Astronomia

L'oscuramento degli arti è dovuto al fatto che al centro stiamo guardando direttamente il nucleo, mentre agli arti vediamo solo la parte fotosferica?

L'oscuramento degli arti è dovuto al fatto che al centro stiamo guardando direttamente il nucleo, mentre agli arti vediamo solo la parte fotosferica?

L'oscuramento del lembo del Sole è dovuto al fatto che al centro stiamo guardando direttamente il nucleo e le diverse zone, mentre ai lembi vediamo solo la parte fotosferica (e meno al di sotto della parte fotosferica)? O c'è qualche altra fisica dietro questo fenomeno?


Non possiamo vedere il nucleo, ma possiamo vedere più in profondità nella fotosfera del sole. Gli strati più profondi della fotosfera sono più caldi e luminosi, e questa è la causa dell'oscuramento degli arti.


La superficie visibile del Sole è definita da quella posizione all'interno dell'atmosfera solare da cui i fotoni prodotti nel gas possono sfuggire verso la Terra. Quella posizione è determinata dalla quantità di gas fra esso e la Terra, poiché quel gas riassorberebbe i fotoni se ce ne fossero abbastanza.

Ora devi pensare alla geometria di un Sole approssimativamente, sfericamente simmetrico. Quando osserviamo il centro solare, i fotoni possono sfuggire da un certo strato al suo interno. Quello strato non è neanche lontanamente vicino al nucleo del Sole, è la fotosfera solare a una temperatura di circa 6000K e con un raggio di $6,96x 10^8$ m dal centro.

Ora immagina di guardare verso l'arto. La stessa quantità di gas interposto viene raggiunta nel momento in cui si arriva a uno strato del Sole che si trova a un raggio maggiore rispetto al centro solare. Poiché la temperatura diminuisce man mano che ci si sposta verso l'esterno nella fotosfera solare, questo strato è più freddo e ha una luminosità superficiale inferiore (la luminosità della superficie è proporzionale a $T^4$). Di conseguenza, il centro solare sembra più caldo e luminoso del lembo del Sole.


Blog di astronomia/scienza di Mary

Sebbene abbia amato l'astronomia per tutta la vita, mi sono seriamente interessato all'osservazione solare solo intorno al 2010/2011. Ho sempre pensato che l'astronomia solare non fosse l'astronomia corretta e che fosse noiosa e noiosa. mi sbagliavo di grosso! Il Sole cambia sempre con l'attrezzatura corretta, possiamo osservare le macchie solari che si muovono sulla superficie ogni giorno e con un telescopio solare specializzato possiamo vedere cosa sta succedendo all'interno dell'atmosfera esterna del Sole, una regione del Sole che è estremamente dinamica.

Il Sole è la nostra stella più vicina. Dopo il Sole, la nostra stella più vicina è Proxima Centauri che dista 4,2 anni luce, ma la maggior parte delle stelle è molto più lontana di così, quindi con quelle enormi distanze, le nostre osservazioni sono limitate. Ciò significa che studiare il Sole è davvero importante perché le osservazioni del suo comportamento possono darci un'idea di ciò che sta accadendo all'interno di altre stelle più distanti. C'è un numero crescente di persone che osservano e fotografano il Sole con una varietà di attrezzature appositamente adattate. Può essere un'area di astronomia scoraggiante a causa dei problemi di sicurezza coinvolti. A volte ho anche visto una certa confusione su quali caratteristiche solari possono essere viste con quale attrezzatura. Questo articolo riassumerà le principali caratteristiche del Sole e come osservarle in sicurezza. Alla fine condividerò alcuni suggerimenti che possono aiutarti a iniziare con l'astrofotografia solare.

La fotosfera
La fotosfera ha uno spessore di 500 km ed è il luogo in cui ha origine la maggior parte della luce solare. Sembra uno strato molto spesso, ma se si considera il diametro del Sole, è relativamente molto sottile. A causa di tutta la luce che emette, fa molto caldo. La temperatura varia da circa 9000 - 4500K ma ha una media di circa 5800K. Ha una densità molto bassa, probabilmente circa 1000 volte meno densa dell'aria che respiriamo sulla Terra. Poiché c'è così tanta luce proveniente dalla fotosfera, è necessario utilizzare un filtro per bloccare la maggior parte di questa luce per studiare le caratteristiche della superficie. Quando guardi le foto della fotosfera, le prime caratteristiche evidenti che noti sono l'oscuramento degli arti e le macchie solari. Più di una sfida è la granulazione superficiale.

macchie solari
Le macchie solari appaiono come regioni più scure all'interno della fotosfera - sono più scure perché sono più fredde dell'area circostante. In genere, il centro di una macchia solare è di circa 4200K, circa 1600K più freddo rispetto al resto della fotosfera. Sono un fenomeno transitorio, di solito della durata di un paio di settimane. Poiché durano così a lungo, è possibile misurare il periodo di rotazione del Sole seguendo il movimento delle macchie solari sulla superficie, ed è esattamente così che i primi astronomi solari calcolarono il periodo di rotazione del Sole e scoprirono che il Sole mostra una rotazione differenziale . All'equatore il Sole impiega poco meno di 26 giorni per completare una rotazione, mentre ai poli impiega 36 giorni. Le macchie solari variano notevolmente in termini di dimensioni. Sebbene possano sembrare piccoli rispetto al diametro del Sole, ogni macchia solare è solitamente facilmente più grande del diametro della Terra. Quelli eccezionalmente grandi possono misurare ben 200.000 km! Sono causati da cambiamenti localizzati nel campo magnetico, che causano l'interruzione delle correnti di convezione nelle regioni al di sotto della fotosfera, il che a sua volta significa che il calore non può salire correttamente. Ciò provoca diminuzioni localizzate della temperatura e queste regioni appaiono più scure dell'area circostante. Le macchie solari sono solitamente costituite da due parti, il centro o ombra e l'area esterna chiamata penombra, come mostrato nell'immagine qui sotto. La penombra è leggermente più calda dell'ombra quindi non sembra essere così scura. Le macchie solari sono associate al campo magnetico molto complesso del Sole. Se sovrapponi un magnetogramma del Sole sulla parte superiore delle regioni attive, sembra molto simile allo schema che la limatura di ferro crea quando viene posata sulla parte superiore di una barra magnetica e le macchie solari hanno regioni di carica magnetica opposta.

Le macchie solari appaiono spesso in gruppi e mentre ruotano in vista sul lato rivolto verso la Terra viene assegnato un numero che inizia con le iniziali AR che sta per “regione attiva”. Anche se un gruppo di macchie solari dura abbastanza a lungo da scomparire dietro il Sole e poi riapparire un paio di settimane dopo, gli viene comunque assegnato un nuovo numero AR mentre ruota di nuovo nella vista della Terra. Le macchie solari sono un indicatore diretto dell'attività solare e sono associate ai brillamenti solari. Durante i periodi di maggiore attività ci sono più macchie solari, mentre durante i periodi di bassa attività ce ne sono di meno, a volte del tutto assenti. La tendenza verso un numero di macchie solari più alto e più basso segue un ciclo periodico noto come ciclo solare e, dopo molti anni di raccolta dati, è stato accertato che in termini di numero di macchie solari, il ciclo è lungo circa 11 anni. Tuttavia, da un punto di vista magnetico, la vera lunghezza del ciclo delle macchie solari è di 22 anni perché alla fine di ogni ciclo di 11 anni il dipolo subisce un'inversione di polarità.




