Il Sole: un protagonista molto brillante! Dott. Salvo L. Guglielmino UniCT Dipartimento di Fisica e Astronomia

Il Sole: un protagonista molto brillante! Dott. Salvo L. Guglielmino UniCT Dipartimento di Fisica e Astronomia

Il Sole la Stele di Rosetta dell Astronomia Il Sole può essere considerato come un immenso laboratorio cosmico ideale per studiare: la fisica atomica e nucleare la fisica dei plasmi ad alta temperatura la magnetoidrodinamica la fisica delle particelle (neutrini) la relatività generale

Il Sole Il Sole è una stella, il cui diametro è 1.392.000 km, ed è dotata di un sistema planetario Composizione chimica: 73% : Idrogeno 25% : Elio 2% : altri elementi Soltanto l atmosfera solare, un guscio di gas che circonda il Sole, può essere osservata direttamente I diversi strati atmosferici, dall interno verso l esterno, si chiamano: Fotosfera, Cromosfera e Corona

Strumenti di osservazione del Sole Barra equatoriale Gregor & VTT Dunn Solar Telescope Hinode SDO Solar Dynamic Observatory PSPT

Il Sole e la Terra Sole Terra Diametro del Sole = 1.392.000 km Il diametro del Sole è 109 volte quello della Terra Gruppo di macchie Distanza media tra Terra e Sole = 149.597.870 km (UA)

La struttura interna del Sole Zona Convettiva L energia è trasportata per convezione, come l acqua che bolle in una pentola. Zona Radiativa L energia è trasportata per radiazione. I fotoni, sebbene viaggino alla velocità della luce, impiegano circa due milioni di anni per raggiungere la superficie solare, a causa degli urti con il gas. Nucleo Al suo interno hanno luogo le reazioni termonucleari che forniscono tutta l energia che il Sole produce. T = 15.000.000 K

Eliosismologia Densità, pressione e temperatura degli strati interni Curva di rotazione differenziale interna Applicabile su altre stelle (asterosismologia)

La fusione dell Idrogeno Nel nucleo del Sole l Idrogeno (H) si converte in Elio (He) Fusione nucleare: quattro atomi di Idrogeno formano un atomo di Elio (catena protone-protone) Ma la massa di quattro atomi di Idrogeno è maggiore di quella di un atomo di Elio!!! La differenza di massa si trasforma in energia, in accordo con l equazione di Einstein: E = Dm c 2

Il problema dei neutrini solari Nel 2001 viene scoperta nei Laboratori del Gran Sasso l oscillazione dei neutrini, non prevista originariamente dal Modello Standard, che risolve la discrepanza osservata

Energia prodotta dal Sole Ogni secondo il Sole produce 4 10 26 Watt Questo vuol dire che ogni secondo nell interno del Sole scompaiono 4,5 milioni di tonnellate di materia Una moderna nave da crociera ha una stazza di 100.000 tonnellate Quindi, in un secondo nel nucleo del Sole scompare tanta massa come quella di 45 navi come questa Il Sole produce energia da 5 miliardi di anni. Nel nucleo, ci sono riserve di Idrogeno sufficienti per poter continuare con le reazioni termonucleari per altri 5 miliardi

La Fotosfera La Fotosfera è la regione da cui proviene la maggior parte della luce visibile del Sole. La sua temperatira è di 5800 K Nella Fotosfera le strutture più evidenti sono le macchie solari e le facole al limbo Le macchie sono strutture dovute al campo magnetico solare. Una macchia solare tipica consiste in una regione centrale scura, detta "ombra", la cui temperatura è 3800 K, circondata da una "penombra" più chiara, con temperatura di 4800 K Ombra Penombra Granulazione

Le macchie solari appaiono sempre in coppie o in gruppi, che si definiscono regioni attive Il tempo di vita è variabile, da 1-2 giorni a un paio di mesi Il Sole ruota, non come un corpo rigido, ma possiede una rotazione differenziale. Infatti il Sole ruota attorno all equatore in 26 giorni, mentre ai poli ruota più lentamente, in circa 35 giorni.

Eclissi solare

La Cromosfera E uno strato esterno rispetto alla fotosfera, di spessore pari a circa 5.000 km e con una temperatura di circa 15.000 K Le strutture più evidenti sono le protuberanze e i filamenti, formati da gas a 20.000 K, e le faculae o plages, regioni di maggior luminosità Per osservare la Cromosfera occorre utilizzare filtri speciali, essendo eclissata dalla maggior luminosità della Fotosfera Le protuberanze possono raggiungere occasionalmente altezze fino a 150.000 km, producendo eruzioni solari spettacolari

