Lo studio del Sole di primaria importanza in

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Lo studio del Sole é di primaria importanza in astrofisica perché é l`unica stella

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. Il sole in 3 D http: //www. nasa. gov/mission_pages/stereo/main/index. html

La Posizione del Sole nella Galassia La Galassia vista da COBE Il Sole e

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

Principali Parametri del Sole Massa (kg) Massa (Terra= 1) Raggio equatoriale (km) Raggio equatoriale(Terra

Principali Parametri del Sole Massa (kg) Massa (Terra= 1) Raggio equatoriale (km) Raggio equatoriale(Terra = 1) Densità (gm/cm^3) Velocità di fuga (km/sec) Luminosità (ergs/sec) Magnitudine (Vo) Temperatura superficiale media Età (miliardi di anni) 1. 989 e+30 332, 830 695, 000 108. 97 1. 410 618. 02 3. 827 e 33 -26. 8 6, 000°C 4. 5

Abbondanze solari • Dallo studio delle righe spettrali la composizione chimica del Sole risulata:

Abbondanze solari • Dallo studio delle righe spettrali la composizione chimica del Sole risulata: Element Atomic Log Relative Column Density Number Abundance kg m-2 Hydrogen 1 1 11 Helium 2 -1. 01 43 Oxygen 8 -3. 07 0. 15 Carbon 6 -3. 4 0. 053 Neon 10 -3. 91 0. 027 Nitrogen 7 -4 0. 015 Iron 26 -4. 33 0. 029 Magnesium 12 -4. 42 0. 01 Silicon 14 -4. 45 0. 011 Sulfur 16 -4. 79 0. 0057 Log(n(H))=12 log(n(*)/n(H))

T~106 K T~25000 K • Fotosfera • Cromosfera T~5770 K • Corona Core T~107

T~106 K T~25000 K • Fotosfera • Cromosfera T~5770 K • Corona Core T~107 K

Fotosfera- La Granulazione Solare

Fotosfera- La Granulazione Solare

Fotosfera- La Granulazione Solare La granulazione Solare rappresenta la parte superiore della zona convettiva

Fotosfera- La Granulazione Solare 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 l’interno 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.

La Fotosfera - Le Macchie Solari Si tratta di aree che appaiono più scure

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.

Le Macchie Solari • Hanno una temperatura di circa 4000°C, rispetto ai 5700°C della

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.

Il Sole Attivo - Le Macchie Solari Origine Le macchie solari sono sede di

Il Sole Attivo - Le Macchie Solari 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 Ciclo di Attività Solare Il Campo Magnetico determina anche il ciclo di 11

Il Ciclo di Attività Solare Il Campo Magnetico determina anche il ciclo di 11 anni osservato nell’andamento del numero di macchie solari.

Il Ciclo di Attività Solare

Il Ciclo di Attività Solare

La Cromosfera

La Cromosfera

La Cromosfera - Filamenti e Protuberanze La Cromosfera vista in luce Ha Le regioni

La Cromosfera - Filamenti e Protuberanze La Cromosfera vista in luce Ha Le regioni di più intensa emissione dell’Ha 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 dell’atmosfera solare. Le protuberanze e filamenti possono durare anche alcuni giorni e seguono la rotazione solare. Immagine in Ha

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

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

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

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

L’Orbita della Sonda SOHO La sonda SOHO è stata lanciata il 2 Dicembre 1995

L’Orbita della Sonda SOHO La sonda SOHO è stata lanciata il 2 Dicembre 1995

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

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

Il Satellite Yohkoh Lanciato il 31 Agosto 1991. Obiettivo Studio dei meccanismi di emissione

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

Il Sole ai raggi X Le regioni di più alta emissività X corrispondono alle

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

Il Ciclo di Attività Solare 1995 1991 Al massimo dell’attività solare si Osservano molti

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

Il Ciclo di Attività Solare

Il Ciclo di Attività Solare

La Rotazione del Sole Periodo di rotazione (gg) • • • 25 -36* Il

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.

I ‘Loop’ Coronali Strutture a forma di cappio osservate nella corona Solare. Sono manifestazioni

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. All’interno dei cappi c’e’ materiale molto denso e caldo, circa 2. 000 K =43. 0000 Km

I Flare Solari I brillamenti (o flares) solari sono fenomeni molto energetici che si

I Flare Solari 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 1030 - 1033 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. Flare visto da HESSI nel 2002 in X

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

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

Il grande flare del 2003

Il grande flare del 2003

Un Flare più recente A magnetic movie of sunspot 930 shows the tension building

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

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

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

Coronal Mass Ejection (CME

Coronal Mass Ejection (CME

Modello standad dei Flares eruttivi Riconnessione magnetica

Modello standad dei Flares eruttivi Riconnessione magnetica

Aurore Boreali

Aurore Boreali

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

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

Il Vento Solare Costituito da gas ionizzato che continuamente esplode nella corona solare e

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.

Ulysses Lanciato nell’Ottobre 199 O

Ulysses Lanciato nell’Ottobre 199 O

Il Suono del Sole - Eliosismologia La scoperta che il Sole é pervaso da

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.

Il Suono del Sole - Eliosismologia Moto radiale in Moto radiale out nodi Il

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