Granulazione solare
Se osservi attentamente l'immagine sopra, vedrai che è composta da un complesso schema di granuli. Ogni granulo assomiglia un po' a una cella luminosa. Sono in continua evoluzione, in genere durano solo da 5 a 10 minuti. Ogni granulo è la parte superiore della colonna di convezione ascendente di materiale caldo che proviene da profondità all'interno del sole. Quando il materiale caldo si alza e raggiunge la sommità della colonna, inizia a diffondersi orizzontalmente, quindi inizia a raffreddarsi e ridiscendere. Questo forma i canali più scuri che si possono distinguere tra i granuli più luminosi. Sebbene sembrino piccoli, ogni granulo misura circa 1000 km di diametro. Sono una sfida da osservare dalla Terra perché la nostra atmosfera causa interferenze, ma la granulazione è più facile da individuare sulle immagini e rende un soggetto timelapse davvero interessante.

Facole
Intorno ai bordi delle immagini a luce bianca, puoi vedere piccoli canali luminosi che si snodano attraverso la fotosfera. Si chiamano facule e sono formate da una forte concentrazione di linee di campo magnetico che si formano nei canyon tra i granuli solari. Puoi vedere alcune facole sul lato destro dell'immagine qui sotto.

Studiare la Cromosfera
Per vedere la cromosfera dalla Terra, abbiamo bisogno di un modo alternativo per bloccare la luce dalla fotosfera. Un modo per farlo è limitare le lunghezze d'onda della luce visibili utilizzando filtri speciali. Per capire come funzionano questi filtri, è necessario comprendere la natura della luce.

La luce è solo una parte dello spettro elettromagnetico (EM). Ad un estremo dello spettro EM abbiamo raggi gamma con la lunghezza d'onda più corta. Poi vengono i raggi X, poi gli ultravioletti. Poi abbiamo la luce visibile, che può essere suddivisa nelle sue parti componenti usando un prisma, o in un giorno di pioggia puoi vederla all'opera sotto forma di un arcobaleno. Alla lunghezza d'onda più corta dello spettro visibile c'è la luce viola e la più lunga è la luce rossa. Oltre la gamma visibile abbiamo gli infrarossi, seguiti dalle microonde e infine, con la lunghezza d'onda più lunga di tutte, abbiamo le onde radio. Le lunghezze d'onda sono spesso misurate in nanometri (nm) 1nm = 0,000000001 metri, ma vedrai anche la frequenza delle onde misurate in Hertz (più corta è la lunghezza d'onda, maggiore è la frequenza) o Angstrom (1 Angstrom = 1 10 miliardesimo di metro). Ci sono certe lunghezze d'onda alle quali la luce della cromosfera diventa più prominente di quella della fotosfera. I due più comunemente usati sono l'idrogeno-alfa (H-alfa), che limita la vista alla luce con una lunghezza d'onda di 656,3 nm, e il calcio-K, che la limita a 393,3 nm. Allora perché i nomi H-alfa e Calcio-K? Si riferisce al comportamento degli atomi all'interno della cromosfera. Gli atomi di idrogeno sono molto efficienti nell'assorbire ed emettere radiazioni. In questa situazione, gli atomi di idrogeno assorbono molta della radiazione di 656,3 nm proveniente dalla fotosfera, ma allo stesso tempo hanno emissioni proprie molto importanti alla stessa lunghezza d'onda. Queste emissioni sono responsabili del colore rossastro della cromosfera. L'idrogeno si comporta in questo modo anche a lunghezze d'onda più corte, quindi oltre a H-alfa puoi usare filtri H-beta, H-gamma o H-delta. In modo simile, gli atomi di calcio fanno la stessa cosa ma a una lunghezza d'onda di 393,3 nm per i filtri Calcium-K o 396,8 nm per Calcium-H. I telescopi solari dedicati come la gamma disponibile da Lunt o Coronado conterranno filtri alfa idrogeno specializzati estremamente specifici. Un altro prodotto sul mercato che permette di visualizzare il Sole in queste lunghezze d'onda è il modulo Quark Chromosphere. Si prega di notare che questa attrezzatura è estremamente specializzata e non è la stessa cosa che provare a utilizzare un filtro alfa dell'idrogeno progettato per l'astrofotografia del cielo profondo, quindi non provare MAI a visualizzare il Sole con uno di questi tipi di filtro!
Questa è la spiegazione dei filtri fuori mano, quindi diamo un'occhiata alle caratteristiche della cromosfera.

La Cromosfera
Le immagini scattate in H-alfa e calcio-K sembrano molto diverse da quelle scattate in luce bianca perché stai guardando una parte completamente diversa del Sole. Nella luce bianca, stai osservando le caratteristiche della superficie della fotosfera. Alle lunghezze d'onda limitate utilizzate con H-alfa e calcio-K, stai guardando direttamente nella cromosfera. Non è uniforme come la fotosfera sottostante ed è stata descritta come "uno strato di schiuma sollevato dalla fotosfera". Una delle caratteristiche più sorprendenti della cromosfera è che è più calda della fotosfera, con una temperatura che varia tra i 4.500 e i 100.000 K.

Plages
Sia in H-alfa che in Calcium-K, la caratteristica più importante è la presenza di granelli luminosi disseminati sulla superficie, alcuni dei quali si raggruppano per formare chiazze davvero luminose chiamate plages. Queste regioni luminose si trovano direttamente sopra le regioni attive della fotosfera e sono strettamente collegate alle facole. Di solito sono presenti sopra o molto vicino a un gruppo di macchie solari. Le immagini sottostanti mostrano il Sole in luce bianca e idrogeno alfa nello stesso giorno. Nella prima immagine puoi vedere il grande gruppo di macchie solari in basso a destra in luce bianca e le plaghe associate in H-alfa. La seconda immagine è una vista ravvicinata di una regione attiva ripresa in luce bianca e H-alfa e ancora una volta puoi vedere le plaghe in relazione alle regioni attive.


Contenuti

Il nome proprio inglese Sole sviluppato dall'inglese antico solare e può essere correlato a Sud. Affini all'inglese sole appaiono in altre lingue germaniche, incluso il frisone antico solare, figliolo, antico sassone sunna, olandese medio figliolo, olandese moderno zona, antico alto tedesco sunna, tedesco moderno Sonne, Vecchio norvegese sunnae gotico sunnō. Tutti i termini germanici per il Sole derivano dal proto-germanico *sunnōn. [21] [22]

Il nome latino del Sole, Sol, non è comunemente usato nell'inglese di tutti i giorni. Sol è anche usato dagli astronomi planetari per riferirsi alla durata di un giorno solare su un altro pianeta, come Marte. [23] La parola correlata solare è il solito termine aggettivale usato, [24] [25] in termini come giorno solare, eclissi solare e Sistema solare.

Il nome del giorno della settimana inglese Domenica deriva dall'inglese antico (Sunnandæg "Giorno del sole", da prima del 700). Questo nome è in definitiva il risultato di un'interpretazione germanica del latino muore soli. il latino muore solis è essa stessa una traduzione del greco ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou). [26]

Il Sole è una stella di sequenza principale di tipo G che comprende circa il 99,86% della massa del Sistema Solare. Il Sole ha una magnitudine assoluta di +4.83. Si stima che questo sia più luminoso di circa l'85% delle stelle della Via Lattea, la maggior parte delle quali sono nane rosse. [27] [28] Il Sole è una stella di Popolazione I, o ricca di elementi pesanti, [b]. [29] La formazione del Sole potrebbe essere stata innescata dalle onde d'urto di una o più supernove vicine. [30] Ciò è suggerito da un'elevata abbondanza di elementi pesanti nel Sistema Solare, come oro e uranio, rispetto all'abbondanza di questi elementi nelle cosiddette stelle di Popolazione II, povere di elementi pesanti. Gli elementi pesanti potrebbero essere stati prodotti nel modo più plausibile da reazioni nucleari endotermiche durante una supernova. Potrebbero anche essere stati prodotti dalla trasmutazione attraverso l'assorbimento di neutroni all'interno di una stella massiccia di seconda generazione. [29]

Il Sole è di gran lunga l'oggetto più luminoso nel cielo della Terra, con una magnitudine apparente di -26,74. [31] [32] Questo è circa 13 miliardi di volte più luminoso della prossima stella più brillante, Sirio, che ha una magnitudine apparente di -1,46. La distanza media del centro del Sole dal centro della Terra è di circa 1 unità astronomica (circa 150.000.000 km 93.000.000 mi). Tuttavia, la distanza varia man mano che la Terra si sposta dal perielio di gennaio all'afelio di luglio. [33] A questa distanza media, la luce viaggia dall'orizzonte del Sole all'orizzonte della Terra in circa 8 minuti e 19 secondi, mentre la luce dai punti più vicini del Sole e della Terra impiega circa due secondi in meno. L'energia di questa luce solare supporta quasi tutta la vita [c] sulla Terra tramite la fotosintesi, [34] e guida il clima e il tempo della Terra.

