Slides Esperimenti Svolti Classe Terza

LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

CLASSE TERZA

Raccolta di esperimenti

LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE 1

Dalla qualità alla quantità…

Determinazione della costante solare

Il radiotelescopio SHF

Il radiotelescopio VLF

Gli esperimenti2

LABORATORIO DI ASTRONOMIA SOLARE

Dalla qualità alla quantità…3


Procedura per determinare le dimensioni di

fenomeni osservati sul disco solare


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1. Aprire l’immagine con il software SalsaJ

2. Ricavare dalla letteratura le dimensioni precise del raggio solare

3. Misurare utilizzando il pulsante “righello” le dimensioni del raggio

solare espressa in pixel.

4. Applicare una semplice proporzione per determinare a quanti

chilometri corrisponde un pixel sull’immagine ricavata al telescopio.

5. Sempre utilizzando il pulsante “righello” determinare la lunghezza

espressa in pixel del fenomeno presente sul disco

(filamento, macchia solare, granuli ecc...)

6. Moltiplicare il numero di pixel trovati per il coefficiente calcolato

precedentemente che mi esprime a quanti chilometri corrisponde 1

pixel.

Prima misurazione: filamento e

granulazione solare

In questa immagine, ottenuta

con il telescopio H-alpha è

possibile osservare, oltre alla

granulazione solare, un

filamento in alto a sinistra.

Utilizzando la procedura

precedentemente esposta, un

gruppo di studenti ha

determinato le dimensioni del

grano e del filamento.

5LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Filamento

solare

Seconda misurazione: gruppo di

protuberanze solari

In questa immagine abbiamo

determinato le dimensioni delle

protuberanze (in termini di

altezza) e l’estensione sul

disco solare del fenomeno

(larghezza).

6LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Terza misurazione: altezza di tre

protuberanze distinte

In questa immagine, altamente

spettacolare, siamo riusciti a

determinare le dimensioni

delle tre protuberanze. In

aggiunta abbiamo annotato

anche le dimensioni del raggio

terrestre per poter dare un

indicazione delle enormi

dimensioni dei fenomeni

misurati.

7LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Quarta misurazione: filamento sul

disco solare

Immagine in H-alpha

Si evidenzia

perfettamente un enorme

filamento sul disco solare.

8LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Noi e la radiazione

elettromagnetica “invisibile”9


Noi e la radiazione elettromagnetica non visibile


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Nelle prossime esperienze, i ragazzi hanno

studiato la radiazione elettromagnetica

“invisibile” proveniente dal Sole. Dovranno così

abbandonare l’utilizzo degli occhi e farsi guidare

dalla matematica. Numeri, grafici, suoni saranno

la guida per scoprire altre informazioni

interessantissime associate alla nostra stella.

Energia termica ed il Sole: determinazione

della costante solare


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La costante solare rappresenta la quantità di

energia termica, proveniente dal Sole, che

raggiunge la Terra per metro quadrato

nell’unità di tempo.

Con un semplice esperimento, i ragazzi sono

riusciti a determinare un valore sperimentale

della costante solare.

Procedura operativa


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Procedura (Occorre una giornata limpida priva di nuvole)

Misura la superficie del calorimetro di esposta al sole ed esprimi il dato in metri quadrati.

Versa 75 ml di acqua in un calorimetro

Aggiungi alcune gocce di inchiostro nero

Inserisci la sonda di temperatura

registra la temperatura ad intervalli regolari fino a quando questa non che si sia stabilizzata

(primo equilibrio termico)

Posiziona il calorimetro esponendolo al Sole in modo che la superficie superiore sia il più

perpendicolare possibile alla radiazione solare

Registra ad intervalli regolari, il tempo e la temperatura corrispondente (operazione svolta dal

software)

Raggiunto l’equilibrio termico, interponi uno schermo davanti al calorimetro

Continua ad annotare la temperatura (in diminuzione) ed il tempo di esposizione

Costruisci il grafico temperatura – tempo (operazione svolta dal software).

