Archivi giornalieri: 17 Novembre 2009

IL SOLE: Informazioni di base

Negli ultimi mesi si sono avvicinati al blog di NIA molti amici, che pur essendo come noi dei dilettanti, si sono appassionati al “sole”.
Molte volte vengono rivolte delle domande sul funzionamento del sole, e per questo motivo penso che sia opportuno dare delle istruzioni di base per comprendere il funzionamento della nostra stella e le caratteristiche e manifestazioni che tanto ci stanno appassionando. La pagina sará sempre disponibile come “informazioni base del sole”.

Il Sole, il corpo centrale del Sistema Solare, e’ una sfera di gas incandescente, per lo piu’ idrogeno ed elio, della massa di 2 1033 g (2 miliardi di miliardi di miliardi di tonnellate), pari al 99.9 % della massa totale del Sistema Solare stesso.
Il diametro del Sole e’ di ben 1.392.000 Km, 109 volte quello terrestre, e corrisponde, visto da Terra, ad un diametro angolare di circa 32 minuti d’arco, quasi pari a quello della Luna: questo da’ luogo al fenomeno delle eclissi; cioe’ alla sovrapposizione apparente del disco lunare e di quello solare. La densita’ media del Sole e’ di 1.4.

Il moto del Sole

Il Sole partecipa al moto di rotazione della Galassia, spostandosi, rispetto alle stelle vicine, alla velocita’ di 19.7 km/s verso un punto della volta celeste detto apice del moto solare.
Inoltre possiede anch’esso, come i pianeti, un moto di rotazione intorno al proprio asse, inclinato di 7o 15′ sul piano dell’eclittica, con velocita’ angolare variabile secondo la latitudine; infatti, trattandosi di una sfera di gas, non ruota rigidamente ma presenta una rotazione differenziale, cioe’ piu’ lenta ai poli e piu’ veloce all’equatore.
All’equatore, il periodo di rotazione e’ di circa 25 giorni.

Emissione di energia del Sole

Il Sole viene classificato come una stella nana di tipo spettrale G2; la sua temperatura superficiale e’ di circa 5.700 gradi ed esso emette radiazione elettromagnetica prevalentemente nella regione ottica e nel vicino infrarosso, tra 2.000 Angstrom e 3 micron, con una potenza di 400.000 miliardi di miliardi di KW (4 1033 erg/sec).

L’origine di questa emissione, che nel secolo scorso era stata attribuita alla contrazione gravitazionale del Sole e al conseguente riscaldamento del suo interno, risiede invece nella fusione nucleare che avviene nel centro: a causa della sua grande massa, le regioni interne del Sole vengono compresse fino a raggiungere temperature elevatissime (15 milioni di gradi) e ad innescare cosi’ la fusione, che richiede alte pressioni e temperature.

La fusione nucleare consiste nella trasformazione di quattro nuclei di idrogeno (il costituente principale del Sole) in un nucleo di elio; la massa di quest’ultimo e’ leggermente minore della somma delle masse dei nuclei di idrogeno; la differenza viene trasformata in energia.

Schema della fusione nucleare all’interno delle stelle (Michiel Berger)

Ogni secondo, 594 milioni di tonnellate di idrogeno vengono trasformate in 590 milioni di tonnellate di elio; la differenza, 4 milioni di tonnellate, corrisponde all’energia che il Sole irradia in un secondo, per la legge E=mc2, dove E e’ l’energia prodotta, m la massa trasformata in energia e c e’ la velocita’ della luce.

La fusione nucleare e’ autoregolata in modo tale che l’emissione di energia sia stabile nel tempo; le riserve di idrogeno nel nucleo non sono pero’ i llimitate e la durata totale di questo processo e’ di circa 10 miliardi di anni.
Poiche’ l’eta’ del Sole e’ stata stimata 5 miliardi di anni, tra altri 5 miliardi di anni la fusione cessera’ ed esso comincera’ a trasformarsi, diventando piu’ freddo e meno luminoso, cioe’ una gigante rossa; i suoi strati esterni si espanderanno inghiottendo i pianeti piu’ vicini, tra cui la Terra, dopodiche’ finira’ la sua vita come nana bianca, diventera’ cioe’ una stella molto calda e densa ma poco luminosa, e si spegnera’ lentamente.