Il Sole non ha un confine definito, ma la sua densità diminuisce esponenzialmente con l'aumentare dell'altezza sopra la fotosfera. [35] Ai fini della misurazione, tuttavia, il raggio del Sole è considerato la distanza dal suo centro al bordo della fotosfera, la superficie visibile apparente del Sole. [36] In questa misura, il Sole è una sfera quasi perfetta con un'oblatezza stimata in circa 9 milionesimi. [37] Ciò significa che il suo diametro polare differisce dal suo diametro equatoriale di soli 10 chilometri (6,2 mi). [38] L'effetto marea dei pianeti è debole e non influenza in modo significativo la forma del Sole. [39] Il Sole ruota più velocemente al suo equatore che ai suoi poli. Questa rotazione differenziale è causata dal moto convettivo dovuto al trasporto di calore e dalla forza di Coriolis dovuta alla rotazione del Sole. In un sistema di riferimento definito dalle stelle, il periodo di rotazione è di circa 25,6 giorni all'equatore e 33,5 giorni ai poli. Visto dalla Terra mentre orbita attorno al Sole, il periodo di rotazione apparente del Sole al suo equatore è di circa 28 giorni. [40]

La costante solare è la quantità di energia che il Sole deposita per unità di superficie direttamente esposta alla luce solare. La costante solare è pari a circa 1.368 W/m 2 (watt per metro quadrato) a una distanza di un'unità astronomica (AU) dal Sole (ovvero sulla Terra o nelle sue vicinanze). [41] La luce solare sulla superficie della Terra è attenuata dall'atmosfera terrestre, così che meno energia arriva in superficie (più vicina a 1.000 W/m 2 ) in condizioni chiare quando il Sole è vicino allo zenit. [42] La luce solare nella parte superiore dell'atmosfera terrestre è composta (dall'energia totale) di circa il 50% di luce infrarossa, il 40% di luce visibile e il 10% di luce ultravioletta. [43] L'atmosfera in particolare filtra oltre il 70% dell'ultravioletto solare, specialmente alle lunghezze d'onda più corte. [44] La radiazione ultravioletta solare ionizza l'atmosfera superiore del lato diurno della Terra. Questo crea la ionosfera elettricamente conduttrice. [45]

Il colore del Sole è bianco, con un indice di spazio colore CIE vicino (0.3, 0.3), se visto dallo spazio o quando il Sole è alto nel cielo. Quando si misurano tutti i fotoni emessi, il Sole emette effettivamente più fotoni nella porzione verde dello spettro rispetto a qualsiasi altro. [46] [47] Quando il Sole è basso nel cielo, la dispersione atmosferica rende il Sole giallo, rosso, arancione o magenta. Nonostante la sua tipica bianchezza, la maggior parte delle persone immagina mentalmente il Sole come giallo. Le ragioni di ciò sono oggetto di dibattito. [48] ​​Il Sole è una stella G2V, con G2 indicando la sua temperatura superficiale di circa 5.778 K (5.505 ° C, 9.941 ° F), e V che, come la maggior parte delle stelle, è una stella della sequenza principale. [49] [50] La luminanza media del Sole è di circa 1,88 giga candela per metro quadrato, ma vista attraverso l'atmosfera terrestre, questa è ridotta a circa 1,44 Gcd/m 2 . [d] Tuttavia, la luminanza non è costante attraverso il disco del Sole (oscuramento degli arti).

Il Sole è composto principalmente dagli elementi chimici idrogeno ed elio. In questo momento della vita del Sole, rappresentano rispettivamente il 74,9% e il 23,8% della massa del Sole nella fotosfera. [51]Tutti gli elementi più pesanti, chiamati metalli in astronomia, rappresentano meno del 2% della massa, con ossigeno (circa l'1% della massa del Sole), carbonio (0,3%), neon (0,2%) e ferro (0,2%) che sono i più abbondanti. [52]

La composizione chimica originale del Sole è stata ereditata dal mezzo interstellare da cui si è formato. Originariamente avrebbe contenuto circa il 71,1% di idrogeno, il 27,4% di elio e l'1,5% di elementi più pesanti. [51] L'idrogeno e la maggior parte dell'elio nel Sole sarebbero stati prodotti dalla nucleosintesi del Big Bang nei primi 20 minuti dell'universo.Gli elementi più pesanti sono stati prodotti dalle precedenti generazioni di stelle prima che si formasse il Sole. Gli elementi più pesanti si diffondono nel mezzo interstellare durante le fasi finali della vita stellare e da eventi come le supernove. [53]

Da quando si è formato il Sole, il principale processo di fusione ha comportato la fusione dell'idrogeno in elio. Negli ultimi 4,6 miliardi di anni, la quantità di elio e la sua posizione all'interno del Sole sono gradualmente cambiate. All'interno del nucleo, la proporzione di elio è aumentata da circa il 24% a circa il 60% a causa della fusione. Alcuni degli elio e degli elementi pesanti si sono depositati dalla fotosfera verso il centro del Sole a causa della gravità. Le proporzioni dei metalli (elementi più pesanti) sono invariate. Il calore viene trasferito verso l'esterno dal nucleo del Sole per irraggiamento piuttosto che per convezione (vedi Zona radiativa di seguito), quindi i prodotti della fusione non vengono sollevati verso l'esterno dal calore, rimangono nel nucleo [54] e gradualmente ha iniziato a formarsi un nucleo interno di elio che non può essere fuso perché attualmente il nucleo del Sole non è abbastanza caldo o denso da fondere l'elio. Nell'attuale fotosfera la frazione di elio è ridotta e la metallicità è solo l'84% di quella che era nella fase protostellare (prima che iniziasse la fusione nucleare nel nucleo). In futuro, l'elio continuerà ad accumularsi nel nucleo, e in circa 5 miliardi di anni questo graduale accumulo farà sì che il Sole esca dalla sequenza principale e diventi una gigante rossa. [55]

La composizione chimica della fotosfera è normalmente considerata rappresentativa della composizione del Sistema Solare primordiale. [56] Le abbondanze degli elementi pesanti solari sopra descritte sono tipicamente misurate sia usando la spettroscopia della fotosfera del Sole sia misurando le abbondanze nei meteoriti che non sono mai stati riscaldati a temperature di fusione. Si pensa che questi meteoriti conservino la composizione del Sole protostellare e quindi non siano influenzati dall'insediamento di elementi pesanti. I due metodi generalmente concordano bene. [19]

Elementi del gruppo di ferro ionizzati singolarmente Modifica

Negli anni '70, molte ricerche si sono concentrate sull'abbondanza di elementi del gruppo del ferro nel Sole. [57] [58] Sebbene siano state fatte ricerche significative, fino al 1978 era difficile determinare l'abbondanza di alcuni elementi del gruppo del ferro (ad esempio cobalto e manganese) tramite spettrografia a causa delle loro strutture iperfini. [57]

