alla terra. Le particelle penetrate nella magnetosfera seguono un percorso che gira intorno alla terra allinterno di una specie di fodero (magnetosheath). coda geomagnetica magnetopausa mezzo interplanetario plasmasfera solare vento supersonico plasmapausa Cuspide polare Analogia con sasso nel fiume

43 Sistemi di correnti presenti nella magnetosfera L'attività magnetica sulla superifcie terrestre è prodotta da correnti elettriche generate nella magnetosfera e nella ionosfera: in particolare, gli elettrogetti aurorali e la corrente ad anello.

44 Riconnessione e tempeste magnetiche Riconnessione e tempeste magnetiche Le tempeste magnetiche possono produrre energia equivalente a quella rilasciata dalla bomba atomica che distrusse Hiroshima nel Esse si manifestano quando il campo magnetico del vento solare è diretto verso sud. Questa orientazione è opposta al campo magnetico terrestre sul lato giorno della magnetosfera (che punta verso il nord), di conseguenza il campo magnetico terrestre si interconnette con il campo magnetico del vento solare. Funziona, cioè, come un interruttore, permettendo al vento solare di entrare nella magnetosfera.

45 Il plasma spaziale che entra nella nostra magnetosfera produce le aurore. Le aurore Ovale aurorale

46 Le aurore

47 Prima parte struttura interna del Sole, atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona. Seconda parte dalla corona al vento solare. Terza parte descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla interazione con il vento solare. Quarta parte meteorologia spaziale. Sommario

48 Le tempeste magnetiche producono effetti notevoli sulla Terra. Meteorologia Spaziale Così come il Sole influisce sul clima della Terra, nello stesso modo è responsabile delle condizioni fisiche dello spazio interplanetario che ci circonda.

49 Effetti su strumenti e satelliti nello spazio

50 Effetti sugli esseri umani nello spazio

51 Effetti sui sistemi sociali Corrosione delle tubature di gas o petrolio Scintillazione del segnale elettromagnetico Perturbazione delle telecomunicazioni via cavo Radiazione a cui sono sottoposti i passeggeri negli aerei Perturbazione o rottura delle reti elettriche Perturbazioni delle onde radio Malfunzionamenti di satelliti artificiali

52 Effetti delle tempeste spaziali Le tempeste spaziali possono essere dannose per le reti di energia elettrica sulla superficie della terra. Una grande tempesta spaziale nel 1989 indusse correnti elettriche che causarono gravi guasti nel sistema di distribuzione dellenergia elettrica del Quebec. Ciò impedì a 6 milioni di persone nel Canada e negli Stati Uniti di avere elettricità per oltre 9 ore. science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/

53 Pagine web l Previsioni per oggi

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55 I granuli I granuli sono piccole celle (grandi approx km) che coprono l'intera superficie del Sole eccetto quelle aree coperte dalle macchie solari. Queste caratteristiche sono la parte superiore delle celle di convezione dove il plasma molto caldo sale verso l'alto nell'interno delle aree brillanti, si espande attraverso la superficie, si raffredda e scende verso il basso attraverso la rete intergranulare (più scura in figura). I singoli granuli durano per circa 20 minuti soltanto. La granulazione è in continua evoluzione poiché i vecchi granuli sono spinti via dai nuovi emergenti.

56 I supergranuli I supergranuli sono versioni molto più grandi dei granuli (con una dimensione di circa km) ma sono ben visibili nelle misure di "spostamento Doppler" dove la luce proveniente da materia che si muove verso di noi è spostata verso la luce blu mentre la luce che si muove lontano da noi è spostata verso il rosso. Anche queste caratteristiche coprono lintero Sole e la struttura è in continua evoluzione. I singoli supergranuli durano un giorno o due e hanno flussi di velocità di circa 0.5 km/s (1800 km/h). I flussi di fluido osservati nei supergranuli trasportano intensi fasci di campi magnetici verso i bordi delle celle, producendo la rete cromosferica.

57 Elmetti coronali Gli elmetti coronali sono grandi strutture della corona con picchi aguzzi che ricoprono solitamente le macchie e le regioni attive. Spesso troviamo una prominenza o un filamento che si trova alla base di queste strutture. Gli elmetti sono costituiti da una rete di archi magnetici che collegano le macchie nelle regioni attive e contribuiscono a sospendere il materiale della prominenza sopra la superficie solare. Le linee chiuse del campo magnetico intrappolano i gas della corona per formare queste strutture relativamente dense. I picchi sono costituiti dall'azione del vento solare che fuoriesce via dal sole fra un elmetto e laltro.

58 Il vento durante il minimo di attività solare Gli elmetti coronali Sono la sorgente del vento solare di bassa velocità. La forma caratteristica è dovuta all'espansione del vento veloce che fluisce ai suoi lati.

59 Moto delle particelle intorno alla terra Una rotazione veloce attorno alle linee di campo magnetico (migliaia di volte al secondo). Un lento andirivieni lungo la linea di campo (1/10 di secondo). Una deriva attorno allasse magnetico della Terra, da una linea di campo alla successiva (pochi kminuti)


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