Barbara Ricci Universita

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Barbara Ricci Universita di Ferrara
INFN-Ferrara
I terremoti nel Sole
Ferrara, 11 Aprile 2003
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Indice

1. Le principali caratteristiche solari,
   determinabili con osservazioni
2. Eliosismologia possiamo ascoltare oltre che
   vedere!
3. Informazioni eliosismologiche
4. Attivita a Ferrara

Utile riferimento http//bigcat.phys.au.dk/helio_
outreach/english/
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Chi misuro per primo la massa del sole?
Galileo
Einstein
Cavendish
Ricci
Cavendish
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Massa Solare

• Dal moto dei pianeti si ricava la costante di
  Gauss, cioe il prodotto tra la costante di
  gravitazione universale e la massa del sole
  (cgGNMS)
• Cavendish, con la sua bilancia a torsione misuro
  la costante di gravitazione universale (GN) e
  quindi si puo ricavare
• MS 2 x 1030 kg

1s error

• Circa 300 000 volte la massa della terra

Notazione esponenziale 1030 1 000 000
000 30 zeri !

• MTerra5,974(1 0,013) 1024 kg

MS 1,989 (1 0,15) 1030 kg
GNMS(132 712 438 5) 1012 m3/s2
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Luminosita solare

• Sulla terra arriva mediamente un flusso di
  energia di circa 1 KW per metro quadro (costante
  solare)
• Conoscendo la distanza terra-sole possiamo
  calcolare la potenza prodotta dal sole
• Ls 4 x 1026 Watt
• Circa un miliardo di milioni (1015) di centrali
  elettriche!

150 milioni di km
Ls3.844(1 0.4) 1026 Watt
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Raggio solaredistanza tra il centro del sole e
la superficie visibile (fotosfera)

• Rs 700 000 km

Terra
RT 6000 km
11/08/99

• Rs6,9598(10.04) 108 m

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Eta del sole

• Datazione radiochimica degli oggetti piu vecchi
  nel sistema solare, meteoriti condritiche
• ts 4,6 miliardi di anni
• Ne vivra ancora altrettanti prima di diventare
  una gigante rossa per poi spegnersi come nana
  bianca

tt 4,5 Miliardi di anni
Problemi Relazione tra eta delle meteoriti e
leta del sole Da quando si comincia a contare
leta del sole?
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Composizione chimica e Temperatura superficiale

• Circa il 70 della massa del sole è costituita
  da idrogeno, il 28 circa da elio e il restante
  2 da atomi più pesanti, quali ossigeno, carbonio
  ecc.
• La Temperatura superficiale (fotosfera) e di
  circa 6000 gradi Kelvin

Lelio e stato scoperto per la prima volta nel
sole nel 1895
(sulla terra 35 di Fe, 30 di O, 25 di Si)
(sulla terra e circa 300 K)
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Diverse immagini del sole
Freqeuenze delle figure X 0.3 0.45 nm UV
19.5nm Luce bianca circa 600 nm IR 1083
nm Radio 1.7cm
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Riconoscere gli strumenti !

• Sappiamo riconoscere uno strumento dal suono che
  esso emette, dal modo in cui esso vibra
• Possiamo ricostruire di che materiale e fatto e
  la sua geometria
• Suono onda longitudinale di pressione, dipende
  dalla pressione e dalla densita del mezzo

Sound effects by F. Cibinetto G. Marchiori
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La musica del sole

• FALSI TONI !!!!
• In realta le vibrazioni del sole hanno
  frequenze dellordine del mHz, non percepibili
  dallorecchio umano (sensibile a 16-20 000 Hz).
• Per rendere udibili gli infrasuoni del sole si e
  aumentato il numero di giri di circa 40 000 volte
  (15 ottave !)
• Queste vibrazioni del sole sono state scoperte
  negli anni 60. Il loro periodo e di circa 5
  minuti

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Che succede alla superficie del sole?

• Lo studio delle vibrazioni superficiali permette
  di avere informazioni sulla materia allinterno
  del sole (come il frangersi delle onde sulla
  spiaggia porta informazioni sulle condizioni del
  mare al largo)

Pictures and animatrions from http//bigcat.phys
.au.dk/helio_outreach/english/

• BLUmovimento verso lesterno
• ROSSO movimento verso linterno
• BIANCO assenza di moto (linee nodali)

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Eliosismologia

• elios sole
• seismos movimento
• logos ragionamento
• Studio dei movimenti nel sole
• (Geo)sismologia studio della struttura
  interna della terra dallanalisi della
  propagazione delle onde sismiche
• Ascoltando le vibrazioni sulla superficie
  solare e possibile studiare come e fatto il
  sole nel suo interno !