La prima serie in gran parte completa di intensità dell'oscillatore di elementi del gruppo di ferro ionizzati singolarmente è stata resa disponibile negli anni '60, [59] e queste sono state successivamente migliorate. [60] Nel 1978, sono state derivate le abbondanze degli elementi singolarmente ionizzati del gruppo del ferro. [57]

Composizione isotopica Modifica

Vari autori hanno considerato l'esistenza di un gradiente nelle composizioni isotopiche dei gas nobili solari e planetari, [61] ad es. correlazioni tra le composizioni isotopiche di neon e xeno nel Sole e sui pianeti. [62]

Prima del 1983, si pensava che l'intero Sole avesse la stessa composizione dell'atmosfera solare. [63] Nel 1983, è stato affermato che era il frazionamento nel Sole stesso a causare la relazione di composizione isotopica tra i gas nobili planetari e quelli impiantati dal vento solare. [63]

La struttura del Sole contiene i seguenti strati:

  • Nucleo – il 20-25% più interno del raggio del Sole, dove la temperatura (energie) e la pressione sono sufficienti perché avvenga la fusione nucleare. L'idrogeno si fonde in elio (che attualmente non può essere fuso a questo punto della vita del Sole). Il processo di fusione rilascia energia e l'elio si accumula gradualmente per formare un nucleo interno di elio all'interno del nucleo stesso.
  • Zona radiativa – La convezione non può verificarsi fino a quando non è molto più vicino alla superficie del Sole. Pertanto, tra circa il 20-25% del raggio e il 70% del raggio, esiste una "zona radiativa" in cui il trasferimento di energia avviene per radiazione (fotoni) piuttosto che per convezione.
  • Tachocline – la regione di confine tra le zone radiativa e convettiva.
  • Zona convettiva – Tra circa il 70% del raggio del Sole e un punto vicino alla superficie visibile, il Sole è abbastanza freddo e diffuso da consentire la convezione, e questo diventa il mezzo principale di trasferimento di calore verso l'esterno, simile alle celle meteorologiche che si formano nella Terra atmosfera.
  • Fotosfera – la parte più profonda del Sole che possiamo osservare direttamente con la luce visibile. Poiché il Sole è un oggetto gassoso, non ha una superficie chiaramente definita, le sue parti visibili sono solitamente divise in una "fotosfera" e "atmosfera".
  • Atmosfera – un 'alone' gassoso che circonda il Sole, comprendente la cromosfera, la regione di transizione solare, la corona e l'eliosfera. Questi possono essere visti quando la parte principale del Sole è nascosta, ad esempio durante un'eclissi solare.

Modifica base

Il nucleo del Sole si estende dal centro a circa il 20-25% del raggio solare. [64] Ha una densità fino a 150 g/cm 3 [65] [66] (circa 150 volte la densità dell'acqua) e una temperatura vicina a 15,7 milioni di kelvin (K). [66] Al contrario, la temperatura superficiale del Sole è di circa 5.800 K. Una recente analisi dei dati della missione SOHO favorisce una velocità di rotazione più rapida nel nucleo rispetto alla zona radiativa sopra. [64] Durante la maggior parte della vita del Sole, l'energia è stata prodotta dalla fusione nucleare nella regione centrale attraverso una serie di reazioni nucleari chiamate catena p–p (protone-protone), questo processo converte l'idrogeno in elio. [67] Solo lo 0,8% dell'energia generata nel Sole proviene da un'altra sequenza di reazioni di fusione chiamata ciclo CNO. questa proporzione dovrebbe aumentare man mano che il Sole invecchia. [68]

Il nucleo è l'unica regione del Sole che produce una quantità apprezzabile di energia termica attraverso la fusione Il 99% della potenza è generata entro il 24% del raggio del Sole e, per il 30% del raggio, la fusione si è interrotta quasi del tutto. Il resto del Sole viene riscaldato da questa energia mentre viene trasferita verso l'esterno attraverso molti strati successivi, infine nella fotosfera solare dove fuoriesce nello spazio tramite radiazione (fotoni) o avvezione (particelle massicce). [49] [69]

La catena protone-protone si verifica circa 9,2 × 10 37 volte al secondo nel nucleo, convertendo circa 3,7 × 10 38 protoni in particelle alfa (nuclei di elio) ogni secondo (su un totale di

8,9 × 10 56 protoni liberi nel Sole), o circa 6,2 × 10 11 kg/s. [49] La fusione di quattro protoni liberi (nuclei di idrogeno) in una singola particella alfa (nucleo di elio) rilascia circa lo 0,7% della massa fusa come energia, [70] quindi il Sole rilascia energia al tasso di conversione massa-energia di 4,26 milioni di metri cubi. tonnellate al secondo (che richiede 600 megatoni metrici di idrogeno [71] ), per 384,6 yottawatt ( 3,846 × 10 26 W ), [2] o 9,192 × 10 10 megatoni di TNT al secondo. Tuttavia, la grande potenza del Sole è principalmente dovuta alle enormi dimensioni e densità del suo nucleo (rispetto alla Terra e agli oggetti sulla Terra), con solo una quantità piuttosto piccola di energia generata per metro cubo. I modelli teorici dell'interno del Sole indicano una densità di potenza massima, o produzione di energia, di circa 276,5 watt per metro cubo al centro del nucleo, [72] che è circa lo stesso tasso di produzione di energia che avviene nel metabolismo dei rettili o in un mucchio di compost. [73] [e]

La velocità di fusione nel nucleo è in equilibrio autocorrettivo: una velocità di fusione leggermente superiore farebbe riscaldare maggiormente il nucleo e si espanderebbe leggermente contro il peso degli strati esterni, riducendo la densità e quindi la velocità di fusione e correggendo la la perturbazione e una velocità leggermente inferiore farebbero sì che il nucleo si raffreddi e si contragga leggermente, aumentando la densità e aumentando la velocità di fusione e riportandola nuovamente alla sua velocità attuale. [74] [75]

Zona radiativa Modifica

Dal nucleo fino a circa 0,7 raggi solari, la radiazione termica è il mezzo principale di trasferimento di energia. [76] La temperatura scende da circa 7 milioni a 2 milioni di kelvin con l'aumentare della distanza dal nucleo. [66] Questo gradiente di temperatura è inferiore al valore del gradiente adiabatico e quindi non può guidare la convezione, il che spiega perché il trasferimento di energia attraverso questa zona avviene per irraggiamento anziché per convezione termica. [66] Gli ioni di idrogeno ed elio emettono fotoni, che percorrono solo una breve distanza prima di essere riassorbiti da altri ioni. [76] La densità scende di cento volte (da 20 g/cm 3 a 0,2 g/cm 3 ) da 0,25 raggi solari a 0,7 raggi, la parte superiore della zona radiativa. [76]

Tachocline Modifica

La zona radiativa e la zona convettiva sono separate da uno strato di transizione, il tachocline. Questa è una regione in cui il brusco cambio di regime tra la rotazione uniforme della zona radiativa e la rotazione differenziale della zona di convezione si traduce in un grande taglio tra i due, una condizione in cui gli strati orizzontali successivi scorrono l'uno sull'altro. [77] Attualmente, si ipotizza (vedi Dinamo solare) che una dinamo magnetica all'interno di questo strato generi il campo magnetico del Sole. [66]

