Universita’ di Palermo
Dipartimento di Scienze Fisiche & Astronomiche
Un manifesto didattico relativo al transito di Venere del 1874.
S. Serio
Istituto Nazionale di Astrofisica
Osservatorio Astronomico di Palermo G.S. Vaiana
Fisica Solare ad Arcetri
La Torre Solare
Costruita nel 1924, dalle
Officine Galileo di Firenze.
La Torre ha un'altezza di 25
metri ed è dotata di un
obiettivo di 37 cm.
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30 anni dal lancio Skylab
14 Maggio1973
Lancio di Skylab,
prima stazione
spaziale.
La stazione è stata
visitata da tre
equipaggi di tre
astronauti, durante
tre missioni della
durata di 28, 59, e
84 giorni .
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Skylab
La stazione portava
a bordo una serie
di strumenti per
osservare il Sole in
diverse bande.
Tra questi, il primo
telescopio in raggi
X per lo studio
della corona
solare.
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Telescopio per Raggi X S 054
La corona è altamente
disomogenea.
L’emissione X da plasma a
temperature di qualche
milione di Kelvin proviene da
regioni con la caratteristica
forma ad arco, evidenza di
confinamento magnetico.
Le regioni in cui le linne di
forza del campo magnetico si
aprono allo spazio
interplanetario sono invece
oscure.
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Yohkoh
Satellite Giapponese
lanciato nel 1991, con
un telescopio X di
migliore risoluzione.
Ha seguito
l’evoluzione della
corona solare per
tutto un ciclo solare
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Archi coronali....
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TRACE
Transition Region and Coronal Explorere
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Niente di nuovo sopra il Sole
P. Tacchini, 1871
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L’Osservatorio Einstein (HEAO-2)
Primo Telescopio X per
Astronomia extrasolare
In orbita dal 12 Novembre
1978 ad Aprile 1981
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Schema dell’ottica ad incidenza radente di un telescopio per
raggi X
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CHANDRA
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Astronomia X: di tutto un po’
dalle stelle normali ai buchi neri…
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Orione
Anche le stelle “normali”
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SOHO
Solar Heliospheric Observatory
Programma
congiunto tra
Agenzia Spaziale
Europea e NASA
3 Aprile 1996
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La Struttura del Sole
Nucleo
È la zona in cui viene prodotta
l’energia.
Le reazioni nucleari bruciano in
elio circa 700 milioni di tonnellate
di idrogeno al secondo.
Zona Radiativa
La zona attraverso cui l’energia
viene trasportata dalla
radiazione.
Benché i fotoni viaggino alla
velocità della luce, attraversando
la materia densa di questi strati
rimbalzano tante volte che
impiegano circa un milione di
anni per uscire dal Sole.
Zona Convettiva
la zona più esterna,attraverso cui
l’energia è trasportata per
convezione
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La Corona Solare
5,000 o C
Mentre la temperatura
della fotosfera è di
circa 5.000o C, la
temperatura della
corona raggiunge
circa i 2.000.000o C.
La causa di questo
rapido aumento di
temperatura è ancora
uno dei grandi misteri
della fisica solare.
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2,000,000 o C
Corona
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La corona solare a ~ 1.500.000 K
Fe XII 195 Å
17 Maggio - 8 Giugno 1998
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Le Macchie Solari
Magnetogramma solare: bianco
e nero indicano concentrazioni
di campi magnetici intensi di
opposta polarità.
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Il Campo Magnetico Solare
Linee di forza chiuse: plasma
confinato
Linee di forza aperte: vento
solare
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Attività Solare 1992-1999
(Yohkoh)
1992
1999
Soft X-ray
Kitt Yohkoh
Peak magnetograms
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Ciclo Solare
Minimo di Maunder
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Protuberanze Eruttive
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Protuberanze Eruttive
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… archi, archi, archi ...
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La Corona Estesa
1996
1999
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il Vento Solare
 Un flusso costante di particelle scorre dalla corona solare, con una temperatura di
circa un milione di gradi ed una velocità di circa 450 km/s. Il Vento Solare si spinge
oltre l’orbita di Plutone (5900 milioni di chilometri). Questo flusso interagisce con la
magnetosfera terrestre e ne determina la struttura.
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Eliosismologia
 Il Sole vibra con uno spettro complesso di
onde acustiche
 Le onde acustiche rimbalzano da un lato
all’altro del Sole, facendo oscillare la sua
superficie.
 Le ode sonore sono influenzate dalle
condizioni all’interno del Sole.
 Osservando queste oscillazioni della
superficie possiamo acquisire informazioni
sulla struttura dell’interno del Sole.
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L’interno del Sole
Struttura
Rotazione
Zona Convettiva: rotazione differenziale
Velocità del suono
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Zona Radiativa: ruota quasi rigidamente
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Le Pulsazione della Dinamo Solare
Vicino la fotosfera, si
alternano bande di rotazione
veloce (rosso) e lenta (blu) che
si muovono, nel corso del
ciclo, verso l’equatore.
Le velocità di rotazione
vicino al fondo della
regione convettiva (linea
bianca), probabile origine
della dinamo solare, in
circa sei mesi
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Riscaldamento della corona
ILcampo magnetico
emerge, si frammenta e
scompare continuamente
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T  40 ore
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BRILLAMENTI
Sun-quake osservato da SOHO/MDI
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Brillamento osservato da
TRACE
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Un brillamento
semplice...
Ideale per comprenderne la fisica
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Modello idrodinamico
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Dal minimo solare,
verso il massimo
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Il più grande complesso di macchie
solari in 10 anni
 Il 29 Marzo 2001, un brillamento X causa una
eccezionale tempesta magnetica sulla Terra, ed
un’Aurora
ALASKA (Zimmerman)
Nice (Benvenuto)
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Lo specchio dell’Osservatorio Einstein
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I primi dati di Einstein: corone stellari
in tutto il diagramma HR
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Einstein HRI
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Un indizio:
emissione X e velocità di rotazione
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Ma nelle stelle O &
B, la luminosità X è
proporzionale alla
luminosità bolometrica:
Instabilità e
shocks nel vento stellare
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Dipendenza dell’età stellare
Stelle G
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L’emissione X dipende dal numero di Rossby,
come ci si aspetta per un
meccanismo di dinamo
Il numero di
Rossby è il rapporto tra
periodo di rotazione e
tempo di rimescolamento
convettivo.
E’ correlato con
l’efficienza della dinamo
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La variabilità X osservata nel Sole durante
un ciclo spiega la dispersione dei dati X stellari
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Flare su Algol
(BeppoSax)
Favata & Schmitt (1999), Reale et al. 1997, A&A 325, 782)
Eclissi
QSS loop
Hydro loop
Dall’eclisse
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