Immagine del Sole in raggi X.
Le regioni piu’ chiare sono sorgenti
di emissione X piu’ intensa.
(Calvin J. Hamilton e Yohkoh)

La struttura del Sole

Le altissime temperature all’interno del Sole fanno si’ che il gas sia quasi completamente ionizzato, cioe’ che gli elettroni vengano strappati alle loro orbite e si muovano liberamente nel gas. La temperatura decresce da 15 milioni di gradi nel centro fino a circa 5.700 gradi alla superficie.

Anche la densita’ del gas decresce verso l’esterno, da circa 158 g/cm3 al centro fino a 10-7 in superficie; in realta ‘ il Sole non possiede una superficie fisica ben definita: quella che noi possiamo vedere e’ soltanto una superficie detta fotosfera: uno strato di gas molto sottile (dello spessore di circa 200 Km), che circonda la zona interna e che emette radiazione nella banda ottica.

La struttura interna del Sole
(NASA/ESA)

L’interno e’ composto da un nucleo, nel quale avvengono le reazioni di fusione, circondato da uno strato di gas detto zona radiativa, a sua volta circondato da uno strato detto zona convettiva dello spessore di 150.000 Km.
Nella zona radiativa, l’energia prodotta dalla fusione nucleare viene trasportata verso l’esterno tramite fotoni che vengono trasferiti da uno ione all’altro, in un processo molto lento, che richiede qualche milione di anni; muovendosi verso l’esterno la temperatura del gas diminuisce e gli atomi degli elementi piu’ pesanti cominciano a ricombinarsi con i propri elettroni.
Gli elettroni cosi’ ricombinati possono assorbire un fotone e venire strappati nuovamente all’atomo; questo provoca un rallentamento del cammino della radiazione verso l’esterno.
Si sviluppano cosi’ dei moti convettivi nel gas, cioe’ delle bolle di gas caldo s’innalzano verso la superficie, dove si raffreddano, facendo da veicolo per l’energia che altrimenti resterebbe intrappolata all’interno. Questi moti, simili a quelli che si producono in una pentola d’acqua in ebollizione, fanno affiorare in superficie delle bolle di gas che dan no origine alla granulazione della fotosfera, cioe’ ad un aspetto irregolare simile ad un insieme di grani di riso molto luminosi e visibili nella banda ottica dello spettro.

Le macchie solari (sunspot)

Un gruppo di macchie solari. La granulazione
deriva da eruzioni turbolente di energia alla superficie.
(National Solar Observatory/Sacramento Peak)

Sulla fotosfera si distinguono anche regioni oscure, di numero, forma e dimensioni variabili, dette macchie solari.
Queste furono osservate al cannocchiale da Galileo Galilei nel 1610, ma erano gia’ note nell’antica Cina. Le macchie appaiono spostarsi sulla superficie del disco solare, come conseguenza del moto di rotazione del Sole, e le loro proprieta’ variano secondo cicli di circa 11 anni. Esse hanno dimensioni comprese tra poche migliaia e piu’ di duecentomila Km e sono circondate da regioni di penombra.

Il ciclo di attivita’ delle macchie solari negli ultimi 250 anni. (Michiel Berger)

Il loro aspetto oscuro e’ dovuto al fatto che sono piu’ fredde (hanno temperatura di circa 4.500 K) e quindi meno luminose della fotosfera. Spesso si riuniscono a gruppi di decine, grandi e piccole. Lo sviluppo di un gruppo di macchie comincia con l’apparire di piu’ macchie piccole, che poi si espandono aggregandosi tra loro; questo processo puo’ durare da una settimana a qualche mese. L’origine delle macchie solari sembra dovuta al campo magnetico solare, come gran parte dell’attivita’ fotosferica: esse possiedono infatti un intenso campo magnetico. Inoltre appaiono sede di moti convettivi vorticosi, durante i quali gas proveniente dall’interno si raffredda arrivando alla superficie.
Anche il ciclo di 11 anni sarebbe spiegabile in termini dell’attivita’ magnetica solare, in particola re sarebbe dovuto alla rotazione differenziale del Sole , che deforma le linee del campo magnetico.