Arco coronale La Corona La corona solare è la regione formata dagli strati più tenui dell atmosfera solare più esterna. La sua temperatura raggiunge i 2.000.000 K Strutture: regioni brillanti, archi (loop) coronali, buchi coronali Buco coronale Dalla corona viene emessa una gran quantità di energia sotto forma di raggi X e radiazione ultravioletta La corona solare si può osservare direttamente solo dallo spazio o con strumenti adeguati, che occultano artificialmente il disco solare con un disco opaco, oppure durante le eclissi solari

Il ciclo solare Massimo di attività 200.000 km Il numero giornaliero di macchie solari sulla fotosfera varia con un ciclo di 11 anni Indice di attività: R = k (10g + m) [Wolf] 2007-2010 Minimo di attività

Fotosfera e Cromosfera (29 Marzo 2001) Nella Fotosfera le regioni attive appaiono scure, mentre in Cromosfera e in Corona appaiono come le regioni di maggior luminosità

Le regioni attive nei diversi strati atmosferici del Sole 18 Luglio 2003

Il ruolo del Campo Magnetico I gruppi di macchie se formano nella Fotosfera, in corrispondenza dei siti da cui emerge il campo magnetico loop Corona Al di sopra delle macchie, dalla Cromosfera alla Corona si formano gli archi coronali (loops) che racchiudono al loro interno le protuberanze solari Cromosfera Fotosfera macchie Linee di forza del campo magnetico

Le regioni attive nei diversi strati atmosferici del Sole

Il ciclo solare e la dinamo solare Campo poloidale toroidale poloidale

Il problema del riscaldamento coronale Perché la corona solare è così calda? è uno degli 8 misteri dell Astronomia secondo Science

Il tappeto magnetico Emersione, frammentazione e scomparsa costanti di flusso magnetico: T ~ 40 ore Ciascuno di questi cappi trasporta in sè l energia che una centrale idroelettrica produrrebbe in 1 milione di anni

Ricapitoliamo

Nella cupola dell Osservatorio possiamo vedere La Fotosfera (macchie) La Cromosfera (protuberanze)

I flares o brillamenti solari Per effetto delle deformazioni del campo magnetico, si possono produrre intense eruzioni sulla superficie solare accompagnate da un elevato rilascio energetico Queste eruzioni sono le esplosioni più forti che avvengono nell intero Sistema Solare, pari a milioni di bombe H!!!

Alcuni flares

Coronal Mass Ejections (CMEs) Eiezioni di massa coronale 24 Marzo 6 Aprile 1999 28 Aprile 15 Maggio 2000 Osservazioni del satellite SOHO (NASA-ESA) La parte centrale dell immagine è occultata per poter osservare la parte più esterna della Corona INGREDIENTE CHIAVE DELLO SPACE WEATHER

I CMEs Velocità tipiche: 400 700 km/s

Il vento solare

Il vento solare Il tenue materiale della corona viene continuamente espulso dalla forte radiazione solare, dando luogo a un vento solare. Questo flusso di particelle raggiunge la temperatura di 10 6 K e la velocità di 450 km/s. Il vento solare si estende oltre l orbita del pianeta nano Plutone (6 miliardi di km). Il disegno mostra come il vento esercita costantemente una pressione sulla magnetosfera terrestre.

Le Aurore Polari

Effetti del gruppo di macchie solari più esteso degli ultimi 15 anni La regione attiva NOAA 9393 sviluppò una configurazione magnetica molto complessa, mentre si dirigeva verso il centro del disco solare Produsse un brillamento del livello più intenso (X flare) e un CME il 29 Marzo 2001, che causò una intensa tempesta geomagnetica La aurora boreale fu osservata fino in Europa meridionale ALASKA (Zimmerman) NIZZA (Benvenuto)

L evento del 14 Luglio 2000 Il flare della Bastiglia

L evento del 14 Luglio 2000 Effetti sulla Corona Solare

L evento del 14 Luglio 2000 Effetti sulla Terra

La connessione Sole-Terra Come e perché il Sole varia? Qual è la risposta della Terra? Qual è l impatto sull uomo? SPACE WEATHER

Che cos è la Meteorologia Spaziale? La Meteorologia Spaziale (SPACE WEATHER) si riferisce alle condizioni sul Sole, nel Vento Solare, nella Magnetosfera, Ionosfera e Termosfera della Terra, che possono influire sulle prestazioni e l affidabilità di sistemi tecnologici spaziali e terrestri ed avere effetti sulla vita e la salute dell uomo. Effetti di Space Weather su impianti terrestri non sono un fenomeno nuovo 17 Novembre 1848: Interruzione della connessione telegrafica tra Pisa e Firenze Settembre 1851: Interruzione della connessione telegrafica in New England Correnti indotte hanno consentito trasmissioni telegrafiche senza l uso di batterie. La trascrizione del collegamento tra Portland and Boston (1859) riporta: Portland: Per favore staccate la batteria, vediamo se si può lavorare con il solo impiego della corrente aurorale Boston: L ho già fatto! Come ricevete la mia trasmissione? Portland: Veramente molto bene molto meglio che con le batterie

