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Il Sole
La Via Lattea
Le nebulose
Nelle galassie sono presenti
immense nubi di gas
(idrogeno, elio,carbonio,azoto,
ossigeno ecc..) e polveri.
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Perturbazioni causate da
passaggi di stelle o esplosioni
di supernovae possono
contribuire ad un processo di
aggregazione e formare una
protostella
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La culla delle stelle
L'aggregazione per caduta fa
aumentare la densità . La
forza di gravità viene
compensata dalla pressione
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Le reazioni termonucleari che
avvengono nel nocciolo
garantiscono un equilibrio alla
stella, fino a quando è
garantito il carburante.
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Le stelle
I nostri antenati chiamavano stelle tutti gli astri del cielo
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Aggiungevano solo un aggettivo per distinguerle le une della
altre.
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Stelle fisse, stelle erranti, stelle comete, stelle cadenti, stelle
novae.
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Il nome delle Stelle
Furono i Babilonesi a
chiamare le stelle con nomi
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Regolo significa Piccolo Re
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Per la religione Egizia il Sole
è una divinità e il faraone suo
figlio
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La mitologia Greca narra di un
cocchio guidato da Elio che
trainava il Sole in cielo da est
verso ovest
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Ma sempre punti luminosi!
La stella più vicina
a noi dopo il Sole è
Proxima Centauri,
una nana rossa
(raggio 1/7 solare)
distante 4,2 anniluce
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VY Cma ha un
diametro di 2000
volte il Sole ed è
distante 5000Al; è
variabile M 7,4-9,6
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Un posto di terza fila!
Anche se da Mercurio e Venere il Sole appare più grande,
dalla Terra si può osservare uno spettacolo affascinante ogni
giorno diverso
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Il Sole ha un diametro apparente di 32',03'' che ci permette di
osservare da vicino una stella
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Come appare visto da altri pianeti
Verso le estreme posizioni del
Sistema Solare la nostra Stella
inizia ad avere un aspetto
puntiforme
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Come è fatto
1391980 km di diametro
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Idrogeno 74%, elio 24% + altri
elementi
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Nel Sistema Solare il 99,8%
della massa è costituita dal
nostro Sole
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Ha una temperatura
fotosferica di 5780 K di colore
bianco, ma appare giallo per la
diffusione ottica causata dalla
nostra atmosfera
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Come fatto 2
Un nocciolo dove avvengono le reazioni termonucleari e
mantengono in equilibrio idrostatico il Sole
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Una zona radiattiva che occupa circa il 70% del raggio
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Una zona convettiva
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Una atmosfera solare composta da fotosfera,cromosfera e
corona
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Come osservare la fotosfera
Prisma di Herscel
Il cuore del prisma di Herschel è un prisma co
La pellicola
dièAstrosolar
La pellicola filtrante denominata
AstroSolar
uno speciale composto polimerico
denominato Turbofilm molto sottile (spessore di appena 0.012mm) ma molto
resistente e soprattutto privo di disomogeneità strutturali e superficiali (rigature e
blister). La pellicola è trattata su ambo le facce per consentire l’osservazione e la
fotografia del Sole in luce bianca in piena sicurezza.
Ideale per la costruzione di filtri a tutta apertura per qualunque telescopio, per tutti i
binocoli, fotocamere, videocamere o semplicemente per costruire occhialini per un
uso prettamente visuale.
Il filtro AstroSolar è stato sottoposto al test di Conformità Europea CE e
offre caratteristiche ottiche di alta qualità. Riduce l'intensità della luce solare del
99.999% (1:100.000).
La struttura molecolare estremamente fine di questo materiale è il risultato di
ricerche nel campo della fisica nucleare e delle particelle elementari. Il
rivestimento depositato sulla superficie del materiale è soggetto ad un
costante controllo di qualità. Le sue proprietà riflettenti superiori al
99.999% sono state sottoposte a test dal Physicallsch-Technische
Bundesanslalt (l'Istituto Tedesco di Unificazione e Standardizzazione) e la sua
conformità con la norma EU 89/686 è stata certificata tramite la concessione del
marchio CE.
Esso riduce l'intensità della luce solare di un fattore superiore a 100.000. Uno
speciale rivestimento, depositato su entrambe le facce del foglio, assicura un
filtraggio uniforme, neutralizzando allo stesso tempo gli occasionali fori
Cosa osservare
La fotosfera. Usando filtri in
astrosolar con densità ottica
pari a 5,0 attenua la luce
solare di 100 mila volte
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L'osservazione in luce
integrale ci permette di
osservare le macchie solari, i
pori, la granulazione, le facole
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La fotosfera 1
Durante il massimo di un ciclo
solare, sono presenti molti
gruppi di macchie solari,
alcune già visibili a occhio
nudo.