Il campo magnetico solare.
Le regioni scure sono sede di polarita’ magnetica positiva,
quelle chiare di polarita’ negativa.
(GSFC NASA)

Vicino alle macchie solari si distinguono aree brillanti dette facole, visibili in luce bianca. Esse sono prodotte da gas convogliato dall’interno lungo le linee del campo magnetico. Infine, nelle vicinanze delle macchie si notano i flares, o brillamenti, cioe’ esplosioni di brevissima durata durante le quali dalla superficie solare vengono emessi getti di gas e radiazione; la frequenza di questo fenomeno e’ legata all’attivita’ solare, in particolare a quella magnetica.

Un flare solare osservato in H alpha
(National Solar Observatory/Sacramento Peak)

L’atmosfera e la cromosfera

Sopra la fotosfera c’e’ l’atmosfera solare, la cui parte inferiore e’ detta cromosfera, uno strato di gas caldo (10-20.000 gradi) dello spessore di 2.000 Km, rivelata attraverso l’emissione di una riga spettrale dell’idrogeno a 6563 Angstrom, nella zona rossa dello spettro visibile. Se osservata con un filtro rosso, la cromosfera appare molto irregolare a causa di fenomeni che riguardano il gas degli strati i piu’ esterni. In particolare vi si distinguono le protuberanze, getti di gas caldo che appaiono come gigantesche lingue di fuoco emesse dalla superficie e scompaiono dopo pochi giorni o settimane; e le spicule, piccole lingue di idrogeno larghe qualche centinaio di chilometri, che si originano nella bassa e media cromosfera e scompaiono dopo pochi minuti.

Una delle piu’ spettacolari protuberanze solari mai osservate, delle dimensioni di 588.000 Km.
E’ stata osservata dallo Skylab nel dicembre 1973 (NASA)

Immagine in luce ultravioletta di un’eruzione solare.
L’immagine e’ stata presa dal satellite SOHO
(SOlar and Heliospheric Observatory)
nel 1996. (ESA/NASA)

Oltre la cromosfera e’ presente una vasta regione di gas ionizzato e caldissimo ed estremamente rarefatto, detta corona solare; essa ha una luminosita’ molto inferiore a quella della fotosfera e pertanto non e’ normalmente visibile, se non durante le eclissi di Sole, che ne oscurano la parte piu’ brillante. La corona solare emette fortemente nella banda radio; il suo spettro indica la presenza di atomi di calcio privi di ben 14 elettroni, e di atomi di ferro privi di 13 elettroni: questo indica una temperatura del gas di oltre un milione di gradi.

Il gas coronale alla temperatura di un milione e mezzo di gradi, osservato dall’Extreme UltraViolet Imaging
Telescope sulla sonda SOHO
Si possono notare le strutture del campo magnetico solare. (ESA/NASA)

L’origine di questa altissima temperatura non e’ ancora ben nota. L’estensione della corona e’ difficile da determinare, perche’ la sua luminosita’ decresce gradualmente fino a molti milioni di chilometri dal Sole. Il Sole, inoltre, emette continuamente un getto di gas ionizzato, detto vento solare, ad una velocita’ variabile tra 250 e 850 Km/s.

In quest’immagine di un’eclisse totale del 1977 si vede bene la corona solare. (Calvin J. Hamilton)

Immagine di un’eclisse solare totale del luglio 1991, fotografata da Steve Albers in California.

Questo flusso di ioni, che si puo’ considerare un po’ come il prolungamento della corona, viene spinto fino a grandi distanze dal Sole e interagisce con la magnetosfera e la ionosfera dei pianeti, perturbandola e producendo fenomeni come le aurore polari.