Effetti delle Tempeste Geomagnetiche RADIAZIONE ELETTROMAGNETICA Arrivo: Immediato Durata: 1-2 ore PARTICELLE AD ALTA ENERGIA Arrivo: 15 min - ore Durata: giorni PARTICELLE A ENERGIA MEDIO-BASSA Arrivo: 2-4 giorni Durata: giorni Raggi X, EUV, Attività Radio Eventi a Protoni Tempeste Geomagnetiche Interferenze satcom Interferenze radar Blocco nelle onde corte Disorientamento satelliti False letture dei sensori Danni al veicolo spaziale Fallimento lancio vettori Radiazione in aerei ad alte latitudini Distorsione nelle onde corte Carica elettrica dei componenti Difficoltà nell inseguimento Interferenze radar Alterazione dei segnali di navigazione e radio Problema dei controlli del voltaggio e delle reti di trasmissione Origine: Brillamenti CME/Brillamenti CME/Buchi Coronali

Sistema di Navigazione GPS Quando la ionosfera tra satelliti e utenti viene colpita da turbolenza, come la scintillazione, i segnali si iniziano ad alterare e possono perfino interrompersi Il Contenuto Totale di Elettroni (TEC) lungo il percorso di una segnale GPS può introdurre un errore di posizionamento fino a 100 m Gli effetti sul sistema GPS sono tra i più importanti del problema dello Space Weather Una variazione in altezza di 7-10 km della ionosfera bassa può provocare errori di posizionamento di 1-12 km

Danni ai satelliti artificiali per effetti di Space Weather Anomalie dovute a carica superficiale ed interna (Marecs, Meteosat, TELE-X, ) Guasti indotti da fenomeni di Latch-Up (ESR-1, PRARE, Equator-S, ) SEU nei circuiti lineari (Anik 1 &2) Problemi / Degradazione nei Pannelli Solari (Tempo, PanAm, ECS, ) Guasti a satelliti: Telestar 401 (11 Gen 1997) Collegamenti TV Galaxy IV (19 Mag 1998) 80% dei cercapersone in Nord America ridotti al silenzio Gli interessi commerciali spesso non consentono la divulgazione di tali anomalie.

Correnti Geomagnetiche Indotte Queste correnti vengono indotte in tutti i conduttori molto lunghi Reti di distribuzione elettrica, Oleodotti e gasdotti (aumentata corrosione) I segnali ferroviari luminosi possono esserne interessati (due casi documentati in Svezia) Fortemente dissipative

Danni ai trasformatori USA: Danni subiti da un trasformatore in una centrale elettrica nel Delaware (New Jersey) durante Marzo del 1989 Costo Riparazione : 11 milioni di!!! Canada: durante Marzo del 1989 il Québec fu colpito da una forte tempesta solare, e come risultato, sei milioni di persone furono colpito da un black-out che durò 90 secondi. La rete elettrica di Montreal rimase paralizzata per nove ore Costo Riparazione : 90 milioni di!!! Chicago: funzionamento irregolare di 5 trasformatori per effetto dell intensa attività geomagnetica ad Aprile del 1994

Rischi per l uomo a causa di Particelle ad Alta Energia Uomini nello Spazio Space Shuttle, International Space Station (ISS), missioni verso Marte Equipaggio/Passeggeri in jet ad alte latitudini Il Concorde possedeva un apparato con un detector di radiazioni ionizzanti I passeggeri in questi aerei possono ricevere una dose di radiazione equivalente a circa 10-100 radiografie del torso.

Cicli solari e variazioni climatiche Piccola glaciazione 11 anni: Ciclo delle macchie (Schwabe) 22 anni: Ciclo Magnetico (Hale) 80-90 anni: Gleissberg 180-210 anni: Seuss

L irradianza solare totale (TSI) e il riscaldamento globale Variazione a lungo termine della radianza totale Potrebbe influire solo in parte sul riscaldamento globale Variazione a lungo termine della radiazione ultravioletta e EUV Cambi nella chimica (ozono O 3 ), temperatura e altri parametri della atmosfera della Terra) Può causare cambi climatici Variazione a lungo termine del campo magnetico del Sole Modulazione dei raggi cosmici e del vento solare Piccole glaciazioni

I raggi cosmici e le nubi Le variazioni nell attività solare e nel campo magnetico della nostra stella influiscono sulla quantità di particelle cosmiche che penetrano nel Sistema Solare e nell atmosfera della Terra E stata trovata una forte correlazione tra il flusso nei raggi cosmici e le nubi basse, che portano piogge La copertura nuvolosa è un fattore estremamente importante per la determinazione del clima

Prospettive future Solar Orbiter 2017 perielio < 0.3 UA European Solar Telescope (EST) ATST Solar Probe+ 2018