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Utilizzando un telescopio si
osserva la struttura della
macchia, che può essere
composta da una penombra e
un'ombra
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Le dimensioni delle macchie solari
La formazione delle macchie solari
Nel Sole l'instabilità è
governata da 3 motivi, campo
magnetico, rotazione
differenziale e moti convettivi
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Dove affiorano i campi
magnetici, vengono rallentati i
movimenti convettivi.
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Una macchia solare ha un
campo magnetico di 100-4000
G
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La rotazione Solare
La rotazione avviene in
maniera differenziale
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25 gg zone equatoriali
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36 gg regioni polari
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Fotosfera 3
Nelle regioni facolari possono
formarsi le macchie solari, il
tempo impiegato varia dai 714gg. Prima si formano i pori,
se le condizioni sono
favorevoli, il poro diventa più
scuro e grande, dando origine
alla macchia.
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Se la macchia continua a
svilupparsi, attorno alla zona
più scura (ombra) si forma la
penombra.
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Fotosfera 4
La temperatura della fotosfera
è di 6600 K, la macchia solare
ha una temperatura di 5000 K.
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Le facole e le macchie solari
sono il risultato visibile
dell'intenso campo magnetico
solare.
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La vita media di una facola è
di circa 100gg.
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Classificazione di Zurigo
La classificazione di McIntosh
Effetto Wilson
Durante la rotazione del Sole, quando la macchia si avvicina al
lembo, la prospettiva ci fa apparire la macchia sempre più
schiacciata e concava.
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Monitoraggio dell'attività solare
Il conteggio giornaliero delle macchie solari è un' ''arte'' .Nel
conteggio non bisogna tenere conto dei pori.
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Distinguere un poro da una piccola macchia è difficile. Il
diametro è 1-5 secondi d'arco ed e più scuro delle celle
convettive ma più chiaro dell'ombra delle macchie.
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Max Wolf usava un rifrattore 80mm 64X (1848)
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R= Kc* ( 10*g + s )
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Diagramma a farfalla Legge di Spörer
Ciclo solare
I cicli solari dal n°1, 1755 al n 24° , 2016
minimo di Maudier 6° e 7°
L' attività solare al Liceo Peano
Prof. Romano Prof. Sanino Prof. Serra Prof.ssa Burdizzo
Attività solare 2014
24° ciclo
Magnetogramma SOHO-MDI
Il magnetogramma serve per
stabilire la polarità delle
macchie solari
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Bianco positivo
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Nero negativo
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Fine del 23° ciclo ???
Osservare il Sole in luce monocromatica
Utilizzando filtri a banda passante molto stretta e centrati sulle
righe dell'idrogeno e del calcio possiamo osservare la
cromosfera
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Osservare la cromosfera
La lunghezza d'onda di 656,3 nm
ci permette di osservare il Sole
nella riga dell'idrogeno , qui si
rende visibile la cromosfera
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Le protuberanze sul lembo
solare, i filamenti (protuberanze
proiettate sul disco solare)
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I flare sono formazioni luminose
associate alle macchie solari,
dove vengono rilasciate grandi
quantità di energia in un tempo
breve( alcuni minuti)
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Cromosfera 2
Anche la zona dello spettro
violetto è interessante
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Le righe spettrali a 396,9nm e
393,3nm sono le righe H e K
del calcio ionizzato una sola
volta.
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Con questi filtri osserviamo
una zona più bassa della
cromosfera
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Cromosfera
Le osservazioni e il
monitoraggio della cromosfera
possono durare da 10 minuti
ad alcune ore.
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Un monitoraggio della attività
della fotosfera impegna diversi
giorni
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Protuberanze e filamenti
Nubi dense di gas in
sospensione sulla fotosfera
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Protuberanze quiescenti
(evoluzione lenta)
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Protuberanze eruttive
(evoluzioni veloci, qualche
secondo)
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La Corona
La sua luminosità è inferiore
di un milione di volte la
fotosfera
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Si può osservare durante le
eclissi e si estende per
centinaia di migliaia di km
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Ha una temperatura di milioni
di gradi
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Come osservare la corona
Il satellite SOHO con il
coronografo LASCO C2 tiene
sotto controllo una piccola
parte della corona solare
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