Lo studio del Sole é di primaria importanza in astrofisica perché é l`unica stella di cui é possibile determinarne con estrema accuratezza i parametri.

Presentazione sul tema: "Lo studio del Sole é di primaria importanza in astrofisica perché é l`unica stella di cui é possibile determinarne con estrema accuratezza i parametri."— Transcript della presentazione:

1 Lo studio del Sole é di primaria importanza in astrofisica perché é l`unica stella di cui é possibile determinarne con estrema accuratezza i parametri fondamentali:massa, raggio luminosità e composizione chimica, e la struttura spaziale della sua atmosfera. http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/main/index.html Il sole in 3D

2 La Posizione del Sole nella Galassia La Galassia vista da COBE Il Sole e i suoi 9 Pianeti si trovano A circa 30.000 anni luce dal centro della Galassia

3 Massa (kg) 1.989e+30 Massa (Terra= 1) 332,830 Raggio equatoriale (km) 695,000 Raggio equatoriale(Terra = 1) 108.97 Densità (gm/cm^3) 1.410 Velocità di fuga (km/sec) 618.02 Luminosità (ergs/sec)3.827e33 Magnitudine (Vo) -26.8 Temperatura superficiale media 6,000°C Età (miliardi di anni)4.5 Principali Parametri del Sole

4 Abbondanze solari ElementAtomicLog RelativeColumn Density NumberAbundancekg m -2 Hydrogen1111 Helium2-1.0143 Oxygen8-3.070.15 Carbon6-3.40.053 Neon10-3.910.027 Nitrogen7-40.015 Iron26-4.330.029 Magnesium12-4.420.01 Silicon14-4.450.011 Sulfur16-4.790.0057 Dallo studio delle righe spettrali la composizione chimica del Sole risulata: Log(n(H))=12 log(n(*)/n(H))

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6 Fotosfera Cromosfera Corona T~10 6 K T~25000 K T~5770 K T~10 7 K Core

7 Fotosfera- La Granulazione Solare

8 La granulazione Solare rappresenta la parte superiore della zona convettiva del sole. Al centro dei granuli il gas caldo proveniente dalle zone interne del Sole sale e irradia il suo calore nello spazio. Il gas raffreddato procede orizzontalmente e poi ridiscende verso linterno del Sole in corrispondenza delle zone scure. I granuli hanno dimensioni tra i 250 e 2000 Km e ogni granulo è visibile per 8-15 min. La velocità orizzontale e verticale del gas è di circa 1 - 2 km/s. Fotosfera- La Granulazione Solare

9 La Fotosfera - Le Macchie Solari Si tratta di aree che appaiono più scure rispetto alla fotosfera perché, rispetto a quest'ultima, hanno una temperatura inferiore. Le macchie solari infatti sono brillanti (intensità luminonsa pari a circa il 32% della fotosfera, 80% nelle zone di penombra), ma per contrasto con le zone circostanti appaiono di colore nero.

10 Le Macchie Solari Hanno una temperatura di circa 4000°C, rispetto ai 5700°C della fotosfera. Sono di dimensioni variabili (da 7.000 a 50.000 Km di diametro) e talvolta sono visibili anche ad occhio nudo (sempre che, naturalmente, ci si protegga la vista con appositi filtri). Sono originate dall'intenso campo magnetico del Sole, che in alcuni punti impedisce la risalita dei gas e del calore dall'interno della stella, provocando così la formazione di regioni più fredde, e quindi più scure.

11 Origine Le macchie solari sono sede di intensi Campi Magnetici. I Magnetogrammi sono immagini in falsi colori ottenute misurando il campo magnetico del sole lungo la linea di vista. La sequenza di colori rosa-rosso-giallo rappesenta un campo magnetico crescente ed uscente dal Sole La sequenza viola-blu-celeste rappresenta un campo crescente in intensità ma entrante nel Sole Il confronto tra le due immagini mostra che le regioni con il più alto valore del campo magnetico coincidono con le macchie solari. Il Sole Attivo - Le Macchie Solari

12 Il Ciclo di Attività Solare Il Campo Magnetico determina anche il ciclo di 11 anni osservato nellandamento del numero di macchie solari.