Zona convettiva Modifica

La zona di convezione del Sole si estende da 0,7 raggi solari (500.000 km) fino alla superficie. In questo strato, il plasma solare non è abbastanza denso o abbastanza caldo da trasferire l'energia termica dell'interno verso l'esterno tramite radiazione. Invece, la densità del plasma è sufficientemente bassa da consentire alle correnti convettive di svilupparsi e spostare l'energia del Sole verso la sua superficie. Il materiale riscaldato al tachocline assorbe calore e si espande, riducendo così la sua densità e permettendogli di salire. Di conseguenza, un movimento ordinato della massa si sviluppa in celle termiche che trasportano la maggior parte del calore verso l'esterno alla fotosfera del Sole sopra. Una volta che il materiale si raffredda diffusivamente e radiativamente appena al di sotto della superficie fotosferica, la sua densità aumenta e sprofonda alla base della zona di convezione, dove riprende calore dalla parte superiore della zona di radiazione e il ciclo convettivo continua. Nella fotosfera, la temperatura è scesa a 5.700 K e la densità a soli 0,2 g/m 3 (circa 1/6.000 la densità dell'aria a livello del mare). [66]

Le colonne termiche della zona di convezione formano un'impronta sulla superficie del Sole conferendogli un aspetto granulare chiamato granulazione solare su scala più piccola e supergranulazione su scale più grandi. La convezione turbolenta in questa parte esterna dell'interno solare sostiene l'azione di una dinamo "su piccola scala" sul volume vicino alla superficie del Sole. [66] Le colonne termiche del Sole sono celle di Bénard e assumono la forma di prismi esagonali. [78]

Fotosfera Modifica

La superficie visibile del Sole, la fotosfera, è lo strato al di sotto del quale il Sole diventa opaco alla luce visibile. [79] I fotoni prodotti in questo strato sfuggono al Sole attraverso l'atmosfera solare trasparente sopra di esso e diventano radiazione solare, luce solare. La variazione di opacità è dovuta alla diminuzione della quantità di ioni H −, che assorbono facilmente la luce visibile. [79] Al contrario, la luce visibile che vediamo viene prodotta quando gli elettroni reagiscono con gli atomi di idrogeno per produrre ioni H −. [80] [81] La fotosfera è spessa da decine a centinaia di chilometri ed è leggermente meno opaca dell'aria sulla Terra. Poiché la parte superiore della fotosfera è più fredda della parte inferiore, un'immagine del Sole appare più luminosa al centro che sul bordo o arto del disco solare, in un fenomeno noto come oscuramento degli arti. [79] Lo spettro della luce solare ha approssimativamente lo spettro di un corpo nero che si irradia a 5.777 K, intervallato da righe di assorbimento atomico dai tenui strati sopra la fotosfera. La fotosfera ha una densità di particelle di

10 23 m -3 (circa lo 0,37% del numero di particelle per volume dell'atmosfera terrestre a livello del mare). La fotosfera non è completamente ionizzata: l'entità della ionizzazione è di circa il 3%, lasciando quasi tutto l'idrogeno in forma atomica. [82]

Durante i primi studi sullo spettro ottico della fotosfera, furono trovate alcune righe di assorbimento che non corrispondevano ad alcun elemento chimico allora conosciuto sulla Terra. Nel 1868 Norman Lockyer ipotizzò che queste linee di assorbimento fossero causate da un nuovo elemento che chiamò elio, dopo il dio greco del sole Helios. Venticinque anni dopo, l'elio fu isolato sulla Terra. [83]

Atmosfera Modifica

Durante un'eclissi solare totale, quando il disco del Sole è coperto da quello della Luna, si possono vedere parti dell'atmosfera circostante del Sole. È composto da quattro parti distinte: la cromosfera, la regione di transizione, la corona e l'eliosfera.

Lo strato più freddo del Sole è una regione di temperatura minima che si estende a circa 500 km sopra la fotosfera e ha una temperatura di circa 4.100 K. [79] Questa parte del Sole è abbastanza fredda da consentire l'esistenza di molecole semplici come il monossido di carbonio e l'acqua, che possono essere rilevate tramite i loro spettri di assorbimento. [84]

La cromosfera, la regione di transizione e la corona sono molto più calde della superficie del Sole. [79] La ragione non è ben compresa, ma le prove suggeriscono che le onde di Alfvén potrebbero avere energia sufficiente per riscaldare la corona. [85]

Al di sopra dello strato di temperatura minima c'è uno strato spesso circa 2.000 km, dominato da uno spettro di righe di emissione e assorbimento. [79] Si chiama il cromosfera dalla radice greca crominanza, che significa colore, perché la cromosfera è visibile come un lampo colorato all'inizio e alla fine delle eclissi solari totali. [76] La temperatura della cromosfera aumenta gradualmente con l'altitudine, arrivando fino a circa 20.000 K vicino alla cima. [79] Nella parte superiore della cromosfera l'elio viene parzialmente ionizzato. [86]

Al di sopra della cromosfera, in una sottile regione di transizione (circa 200 km), la temperatura sale rapidamente da circa 20.000 K nella cromosfera superiore a temperature coronali più vicine a 1.000.000 K. [87] L'aumento della temperatura è facilitato dalla piena ionizzazione dell'elio in la regione di transizione, che riduce significativamente il raffreddamento radiativo del plasma. [86] La regione di transizione non si trova ad un'altitudine ben definita. Piuttosto, forma una sorta di nimbo attorno alle caratteristiche cromosferiche come spicole e filamenti, ed è in costante movimento caotico. [76] La regione di transizione non è facilmente visibile dalla superficie terrestre, ma è facilmente osservabile dallo spazio da strumenti sensibili alla porzione ultravioletta estrema dello spettro. [88]

La corona è lo strato successivo del Sole. La corona bassa, vicino alla superficie del Sole, ha una densità di particelle da 10 15 m -3 a 10 16 m -3 . [86] [f] La temperatura media della corona e del vento solare è di circa 1.000.000-2.000.000 K, tuttavia, nelle regioni più calde è di 8.000.000-20.000.000 K. [87] Sebbene non esista ancora una teoria completa per spiegare la temperatura del corona, è noto che almeno parte del suo calore proviene dalla riconnessione magnetica. [87] [89] La corona è l'atmosfera estesa del Sole, che ha un volume molto più grande del volume racchiuso dalla fotosfera solare. Un flusso di plasma verso l'esterno dal Sole nello spazio interplanetario è il vento solare. [89]

L'eliosfera, la tenue atmosfera più esterna del Sole, è piena del plasma del vento solare. Questo strato più esterno del Sole è definito per iniziare alla distanza in cui diventa il flusso del vento solare superalfvénic-cioè, dove il flusso diventa più veloce della velocità delle onde di Alfvén, [90] a circa 20 raggi solari (0,1 AU). La turbolenza e le forze dinamiche nell'eliosfera non possono influenzare la forma della corona solare all'interno, perché le informazioni possono viaggiare solo alla velocità delle onde di Alfvén. Il vento solare viaggia continuamente verso l'esterno attraverso l'eliosfera, [91] [92] formando il campo magnetico solare in una forma a spirale, [89] fino a quando non colpisce l'eliopausa a più di 50 UA dal Sole. Nel dicembre 2004, la sonda Voyager 1 è passata attraverso un fronte d'urto che si pensa faccia parte dell'eliopausa. [93] Alla fine del 2012 Voyager 1 ha registrato un marcato aumento delle collisioni di raggi cosmici e un forte calo delle particelle a bassa energia dal vento solare, il che ha suggerito che la sonda fosse passata attraverso l'eliopausa ed fosse entrata nel mezzo interstellare. [94]

