Universita’ di Palermo Dipartimento di Scienze Fisiche & Astronomiche S. Serio Istituto Nazionale...

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




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.




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 .




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.




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.




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




Archi coronali....




TRACETransition Region and Coronal Explorere




Niente di nuovo sopra il SoleP. Tacchini, 1871




L’Osservatorio Einstein (HEAO-2)

Primo Telescopio X per Astronomia extrasolare In orbita dal 12 Novembre 1978 ad Aprile 1981




Schema dell’ottica ad incidenza radente di un telescopio per raggi X




CHANDRA




Astronomia X: di tutto un po’dalle stelle normali ai buchi neri…




CHANDRAOrione

Anche le stelle “normali”




SOHOSolar Heliospheric Observatory

Programma congiunto tra Agenzia Spaziale Europea e NASA

3 Aprile 1996




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




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




La corona solare a ~ 1.500.000 K

Fe XII 195 Å

17 Maggio - 8 Giugno 1998




Magnetogramma solare: bianco e nero indicano concentrazioni di campi magnetici intensi di opposta polarità.

Le Macchie Solari




Il Campo Magnetico Solare

Linee di forza chiuse: plasma confinato

Linee di forza aperte: vento solare




Attività Solare 1992-1999(Yohkoh)

1992 1999

Kitt Peak magnetogramsYohkoh Soft X-ray




Minimo di Maunder

Ciclo Solare




Protuberanze Eruttive




… archi, archi, archi ...




La Corona Estesa

1996

1999




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.




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.




L’interno del Sole Struttura Rotazione

Velocità del suonoZona Convettiva: rotazione differenziale

Zona Radiativa: ruota quasi rigidamente




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.




Riscaldamento della corona

ILcampo magnetico emerge, si frammenta e scompare continuamente

T 40 ore




BRILLAMENTI

Sun-quake osservato da SOHO/MDI Brillamento osservato da TRACE




Un brillamento semplice...

Ideale per comprenderne la fisica




Modello idrodinamico




Dal minimo solare, verso il massimo




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




Lo specchio dell’Osservatorio Einstein




I primi dati di Einstein: corone stellariin tutto il diagramma HR




Einstein HRI




Un indizio:emissione X e velocità di rotazione




Ma nelle stelle O & B, la luminosità X è proporzionale alla luminosità bolometrica:

Instabilità e shocks nel vento stellare




Stelle G

Dipendenza dell’età stellare




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




La variabilità X osservata nel Sole duranteun ciclo spiega la dispersione dei dati X stellari




Flare su Algol(BeppoSax)

Favata & Schmitt (1999), Reale et al. 1997, A&A 325, 782)

QSS loop

Hydro loop

Dall’eclisse

Eclissi

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