Pennacchi di gas caldo che fuoriescono dal Sole, forse sorgenti di vento solare e di particelle cariche. Dall’alto verso il basso: il campo magnetico vicino al polo sud solare; immagine ultravioletta di un pennacchio alla temperatura di un milione di gradi, nella stessa regione; immagine ultravioletta di una regione di atmosfera solare piu’ qiueta e vicina alla superficie . (ESA/NASA)

SAND-RIO

Fonte:http://www.pd.astro.it/mostra/NEW/A2003SUN.HTM

Si torna spotless!

E finalmente dopo un pò di tempo di relativa attività solare, non si vedono nemmeno regioni degne di nota all’orrizzonte.

Il flusso solare in questi giorni è destinato a rimanere un pò altino a causa soprattutto della regione 1029 che pur essendo ormai divenuta una plage, resta comunque molto attiva.

Per il resto null’altro da segnalare, come già scrissi ieri il minimo di EDDY sta continuando alla grande, l’importanza dei giorni spotless è ormai relegata al fatto di riuscire, se sarà possibile, a superare i 265 giorni spotless del 2008. Al momento siamo fermi a 245 (dati Sidc):

http://daltonsminima.wordpress.com/dati-sole-in-diretta/

Simon

Landscheidt Osservazioni sul Momento Angolare del Sistema Solare: Deep Minimum approach?

Quando parliamo delle teorie del Dr Landscheidt o delle teorie di influenza planetaria sul sole dobbiamo fare una premessa molto breve su alcuni concetti.

IL baricentro del sistema solare (SSB=Solar System Barycenter) o centro di massa del sistema solare differisce dal centro di massa del Sole (baricentro del Sole). Questo squilibrio (illustrato in fig 1) è generato dalla disposizione di tutti i pianeti del sistema solare.

Il lavoro svolto da Dr Theodor Landscheidt, di Carl Smith, e di Geoff Sharp è incentrato nel capire l’interferenza che i pianeti del sistema solare esercitano sull’attività solare. In particolare si sono sviluppati degli interessanti studi sulla osservazione del Momento angolare e Momento torcente del sistema solare rispetto al centro di massa del sole.

(fig1 Andamento del baricentro del sistema solare dal 1985 al 2039 rispetto al centro di massa del Sole)

A tale scopo è stato sviluppato un sistema che ha elaborato la posizione del Centro di massa del Sistema Solare dal 3000 AC al 3000Dc (6000 anni di osservazioni) http://landscheidt.auditblogs.com/6000-year-ephemeris/

Per realizzare questi grafici si sono stati utilizzati i dati del sistema Solar System Dynamics Group,
Horizons On-Line Ephemeris

Attraverso queste osservazioni sono state fatti importanti confronti fino al 2000 Ac con i livelli di C14 (Carbonio 14) e Be10 (Berilio 10) presenti nelle carote del ghiaccio artico. Le misurazioni di questi elementi radioattivi permettono indirettamente di capire l’andamento del l’attività solare maggiore. La concentrazione di questi isotopi è ritenuta inversamente proporzionale all’attività solare. Infatti maggiore presenza di Be10 e C14 sono associati ad alte concentrazioni di raggi cosmici di provenienza interstellare. Questi raggi cosmici secondo le teorie attuali penetrano nel sistema solare in maggiori concentrazioni quando l’ eliosfera è magneticamente meno attiva, cioè è meno alimentata dal vento solare prodotto dalle macchie solari.

(Cliccare per ingrandire il grafico)

Le alte concentrazione C14 e sul Be 10, quindi sono segni di una probabile bassa attività soalre (cicli solari deboli massimi con ssn< 80). Confrontando il precedente grafico in corrispondenza di alte concentrazioni di isotopi (bassa attività solare) il momento angolare presenta particolari gobbe o difformità frecce verdi (anomalie di tipo A riportate nella seguente tabella)

La formazione delle gobbe nella tabella riportata dipende dalla disposizione dei pianeti del sistema solare in particolare dai giganti Gassosi (Giove, Saturno, Urano e Nettuno). In presenza di numerose curve (gobbe) del Momento Angolare (SSB) di tipo A (frecce verdi) dovremmo aspettarci la presenza di un minimo importante (massimo con ssn inferiore a 80).