Fotoni e neutrini Modifica

I fotoni di raggi gamma ad alta energia inizialmente rilasciati con reazioni di fusione nel nucleo vengono assorbiti quasi immediatamente dal plasma solare della zona radiativa, di solito dopo aver percorso solo pochi millimetri. La riemissione avviene in una direzione casuale e di solito a un'energia leggermente inferiore. Con questa sequenza di emissioni e assorbimenti, la radiazione impiega molto tempo a raggiungere la superficie del Sole. Le stime del tempo di viaggio dei fotoni vanno da 10.000 a 170.000 anni. [95] Al contrario, i neutrini, che rappresentano circa il 2% della produzione totale di energia del Sole, impiegano solo 2,3 secondi per raggiungere la superficie. Poiché il trasporto di energia nel Sole è un processo che coinvolge i fotoni in equilibrio termodinamico con la materia, la scala temporale del trasporto di energia nel Sole è più lunga, dell'ordine di 30.000.000 di anni. Questo è il tempo che impiegherebbe il Sole per tornare a uno stato stabile, se il tasso di generazione di energia nel suo nucleo fosse improvvisamente cambiato. [96]

Anche i neutrini vengono rilasciati dalle reazioni di fusione nel nucleo, ma, a differenza dei fotoni, raramente interagiscono con la materia, quindi quasi tutti riescono a sfuggire immediatamente al Sole. Per molti anni le misurazioni del numero di neutrini prodotti nel Sole sono state inferiori alle teorie previste di un fattore 3. Questa discrepanza è stata risolta nel 2001 attraverso la scoperta degli effetti dell'oscillazione dei neutrini: il Sole emette il numero di neutrini previsto dal teoria, ma mancavano i rivelatori di neutrini ​ 2 ⁄3 di loro perché i neutrini avevano cambiato sapore nel momento in cui sono stati rilevati. [97]

Campo magnetico Modifica

Il Sole ha un campo magnetico che varia su tutta la superficie del Sole. Il suo campo polare è di 1–2 gauss (0,0001–0,0002 T), mentre il campo è tipicamente di 3000 gauss (0,3 T) nelle caratteristiche del Sole chiamate macchie solari e di 10-100 gauss (0,001–0,01 T) nelle protuberanze solari. [2]

Il campo magnetico varia anche nel tempo e nella posizione. Il ciclo solare quasi periodico di 11 anni è la variazione più importante in cui il numero e la dimensione delle macchie solari aumenta e diminuisce. [17] [99] [100]

Le macchie solari sono visibili come macchie scure sulla fotosfera solare e corrispondono a concentrazioni di campo magnetico in cui il trasporto convettivo di calore è inibito dall'interno solare alla superficie. Di conseguenza, le macchie solari sono leggermente più fredde della fotosfera circostante e, quindi, appaiono scure. Ad un tipico minimo solare, sono visibili poche macchie solari e occasionalmente non se ne può vedere nessuna. Quelli che appaiono sono ad alte latitudini solari. Man mano che il ciclo solare progredisce verso il suo massimo, le macchie solari tendono a formarsi più vicino all'equatore solare, un fenomeno noto come legge di Spörer. Le macchie solari più grandi possono avere un diametro di decine di migliaia di chilometri. [101]

Un ciclo di macchie solari di 11 anni è la metà di un ciclo di dinamo Babcock-Leighton di 22 anni, che corrisponde a uno scambio oscillatorio di energia tra i campi magnetici solari toroidali e poloidali.Al massimo del ciclo solare, il campo magnetico dipolare poloidale esterno è vicino alla sua forza minima del ciclo dinamo, ma un campo quadrupolare toroidale interno, generato attraverso la rotazione differenziale all'interno della tachocline, è vicino alla sua forza massima. A questo punto del ciclo della dinamo, la risalita galleggiante all'interno della zona convettiva forza l'emergere di un campo magnetico toroidale attraverso la fotosfera, dando origine a coppie di macchie solari, approssimativamente allineate est-ovest e con impronte con polarità magnetiche opposte. La polarità magnetica delle coppie di macchie solari alterna ogni ciclo solare, un fenomeno noto come ciclo di Hale. [102] [103]

Durante la fase di declino del ciclo solare, l'energia si sposta dal campo magnetico toroidale interno al campo poloidale esterno e le macchie solari diminuiscono in numero e dimensioni. Al minimo del ciclo solare, il campo toroidale è, di conseguenza, alla minima intensità, le macchie solari sono relativamente rare e il campo poloidale è alla sua massima intensità. Con l'aumento del successivo ciclo di macchie solari di 11 anni, la rotazione differenziale sposta di nuovo l'energia magnetica dal campo poloidale a quello toroidale, ma con una polarità opposta al ciclo precedente. Il processo prosegue continuamente e, in uno scenario idealizzato e semplificato, ogni ciclo di macchie solari di 11 anni corrisponde a un cambiamento, quindi, nella polarità complessiva del campo magnetico su larga scala del Sole. [104] [105]

Il campo magnetico solare si estende ben oltre il Sole stesso. Il plasma del vento solare, elettricamente conduttore, trasporta il campo magnetico solare nello spazio, formando quello che viene chiamato campo magnetico interplanetario. [89] In un'approssimazione nota come magnetoidrodinamica ideale, le particelle di plasma si muovono solo lungo le linee del campo magnetico. Di conseguenza, il vento solare che scorre verso l'esterno estende il campo magnetico interplanetario verso l'esterno, costringendolo in una struttura approssimativamente radiale. Per un semplice campo magnetico solare dipolare, con polarità emisferiche opposte su entrambi i lati dell'equatore magnetico solare, nel vento solare si forma un sottile strato di corrente. [89] A grandi distanze, la rotazione del Sole distorce il campo magnetico dipolare e il corrispondente foglio di corrente in una struttura a spirale di Archimede chiamata spirale di Parker. [89] Il campo magnetico interplanetario è molto più forte della componente dipolare del campo magnetico solare. Il campo magnetico del dipolo solare di 50-400 μT (nella fotosfera) si riduce con l'inverso del cubo della distanza a circa 0,1 nT alla distanza della Terra. Tuttavia, secondo le osservazioni dei veicoli spaziali, il campo interplanetario nella posizione della Terra è di circa 5 nT, circa cento volte maggiore. [106] La differenza è dovuta ai campi magnetici generati dalle correnti elettriche nel plasma che circonda il Sole.

Variazione di attività Modifica

Il campo magnetico del Sole porta a molti effetti che sono chiamati collettivamente attività solare. I brillamenti solari e le espulsioni di massa coronale tendono a verificarsi nei gruppi di macchie solari. I flussi di vento solare ad alta velocità che cambiano lentamente vengono emessi dai fori coronali sulla superficie fotosferica. Sia le espulsioni di massa coronale che i flussi ad alta velocità del vento solare trasportano il plasma e il campo magnetico interplanetario verso l'esterno nel Sistema Solare. [107] Gli effetti dell'attività solare sulla Terra includono le aurore a latitudini da moderate ad alte e l'interruzione delle comunicazioni radio e dell'energia elettrica. Si pensa che l'attività solare abbia giocato un ruolo importante nella formazione e nell'evoluzione del Sistema Solare.

Con la modulazione del ciclo solare del numero di macchie solari arriva una corrispondente modulazione delle condizioni meteorologiche spaziali, comprese quelle che circondano la Terra, dove i sistemi tecnologici possono essere influenzati.

Cambiamento a lungo termine Modifica

Alcuni scienziati ritengono che il cambiamento secolare a lungo termine nel numero di macchie solari sia correlato con il cambiamento a lungo termine nell'irradiazione solare, [108] che, a sua volta, potrebbe influenzare il clima a lungo termine della Terra. [109] Ad esempio, nel 17° secolo, il ciclo solare sembrava essersi fermato del tutto per diversi decenni, poche macchie solari furono osservate durante un periodo noto come minimo di Maunder. Ciò ha coinciso nel tempo con l'era della Piccola Era Glaciale, quando l'Europa ha sperimentato temperature insolitamente fredde. [110] Minimi estesi precedenti sono stati scoperti attraverso l'analisi degli anelli degli alberi e sembrano aver coinciso con temperature globali inferiori alla media. [111]

Una recente teoria sostiene che ci siano instabilità magnetiche nel nucleo del Sole che causano fluttuazioni con periodi di 41.000 o 100.000 anni. Questi potrebbero fornire una spiegazione migliore delle ere glaciali rispetto ai cicli di Milankovitch. [112] [113]

Il Sole oggi è circa a metà della parte più stabile della sua vita. Non è cambiata drasticamente per oltre quattro miliardi [a] anni e rimarrà abbastanza stabile per oltre cinque miliardi in più. Tuttavia, dopo che la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo si è interrotta, il Sole subirà cambiamenti drammatici, sia interni che esterni.