Il tracciato grafico

Il grafico è stato ottenuto utilizzando una sonda termica

collegata ad una semplice interfaccia per la

memorizzazione ed archiviazione dei dati sperimentali

(eurolab). Le successive determinazioni sono ricavabili

direttamente dal software di gestione delle sonde

(CoachLab6).

13LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

I calcoli


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Scegliere due zone del diagramma temperatura – tempo “lineari” edeterminare il rapporto tra il salto termico ed il tempo diesposizione alla radiazione solare. I dati ottenuti sono riportati nellatabella sottostante. Per il calcolo della costante solare abbiamofatto uso della relazione fondamentale della calorimetria. Un corpoa temperatura Ta e uno a temperatura Tb si scambiano una certaquantità di calore:

Q=c*m*∆T dove c = calore specifico dell’acqua; m = massa dell’acqua; ∆T = variazione di temperatura.

Per ricavare l’energia assorbita dalla Terra, è sufficiente dividere ilcalore assorbito per S*∆t ottenendo:

energia assorbita per unità di superficie e di tempo = (c*m) *∆T /S =C*∆T/∆t

dove C è la costante del calorimetro ed S la superficie di esposizione del calorimetro.

I calcoli


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La potenza che ci giunge dal Sole a livello del suolovale:

energia assorbita per unità di superficie e di tempo = C*[(∆T/∆t)salita + (∆T/∆t)discesa] joule/m2s

(watt/m2) dove C è uguale a m*c/S

(∆T/∆t)salita = pendenza della curva, nella fase diriscaldamento in un tratto rettilineo opportunamentescelto

(∆T/∆t)discesa = pendenza della curva nella fase diraffreddamento nello stesso intervallo ditemperature considerate nella fase di riscaldamento.

I risultati sperimentali

Costante del calorimetro C =

0,075*4186/0,00328 = 95626 Joule/m2

Energia assorbita per unità di

superficie e di tempo =

95626*(0,006275 + 0,002061) = 797

Watt/m2.

L’elaborazione dei dati sperimentali

porta a valori della radiazione solare al

suolo compresi tra 600 e 900 Watt/m2.

Le misure più recenti compiute dai

satelliti forniscono un valore di

1353 W/m². Questa enorme quantità di

energia non arriva tutta sulla superficie

terrestre. Infatti circa il 40% della

radiazione viene assorbita o riflessa

dalle nubi ed il 15% viene assorbita

dall'aria; arriva al suolo, quindi, circa il

45% della radiazione.16

LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Programma osservativo – Sole

nella banda SHF (super high

frequency)

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PROGRAMMA OSSERVATIVO

Studio del Sole nella banda SHF


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Strumentazione utilizzata: radiotelescopio SHF di nostra costruzione

Descrizione strumentazione

Radiotelescopio: SATFINDER + ADC (convertitore analogico –digitale) + antenna satellitare di forma parabolica

Cosa osserviamo

Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde SHF. In particolare vogliamo osservare il transito del Sole e la temperatura della fotosfera nella banda delle microonde.

Composizione del

radiotelescopio

Come si può osservare ilradiotelescopio è costituito daun antenna parabolica in gradodi catturare la radiazionecosmica nella banda dellemicroonde, un ricevitorerappresentato dal SatFinder, un sistema diacquisizione e elaborazionedati costituito da un moduloelettronico appositamentecostituito, un PC e un softwareadatto.

19LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Componenti del radiotelescopio

SHF L’antenna utilizzata, è del tipo

“OFFSET” da 80 cm costo 40euro. Nel costo eracompreso, oltre al dispositivo per ilsuo orientamento verticale e allestaffe per il suo ancoraggio su unpalo, anche un LNB avente unacifra di rumore di 0.6 dB con ilrelativo sostegno.

Diametro Parabola = 80cm

Nel fuoco della parabola ècollocato il convertitore, dettoLNB (letteralmente Low NoiseBlock converter), che tradottosignifica “blocco convertitore abasso rumore”. Tale componente èil più importante di tutto il sistemadi ricezione, perché stabilisce laqualità dei segnali.

20LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


SHF Satfinder: questo

strumento, che sembra a primavista un voltmetro analogico, èdotato di una manopolache, agendo su unpotenziometro, permette laregolazione del guadagno.

L’alimentazione in correntecontinua del Sat Finder èfornita dal ricevitore mediantelo stesso cavo coassiale chetrasferisce il segnale aradiofrequenza. Nonutilizzando il ricevitore è statafornita la tensione necessaria(+ 13 V) per mezzo di undecoder digitale SKYinutilizzato.

21LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


SHF Il segnale proveniente dal Sat

Finder deve essere convertitoin segnale “capibile” dalcomputer. Allo scopo è statorealizzato un semplice modulodi acquisizione dati controllatodallo stesso PC. Si è preso unprogetto ricavato da internetrealizzato dall’Ing. Falcinelli. Ilmodulo è costruito attorno adun componente elettronicochiamato circuito integratoADC0831, in grado diconvertire un segnale elettricoin segnale digitale elaborabiledal computer.

22LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Il tracciato del Sole in SHF


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Tracciato del Soleottenuto con circa1h di osservazionenella banda dellemicroonde (SHF).

I dati sono poi statielaboratiutilizzando ilsoftware PRESTOdove abbiamoutilizzato leseguenti apertureangolari

dove D=3,3° ed=0,5° come siricava seguendo unragionamentoanalogo a quellosviluppatonell’articolo da cuiabbiamo presospunto.

0.090

0.118

0.147

0.176

0.205

0.234

-29.700 105.380 240.460 375.540 510.620 645.700

Determinazione della temperatura

del Sole A causa della piccola estensione angolare del Sole, il segnale

proveniente dalla nostra stella è stato “diluito” con quello del fondocielo. Pertanto la Temperatura della nostra stella sarà quella delle ParetiMoltiplicata per un Coefficiente dato dal rapporto tra il campo copertodall’antenna, di estensione angolare D (e quindi proporzionale a D2), ela superficie apparente occupata dal Sole che ha un’estensioneangolare di diametro d ( e quindi proporzionale a d2).

Mentre d è noto, circa mezzo grado, D non è conosciuta a priori. Calcolinon semplici permettono di determinare per D il valore di 3°.

24LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Programma osservativo Sole

nella banda VLF25


PROGRAMMA OSSERVATIVO

Studio del Sole nella banda VLF


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Strumentazione utilizzata: radiotelescopio VLF di nostra costruzione

Descrizione strumentazione

Radiotelescopio: GYRATOR III + antenna loop magnetico a forma romboidale.

Cosa osserviamo

Il programma osservativo prevede lo studio del Sole nella banda delle onde VLF. In particolare vogliamo osservare e classificare fenomeni SID

Il radiotelescopio VLF


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Un radiotelescopio come abbiamo visto è un dispositivo

in grado di ricevere segnali radio provenienti da svariate

sorgenti, chiamate più propriamente radio-sorgenti.

Esistono tantissimi modelli di radiotelescopio che si

differenziano tra loro per la banda radio di osservazione.

Esistono così radiotelescopi che ricevono nella banda

radio specifica delle microonde, telescopi che ricevono

nella banda delle onde radio lunghe ecc. Il nostro

radiotelescopio VLF ha un ricevitore sintonizzato sulla

banda radio con frequenze dell’ordine 20-30 kHz.

Il radiotelescopio VLF (very low

frequency)


28

Il nostro radiotelescopio VLF è costituito dai

seguenti componenti:

Ricevitore Gyrator III

Antenna a telaio di forma quadrata

Computer per registrazione ed analisi dei dati

Il ricevitore

Il ricevitore, che ha la funzione

di ricevere, amplificare e

convertire il segnale elettrico in

segnale digitale, è costituito da

diversi componenti elettronici

collegati assieme secondo lo

schema circuitale fornitoci

dall’I.A.R.A. (Istituto Amatoriale

di Radioastronomia).

29LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Antenna loop magnetico

L’antenna a telaio da noi costruita ha la

forma di un quadrato la cui diagonale

misura 75 cm. Questa è molto

sensibile ed è stata ideata per l’uso

interno alle abitazioni in quanto i muri

delle abitazioni sono trasparenti alle

radiazioni VLF. L’antenna è direttiva in

quanto riceve molto bene puntando

uno dei vertici verso il trasmettitore e

attenua moltissimo i segnali laterali.

Questo significa che se puntiamo

l’antenna verso Nord riceveremo i

segnali provenienti dalle stazioni

posizionate in questa posizione e

nessun segnale proveniente dalle

direzioni perpendicolari (EST OVEST).

30LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

I fenomeni SID


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Un modo per poter osservare indirettamente un brillamento solare, è quello

di monitorare la banda radio VLF, al fine di rilevare i SID (Sudden

Ionospheric Disturbance).

I SID sono degli improvvisi aumenti di segnale nella banda VLF che si

propagano per riflessione, attraverso la ionosfera. Tali “rimbalzi

, consentono al segnale di superare la curvatura terrestre e superare così

distanze notevoli.

Per poter registrare i cambiamenti solari su un segnale VLF bisogna

eseguire un monitoraggio per buona parte della giornata (preferibilmente

dall’alba al tramonto).

Quando avviene un brillamento uno strato particolare della ionosfera (strato

D) viene altamente ionizzato. Ora le onde radio VLF, invece di

attraversarlo, vengono da questo strato riflesse. Il segnale allora aumenta

notevolmente e viene registrato dal nostro radiotelescopio.

Grafico di una giornata di Sole

quieto Il grafico che si ottiene in una

giornata di sole quieto, è di

rappresentato a fianco.

In esso possiamo vedere come

verso le ore 07:10UT il segnale

ha un brusco calo dovuto al

ripresentarsi dello strato D

legato al sorgere del sole. La

sua comparsa come detto

poc’anzi attenua il segnale

radio. Questo effetto è

chiamato “sunrise-effect” e

precede appunto il sorgere del

sole.

32LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Evento SID

Qualora avvenisse un

brillamento, nelle ore centrali della

giornata, il grafico assumerebbe il

seguente andamento:

Sul grafico risulta evidente il

guizzo del segnale, che

rappresenta il brillamento generato

sulla superficie solare.

Nell’esempio di cui sopra, il

brillamento è avvenuto verso le

ore 09:15ut. Il brillamento aumenta

in modo repentino la ionizzazione

dello strato D, con conseguente

aumento della sua reflettività.

33LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

Alcune nostre analisi

Data 20/02/09

Luogo Belfiore (VR)

Direzione antenna Nord

Frequenza 23.4 kHz

Software Logger

Note: si osservano parecchi aumenti di

segnale di tipo “sospetto” In questo

caso è stato necessario inviare i dati al

nostro coordinatore di riferimento il

quale dopo un’attenta analisi basata

sul confronto con ltri centri di

osservazione nazionale ed

internazionale ha escluso che si

trattasse di fenomeni di radiazioni

naturali di tipo solare.

34LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


Data 12/01/09

Luogo Belfiore (VR)


Frequenza 23.4 kHz

Software Logger

Note: è possibile rilevare

numerosi innalzamenti di

segnale di natura artificiale

evidenziati dal fatto che la

forma del picco si ripete con

periodicità.

35LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


Data 03/12/09

Luogo Belfiore (VR)


Frequenza 23.4 kHz

Software Logger

Note: giornata di Sole quieto

36LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


Data 02/12/09

Luogo Belfiore (VR)


Frequenza 23.4 kHz

Software Logger


37LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE


Data 03/12/09

Luogo Belfiore (VR)


Frequenza 23.4 kHz

Software Logger


38LABORATORIO DI

ASTRONOMIA SOLARE

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