Pertanto è stato possibile creare, in forza di questi studi, un sistema predittivo dei differenti cicli solari sulla base del momento angolare.

Andando nel dettaglio possiamo fare dei confronti interessanti fra l’attività dei cicli passati (SSN) e il momento angolare. Possiamo osservare con le frecce verdi le “gobbe” che si presentano nel momento angolare fra il 1775 e il 2040.

In presena delle “gobbe” segnalate con la freccia verde dovremmo aspettarci una bassa attività solare se però inseriamo l’andamento dei cicli solari secondo gli SSN osservati (Smoothed sunspot number) otteniamo il seguente grafico che mostra delle differenze fra momento angolare e attività solare.

Confrontando i cicli solari SSN (smoothed sunspot number) osserviamo che in alcuni casi l’andamento previsto dalla presenza del picco (freccia verde con il punto di oamanda) non ha avuto corrispondenza bassa attività solare aspettata. Abbiamo avuto maggiore attività solare di quella prevista. Questo può essere compreso solo se cerchiamo di capire l’azione dei grandi gassosi ed in particolare di Giove e Saturno nella creazione del momento angolare ho ridisegnato il grafico di sinistra inserendovi le congiunzioni e opposizioni (sizigie) di Giove e Saturno.

fig1esempio Sizigie

Il file originali qui

I punti Neri sono Giove e Saturno in congiunzione (B nell’esempio sizigie), Blu i punti con Giove e Saturno in opposizione (A nell’esempio sizigie), una ridotta attività solare si verifica se si ottiene un nero e un blu tra il minimo del ciclo prima (NERO) e il massimo del ciclo dopo (BLU). Questo può spiegare perché nonostante la presenza della gobba durante il 1830 non generò un prosieguo del minimo di Dalton su ulteriori cicli. Infatti il pallino blu si verificò dopo il picco del massimo del ciclo del 1830.

Infine mancano ancora all’appello Nettuno e Urano in congiunzione o in opposizione con Saturno e Giove (sizigie).

fig2

Esempi sizigie di Nettuno Urano Giove e Saturno

Le frecce verdi tengono in considerazione solo il punto A (Nettuno+Urano+Giove opposti a Saturno). La congiunzione fra Urano e Nettuno avviene con una frequenza di circa 172 anni tutto dipende poi dalla posizione di Giove e Saturno come visto in precedenza.

Per poter osservare il punto B (Nettuno+Urano Giove+Saturno) dobbiamo andare fin nel medioevo freccia rossa nel grafico postato di sotto (dalle osservazioni sui minimi il disturbo di tipo B ha solitamente un minor effetto rispetto al disturbo di tipo A frecce verdi).

Dati per i grafici tratti da http://landscheidt.auditblogs.com/6000-year-ephemeris/

In forza di quanto esposto e osservando le disposizioni orbitali dei grandi gassosi e del ciclo solare (pallino nero dopo il minimo del ciclo 22-23 e blu prima del massimo del ciclo 24 e tenendo conto delle disposizioni di Urano e Nettuno in congiunzione con Giove e in opposizione con Saturno per l’anno 2010) si ritiene che il ciclo 24 sia un ottimo candidato per esser un minimo importatene con SSN<80 nella fase di massimo.

Per chi vuole approfondire gli studi sul Momento angolare SSB consiglio

http://www.landscheidt.info/?q=node&page=1

http://landscheidt.auditblogs.com/

In memoria al Dr Theodor Landscheidt (1927-2004) e a Carl Smith deceduto a giugno di quest’anno (2009).

Un ringraziamento particolare a Geoff Sharp per l’ottimo lavoro svolto.

Andrea Battista