Formazione Modifica

Il Sole si è formato circa 4,6 miliardi di anni fa dal collasso di parte di una gigantesca nube molecolare costituita principalmente da idrogeno ed elio e che probabilmente ha dato vita a molte altre stelle. [114] Questa età è stimata utilizzando modelli computerizzati dell'evoluzione stellare e attraverso la nucleocosmocronologia. [11] Il risultato è coerente con la data radiometrica del materiale più antico del Sistema Solare, a 4.567 miliardi di anni fa. [115] [116] Gli studi su antichi meteoriti rivelano tracce di nuclei figli stabili di isotopi di breve durata, come il ferro-60, che si formano solo in stelle esplosive e di breve durata. Ciò indica che una o più supernova devono essersi verificate vicino al luogo in cui si è formato il Sole. Un'onda d'urto proveniente da una supernova vicina avrebbe innescato la formazione del Sole comprimendo la materia all'interno della nube molecolare e provocando il collasso di alcune regioni sotto la propria gravità. [117] Quando un frammento della nube collassò, iniziò anche a ruotare a causa della conservazione del momento angolare e si surriscaldava con l'aumento della pressione. Gran parte della massa si è concentrata al centro, mentre il resto si è appiattito in un disco che sarebbe diventato i pianeti e altri corpi del Sistema Solare. La gravità e la pressione all'interno del nucleo della nuvola hanno generato molto calore poiché ha accumulato più materia dal disco circostante, innescando infine la fusione nucleare.

HD 162826 e HD 186302 sono ipotizzati fratelli stellari del Sole, essendosi formati nella stessa nube molecolare.

Sequenza principale Modifica

Il Sole è circa a metà della sua fase di sequenza principale. Durante la fase della sequenza principale, le reazioni di fusione nucleare nel nucleo del Sole fondono l'idrogeno in elio. Ogni secondo, più di quattro milioni di tonnellate di materia vengono convertite in energia all'interno del nucleo solare. Questo produce neutrini e radiazione solare. A questo ritmo, il Sole ha finora convertito in energia circa 100 volte la massa della Terra, circa lo 0,03% della massa totale del Sole. Il Sole trascorrerà un totale di circa 10 miliardi di anni come stella della sequenza principale. [119] Il Sole sta gradualmente diventando più caldo durante il suo periodo sulla sequenza principale, perché gli atomi di elio nel nucleo occupano meno volume degli atomi di idrogeno che sono stati fusi. Il nucleo si sta quindi restringendo, consentendo agli strati esterni del Sole di avvicinarsi al centro e sperimentare una forza gravitazionale più forte, secondo la legge dell'inverso del quadrato. Questa forza più forte aumenta la pressione sul nucleo, che è contrastata da un graduale aumento della velocità con cui avviene la fusione. Questo processo accelera man mano che il nucleo diventa gradualmente più denso. Si stima che il Sole sia diventato più luminoso del 30% negli ultimi 4,5 miliardi di anni. [120] Al momento, sta aumentando di luminosità di circa l'1% ogni 100 milioni di anni. [121]

Dopo l'esaurimento dell'idrogeno del nucleo Modifica

Il Sole non ha massa sufficiente per esplodere come supernova. Invece uscirà dalla sequenza principale tra circa 5 miliardi di anni e inizierà a trasformarsi in una gigante rossa. [122] [123] Come gigante rossa, il Sole diventerà così grande da inghiottire Mercurio, Venere e probabilmente la Terra. [123] [124]

Anche prima che diventi una gigante rossa, la luminosità del Sole sarà quasi raddoppiata e la Terra riceverà tanta luce solare quanta ne riceve oggi Venere. Una volta che il nucleo di idrogeno sarà esaurito in 5,4 miliardi di anni, il Sole si espanderà in una fase subgigante e raddoppierà lentamente le sue dimensioni in circa mezzo miliardo di anni. Si espanderà quindi più rapidamente nell'arco di circa mezzo miliardo di anni fino a diventare oltre duecento volte più grande di oggi e un paio di migliaia di volte più luminoso. Questo inizia quindi la fase del ramo della gigante rossa in cui il Sole trascorrerà circa un miliardo di anni e perderà circa un terzo della sua massa. [123]

Dopo il ramo della gigante rossa, al Sole rimangono circa 120 milioni di anni di vita attiva, ma succedono molte cose. Innanzitutto, il nucleo, pieno di elio degenere, si accende violentemente nel lampo di elio, dove si stima che il 6% del nucleo, a sua volta il 40% della massa del Sole, sarà convertito in carbonio nel giro di pochi minuti attraverso il triplo alfa processi. [125] Il Sole quindi si riduce a circa 10 volte la sua dimensione attuale e 50 volte la luminosità, con una temperatura un po' più bassa di quella odierna. Avrà quindi raggiunto il gruppo rosso o il ramo orizzontale, ma una stella della massa del Sole non evolve verso il blu lungo il ramo orizzontale. Invece, diventa moderatamente più grande e più luminoso nell'arco di circa 100 milioni di anni mentre continua a reagire con l'elio nel nucleo. [123]

Quando l'elio sarà esaurito, il Sole ripeterà l'espansione che ha seguito quando l'idrogeno nel nucleo si è esaurito, tranne che questa volta accade tutto più velocemente, e il Sole diventa più grande e più luminoso. Questa è la fase asintotica del ramo gigante e il Sole reagisce alternativamente con l'idrogeno in un guscio o l'elio in un guscio più profondo. Dopo circa 20 milioni di anni sul primo ramo asintotico dei giganti, il Sole diventa sempre più instabile, con una rapida perdita di massa e impulsi termici che aumentano le dimensioni e la luminosità per alcune centinaia di anni ogni 100.000 anni circa. Gli impulsi termici diventano ogni volta più grandi, con gli impulsi successivi che spingono la luminosità fino a 5.000 volte il livello attuale e il raggio a oltre 1 AU. [126] Secondo un modello del 2008, l'orbita della Terra si sta restringendo a causa delle forze di marea (e, infine, della resistenza della cromosfera inferiore), così che sarà inghiottita dal Sole vicino alla punta della fase del ramo della gigante rossa, 3.8 e 1 milione di anni dopo Mercurio e Venere hanno subito rispettivamente la stessa sorte. I modelli variano a seconda della velocità e della tempistica della perdita di massa. I modelli che hanno una maggiore perdita di massa sul ramo della gigante rossa producono stelle più piccole e meno luminose sulla punta del ramo asintotico della gigante, forse solo 2.000 volte la luminosità e meno di 200 volte il raggio. [123] Per il Sole, sono previsti quattro impulsi termici prima che perda completamente il suo involucro esterno e inizi a formare una nebulosa planetaria. Alla fine di quella fase, della durata di circa 500.000 anni, il Sole avrà solo circa la metà della sua massa attuale.