13 Il Ciclo di Attività Solare

14 La Cromosfera

15 La Cromosfera vista in luce H Le regioni di più intensa emissione dellHa coincidono, nella maggior parte dei casi con le macchie solari. I filamenti scuri visti sul disco solare sono identici, alle brillanti protuberanze viste al bordo. Queste strutture sono condensazioni di gas che si formano nella parte alta dellatmosfera solare. Le protuberanze e filamenti possono durare anche alcuni giorni e seguono la rotazione solare. La Cromosfera - Filamenti e Protuberanze Immagine in Ha

16 La Corona La corona è la zona più esterna e calda del Sole

17 La Sonda SOHO http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html

18 LOrbita della Sonda SOHO La sonda SOHO è stata lanciata il 2 Dicembre 1995

19 La Corona Solare vista da SOHO (http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/EIT/)

20 Lanciato il 31 Agosto 1991. Obiettivo Studio dei meccanismi di emissione solare negli X e nei gamma Il Satellite Yohkoh http://www.lmsal.com/SXT/homepage.html

21 Il Sole ai raggi X Le regioni di più alta emissività X corrispondono alle zone fotosferiche delle macchie solari.

22 Il Ciclo di Attività Solare Al massimo dellattività solare si Osservano molti più Flare e Protuberanze rispetto al Minimo. 1991 1995

23 Il Ciclo di Attività Solare

24 La Rotazione del Sole Periodo di rotazione (gg) 25-36* Il periodo di rotazione del Sole varia con la latitudine: circa 25 giorni all'equatore, fino a 36 giorni ai Poli. Sotto la zona convettiva, sembra ruotare come una sfera rigida con un periodo i 27 giorni.

25 I Loop Coronali Strutture a forma di cappio osservate nella corona Solare. Sono manifestazioni del campo magnetico che dagli stati fotosferici si estende occasionalmente entro la corona per poi ricadere in basso. Allinterno dei cappi ce materiale molto denso e caldo, circa 2.000.000 K =43.0000 Km

26 I brillamenti (o flares) solari sono fenomeni molto energetici che si sviluppano in Regioni Attive molto complesse dell`atmosfera solare. La maggior parte dell`energia emessa durante un brillamento, dell`ordine di 10 30 - 10 33 erg, viene liberata in un breve intervallo di pochi minuti nell`intero ambito dello spettro elettromagnetico compreso tra i raggi X e le onde radio. Sembra ormai accertato che l`energia rilasciata durante un flare sia stata precedentemente immagazzinata in una configurazione non potenziale del campo magnetico. I Flare Solari Flare visto da HESSI nel 2002 in X

27 Successione di flare in direzione del Sole nel Novembre 2000 I Flare Solari

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30 Il grande flare del 2003

31 A magnetic movie of sunspot 930 shows the tension building just before the X-flare of Dec. 13, 2006. Un Flare più recente http://solar-b.nao.ac.jp/sot_e/

32 Hinode's Solar Optical Telescope (SOT), Dec. 13, 2006, shows sunspot 930 X-class solar flare

33 Coronal Mass Ejection (CME

34 Modello standad dei Flares eruttivi Riconnessione magnetica

35 Aurore Boreali

36 (http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora/images/aurora/jan.curtis/)

37 Il Vento Solare Costituito da gas ionizzato che continuamente esplode nella corona solare e viene espulso a velocità di circa 500 km/s e raggiunge una distanza dal sole che ancora non si conosce. Esso è costituito prevalentemente di Protoni, Elettroni, Ioni ed altre particelle cariche. Quando arriva in prossimità della Terra incontra il Campo Magnetico Terrestre e incontra molti ostacoli per penetrarlo ma riesce comunque a comprimerlo, formando la Magnetosfera terrestre.

38 Ulysses Lanciato nellOttobre 199O

39 Il Suono del Sole - Eliosismologia La scoperta che il Sole é pervaso da milioni di piccoli moti oscillatori con periodi attorno a cinque minuti, di ampiezza appena un decimillesimo del raggio solare, ognuno dei quali possiede una configurazione spaziale e un periodo ben definiti, ha schiuso nel 1975 le porte ad una nuova disciplina astrofisica, l`eliosismologia.

40 Il Suono del Sole - Eliosismologia nodi Moto radiale out Moto radiale in Il sole si comporta come una cavità risonante