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• MA COME POSSO PERCEPIRE QUESTE VIBRAZIONI DEL
  SOLE?
• FRA NOI ED IL SOLE NON CE ARIA
• gt IL SUONO NON SI PROPAGA NEL VUOTO !!!!
• QUESTE VIBRAZIONI SI VEDONO CON L AIUTO DEL
  SIG. DOPPLER

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Leffetto Doppler in acustica

• La frequenza del suono emesso da una sorgente
  dipende dalla velocità della sorgente
• n no( 1 V// /Vsuono)
• se la sorgente si avvicina (V// gt 0) il suono è
  piu acuto
• se la sorgente si allontana (V// lt 0) il suono è
  più grave

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Leffetto Doppler e.m.

• Lo stesso effetto si ha anche per le onde
  elettromagnetiche
• La frequenza della luce, osservata sulla terra,
  emessa dai punti della fotosfera dipende dal modo
  in cui questi stanno vibrando
• Se si avvicinano alla terra la luce emessa sara
  spostata verso il blu, se si allontanano dalla
  terra sara spostata verso il rosso

• Leffetto Doppler permette di misurare fino a
  velocita di oscillazione di pochi mm/s

per le onde e.m. cé anche un effetto
trasversale
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Immagine Doppler
Una foto istantanea delle oscillazioni del sole
(sovrapposizione di 100 000 modi)
from http//bigcat.phys.au.dk/helio_outreach/engl
ish/
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Osservazioni da Terra

• Per osservare le oscillazioni bisogna avere una
  sequenza di immagini doppler, piu breve e
  lintervallo temporale tra immagini consecutive,
  piu facile e vedere loscillazione.
• Problema il sole generalmente e sopra
  lorizzonte per meta giornata

GONG

• Network telescopi identici situati a diverse
  longitudini.
• Global Oscillation Network Group (GONG)
• Birmingham Solar Oscillations Network (BiSON).

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Osservazioni da satellite

• Avere un satellite che guarda permanentemente il
  sole (niente giorno/notte e niente nuvole !)
• 1995 lancio di SoHo (Solar and Heliospheric
  Observatory) in orbita sincrona con il periodo di
  rivoluzione della Terra
• D1.5 Milioni di km

Animation effect by G.Marchiori
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Unocchiata allinterno

• Nucleo (1/3 Ms)
• reazioni di fusione nucleare
• in 1 sec 700.000.000 di ton di H sono convertite
  in He, liberando energia
• T 16 milioni di gradi
• Zona radiativa (2/3 Ms)
• lenergia e trasportata dai fotoni, cioè
  dalla rad. e.m.
• Zona convettiva (2 Ms)
• lenergia e trasportata dalla convezione, cioè
  dalla materia
• Fotosfera
• sottile strato dal quale riceviamo la luce
  visibile. T 6000 gradi. Costituisce la
  "superficie" del Sole

ATTENZIONE ! Il sole e opaco alla
radiazione. La luce che arriva a noi
proviene dalla superficie (fotosfera) e non
direttamente dal centro

• Nucleo (0-0.1)Rs 1/3 Ms
• reazioni di fusione nucleare
• in 1 sec 700.000.000 di ton di H sono convertite
  in He, liberando energia
• T 16 milioni di gradi
• Zona radiativa (0.1-0.7)Rs 2/3 Ms
• lenergia e trasportata dai fotoni, cioè dalla
  rad. e.m.
• Zona convettiva (0.7-1) Rs 1/60 Ms
• lenergia e trasportata dalla convezione, cioè
  dalla materia
• Fotosfera (spessore 300 km)
• sottile strato dal quale riceviamo la luce
  visibile. T 6000 gradi. Costituisce la
  "superficie" del Sole

• Cromosfera (spessore circa 14 000 km)La
  temperatura aumenta con l'altezza, fino a qualche
  decina di migliaia di gradi.Particolarmente
  spettacolari ed energetici sono i brillamenti (o
  eruzioni cromosferiche) le protuberanze
• eruttive sono grandi getti di gas che si
  innalzano a molte decine di migliaia di
  chilometri di altezza.
• Corona Molto rarefatta, si estende per milioni
  di chilometri e si espande formando il vento
  solare

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Chi fa suonare il sole?

• Il trasporto macroscopico e turbolento di materia
  nella zona convettiva del sole produce le
  vibrazioni della superficie solare

• In prossimita delle zone superficiali de sole si
  generano delle onde di pressione (onde acustiche)
  che restano intrappolate allinterno del sole

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Onde acustiche allinterno del sole

• La propagazione e la sovrapposizione di queste
  onde acustiche fanno oscillare gli strati
  superficiali del sole

• Osservando le vibrazioni superficiali possiamo
  avere informazioni sullinterno del sole !

