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Universita’ di Palermo
Dipartimento di Scienze Fisiche & Astronomiche S. SerioIstituto Nazionale di Astrofisica
Osservatorio Astronomico di Palermo G.S. Vaiana
Un manifesto didattico relativo al transito di Venere del 1874.Arhivio dell’Osservatoro Astronomico di Palermo
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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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TRACETransition Region and Coronal Explorere
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Niente di nuovo sopra il SoleP. 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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CHANDRAOrione
Anche le stelle “normali”
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SOHOSolar Heliospheric Observatory
Programma congiunto tra Agenzia Spaziale Europea e NASA
3 Aprile 1996
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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
La Struttura del Sole
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La Corona SolareLa Corona Solare
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.
5,000 o C
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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Magnetogramma solare: bianco e nero indicano concentrazioni di campi magnetici intensi di opposta polarità.
Le Macchie Solari
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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
Kitt Peak magnetogramsYohkoh Soft X-ray
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Minimo di Maunder
Ciclo Solare
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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
Velocità del suonoZona Convettiva: rotazione differenziale
Zona Radiativa: ruota quasi rigidamente
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Le Pulsazione della Dinamo Solare
Le velocità di rotazione vicino al fondo della regione convettiva (linea bianca), probabile origine della dinamo solare, in circa sei mesi
Vicino la fotosfera, si alternano bande di rotazione veloce (rosso) e lenta (blu) che si muovono, nel corso del ciclo, verso l’equatore.
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Riscaldamento della corona
ILcampo magnetico emerge, si frammenta e scompare continuamente
T 40 ore
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BRILLAMENTI
Sun-quake osservato da SOHO/MDI 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
ALASKA (Zimmerman)
Nice (Benvenuto)
Il 29 Marzo 2001, un brillamento X causa una eccezionale tempesta magnetica sulla Terra, ed un’Aurora
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Lo specchio dell’Osservatorio Einstein
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I primi dati di Einstein: corone stellariin 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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Stelle G
Dipendenza dell’età stellare
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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 duranteun 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)
QSS loop
Hydro loop
Dall’eclisse
Eclissi