Pictures and animatrions from http//bigcat.phys
.au.dk/helio_outreach/english/
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Andamento dellavelocità del suono
SOLE

• - sole v100 km/s
• terra v8 km/s
• - si determina v con precisioni dellordine di
  1/1000
• - nel sole la
• velocità del suono è
• continua, nella terra
• è discontinuia

TERRA
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Transizione fra convezione e radiazione

• La velocitadel suono e continua,ma la sua
• derivata e discontinua nella zona di
  transizione

Rtr 0.711 (10.1) Rs
25
Rotazione del sole

• Rotazione differente ai poli e allequatore, non
  e una novita.

0.1 Rs 0.7 Rs
26
Rotazione del sole

• Rotazione differente ai poli e allequatore, non
  e una novita.

• Al di sotto della zona convettiva il sole ruota
  quasi uniformemente

• Sulla rotazione del nucleo ancora non si riesce a
  dire niente

0.1 Rs 0.7 Rs
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Asterosismologia

• Osservazione dei terremoti nelle altre stelle,
  in modo da avere informazioni complementari a
  quelle ottenibili dalla sola Luminosita e
  temperatura superficiale
• Le stelle appaiono puntiformi, si riescono a
  misurare un minor numero di modi di oscillazione.
  Ad es. 13 modi per la h Bootis osservati con
  telescopio a La Palma
• Con strumenti su satellite aumenteranno le
  informazioni

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Cosa facciamo a Ferrara ?

• Usiamo il sole come laboratorio per lo studio
  teorico delle reazioni nucleari e subnucleari
• Leliosismologia ci fornisce i dati osservativi
  con cui confrontare e predizioni teoriche
  (riguardo a fusioni nucleari, produzioni di
  neutrini e/o altre particelle esotiche)
• Abbiamo proposto LUNA, acceleratore realizzato al
  Gran Sasso per lo studio delle reazioni nucleari
  in condizioni simili a quelle esistenti nelle
  sole

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Venite a trovarci...
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5-11 Maggio 2003
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Immagine Doppler
sottraendo la rotazione vediamo le oscillazioni
del sole (sovrapposizione di 100 000 modi)
2 Km/s
-2 Km/s
Rotazione del sole, Periodo equatoriale 25
giorni Periodo polare 30 giorni (non e una
novita)
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Strati piu esterni
24/7/99

• Large, eruptive prominence in He II at 304Å, with
  an image of the Earth added for size comparison.
  This prominence from 24 July 1999 is particularly
  large and looping, extending over 35 Earths out
  from the Sun. Erupting prominences (when
  Earthward directed) can affect communications,
  navigation systems, even power grids, while also
  producing auroras visible in the night skies.

• Cromosfera h 14 000 km
• La temperatura aumenta con l'altezza, fino a
  qualche decina di migliaia di gradi.
• brillamenti getti di gas che si innalzano a
  molte decine di migliaia di chilometri di
  altezza.

• EIT 304Å image of a huge, handle-shaped
  prominence taken on Sept. 14, 1999 -- Prominences
  are huge clouds of relatively cool dense plasma
  suspended in the Sun's hot, thin corona. At
  times, they can erupt, escaping the Sun's
  atmosphere. Emission in this spectral line shows
  the upper chromosphere at a temperature of about
  60,000 degrees K. Every feature in the image
  traces magnetic field structure. The hottest
  areas appear almost white, while the darker red
  areas indicate cooler temperatures.

• Corona
• Molto rarefatta si estende per milioni di
  chilometri e si espande formando il vento solare

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Effetto doppler

• Elettromagnetico

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Macchie solari

• Cinesi 28 a.C.
• Galileo e altri (1600)
• T3000 K
• Ciclo undecennale
• Campo magnetico 0.25 104 Gauss
• (Una calamita 10-100 Gauss, la terra 0.5 Gauss)

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Solar rotation

• Solar surface does not rotate uniformely T24
  days (30 days) at equator (poles). And the
  solar interior?

• Helioseismology (after 6 years of data taking)
  shows that below the convective region the sun
  rotates in a uniform way

• Note Erot 1/2 m wrotR2 0.02 eV Erot ltlt
  KT

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Magnetic field

• From the observation of sunspots
  number a 11 year solar cycle has
  been determined
  (Sunspots very intense magnetic
  lines of force (3KG) break
  through
  the Sun's surface)
• the different rotation between
  convection and radiative regions could generate
  a dynamo mechanism and B 104- 105 G near the
  bottom of the convective zone.
• A primordial 106G field trapped in the radiative
  zone is proposed by some authors
• Anyhow also a 106G field give
  an energy contribution ltlt KT

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Inversion method

• Calculate frequencies wi as a function of u gt
  wi wi(uj) jradial coordinate
• Assume Standard Solar Model as linear deviation
  around the true sun
• wiwi, sun Aij(uj-uj,sun)
• Minimize the difference between the measured Wi
  and the calculated wi
• In this way determine Duj uj -uj, sun