L'evoluzione del ramo gigante post-asintotico è ancora più veloce. La luminosità rimane approssimativamente costante all'aumentare della temperatura, con la metà espulsa della massa del Sole che viene ionizzata in una nebulosa planetaria quando il nucleo esposto raggiunge i 30.000 K. Il nucleo nudo finale, una nana bianca, avrà una temperatura di oltre 100.000 K, e contengono circa il 54,05% della massa attuale del Sole. [123] La nebulosa planetaria si disperderà in circa 10.000 anni, ma la nana bianca sopravviverà per trilioni di anni prima di svanire in un'ipotetica nana nera. [127] [128]

Il Sole si trova vicino al bordo interno del Braccio di Orione della Via Lattea, nella Nube Interstellare Locale o nella Cintura di Gould, a una distanza di 7,5-8,5 kpc (25.000-28.000 anni luce) dal Centro Galattico. [129] [130] [131] [132] [133] [134] Il Sole è contenuto all'interno della Bolla Locale, uno spazio di gas caldo rarefatto, probabilmente prodotto dal resto di supernova Geminga, [135] o più supernovae nel sottogruppo B1 del gruppo in movimento delle Pleiadi. [136] La distanza tra il braccio locale e il braccio successivo, il braccio di Perseo, è di circa 6.500 anni luce. [137] Il Sole, e quindi il Sistema Solare, si trova in quella che gli scienziati chiamano la zona abitabile galattica. Il Apice della Via del Sole, o l'apice solare, è la direzione in cui viaggia il Sole rispetto ad altre stelle vicine. Questo movimento è verso un punto della costellazione di Ercole, vicino alla stella Vega.

Entro 32,6 ly dal Sole ci sono 315 stelle conosciute in 227 sistemi, a partire dal 2000, incluse 163 stelle singole. Si stima che altri 130 sistemi all'interno di questo range non siano ancora stati identificati. Oltre a 81,5 ly, possono esserci fino a 7.500 stelle, di cui circa 2.600 sono note. Il numero di oggetti substellari in quel volume dovrebbe essere paragonabile al numero di stelle. [138] Dei 50 sistemi stellari più vicini entro 17 anni luce dalla Terra (il più vicino è la nana rossa Proxima Centauri a circa 4,2 anni luce), il Sole è al quarto posto per massa. [139]

Orbita nella Via Lattea Modifica

Il Sole orbita attorno al centro della Via Lattea e attualmente si sta muovendo nella direzione della costellazione del Cigno. Un semplice modello del moto di una stella nella galassia fornisce le coordinate galattiche X , Y e Z come:

e la cui larghezza nella direzione X è

Il rapporto tra lunghezza e larghezza di questa ellisse, lo stesso per tutte le stelle nelle nostre vicinanze, è 2 Ω / κ ≈ 1,50. Il punto in movimento è attualmente a

L'oscillazione nella direzione Z prende il Sole

(vedi costanti di Oort), corrispondente a 235 milioni di anni, e questo è il tempo che impiega il punto per fare un giro della galassia. Altre stelle con lo stesso valore di X + V / ( 2 B ) impiegano lo stesso tempo per fare il giro della galassia come il sole e quindi rimangono nelle stesse vicinanze generali del sole il Sole.

L'orbita del Sole attorno alla Via Lattea è perturbata a causa della distribuzione di massa non uniforme nella Via Lattea, come quella all'interno e tra i bracci della spirale galattica. È stato affermato che il passaggio del Sole attraverso i bracci a spirale a densità più elevata coincide spesso con estinzioni di massa sulla Terra, forse a causa di maggiori eventi di impatto. [143] Il Sistema Solare impiega circa 225-250 milioni di anni per completare un'orbita attraverso la Via Lattea (a anno galattico), [144] quindi si pensa che abbia completato 20-25 orbite durante la vita del Sole. La velocità orbitale del Sistema Solare rispetto al centro della Via Lattea è di circa 251 km/s (156 mi/s). [145] A questa velocità, il Sistema Solare impiega circa 1.190 anni per percorrere una distanza di 1 anno luce o 7 giorni per percorrere 1 AU. [146]

La Via Lattea si sta muovendo rispetto alla radiazione cosmica di fondo (CMB) in direzione della costellazione dell'Idra con una velocità di 550 km/s, e la velocità risultante del Sole rispetto alla CMB è di circa 370 km/s nel direzione del Cratere o del Leone. [147]

Problema di riscaldamento coronale Modifica

La temperatura della fotosfera è di circa 6.000 K, mentre la temperatura della corona raggiunge 1.000.000-2.000.000 K. [87] L'alta temperatura della corona mostra che è riscaldata da qualcosa di diverso dalla conduzione diretta del calore dalla fotosfera. [89]

Si pensa che l'energia necessaria per riscaldare la corona sia fornita dal moto turbolento nella zona di convezione al di sotto della fotosfera, e sono stati proposti due meccanismi principali per spiegare il riscaldamento della corona. [87] Il primo è il riscaldamento delle onde, in cui onde sonore, gravitazionali o magnetoidrodinamiche sono prodotte dalla turbolenza nella zona di convezione. [87] Queste onde viaggiano verso l'alto e si dissipano nella corona, depositando la loro energia nella materia ambientale sotto forma di calore. [148] L'altro è il riscaldamento magnetico, in cui l'energia magnetica viene continuamente accumulata dal movimento fotosferico e rilasciata attraverso la riconnessione magnetica sotto forma di grandi brillamenti solari e una miriade di eventi simili ma più piccoli: nanoflare. [149]

Attualmente, non è chiaro se le onde siano un meccanismo di riscaldamento efficiente. È stato scoperto che tutte le onde, tranne le onde di Alfvén, si dissipano o si rifrangono prima di raggiungere la corona. [150] Inoltre, le onde di Alfvén non si dissipano facilmente nella corona. L'attenzione della ricerca attuale si è quindi spostata verso i meccanismi di riscaldamento della torcia. [87]

Problema del giovane sole debole Modifica

I modelli teorici dello sviluppo del Sole suggeriscono che da 3,8 a 2,5 miliardi di anni fa, durante l'eone Archeano, il Sole era solo circa il 75% più luminoso di oggi. Una stella così debole non sarebbe stata in grado di sostenere l'acqua liquida sulla superficie terrestre, e quindi la vita non avrebbe dovuto essere in grado di svilupparsi. Tuttavia, la documentazione geologica dimostra che la Terra è rimasta a una temperatura abbastanza costante nel corso della sua storia e che la giovane Terra era un po' più calda di quanto non sia oggi. Una teoria tra gli scienziati è che l'atmosfera della giovane Terra contenesse quantità molto maggiori di gas serra (come anidride carbonica, metano) di quelle presenti oggi, che intrappolavano abbastanza calore da compensare la minore quantità di energia solare che la raggiungeva. [151]

Tuttavia, l'esame dei sedimenti Archeani appare incoerente con l'ipotesi di alte concentrazioni di serra. Invece, l'escursione termica moderata può essere spiegata da una minore albedo superficiale causata da un'area meno continentale e dalla "mancanza di nuclei di condensazione della nube biologicamente indotta". Ciò avrebbe comportato un maggiore assorbimento di energia solare, compensando così la minore produzione solare. [152]

L'enorme effetto del Sole sulla Terra è stato riconosciuto fin dalla preistoria e il Sole è stato considerato da alcune culture come una divinità.

Comprensione precoce Modifica

Il Sole è stato oggetto di venerazione in molte culture nel corso della storia umana. La comprensione più fondamentale dell'umanità del Sole è come il disco luminoso nel cielo, la cui presenza sopra l'orizzonte crea il giorno e la cui assenza causa la notte. In molte culture preistoriche e antiche, si pensava che il Sole fosse una divinità solare o un'altra entità soprannaturale. Il culto del sole era centrale per civiltà come gli antichi egizi, gli inca del Sud America e gli aztechi di quello che oggi è il Messico. Nelle religioni come l'Induismo, il Sole è ancora considerato un dio. Molti monumenti antichi sono stati costruiti pensando ai fenomeni solari. Ad esempio, i megaliti di pietra segnano accuratamente il solstizio d'estate o d'inverno (alcuni dei megaliti più importanti si trovano a Nabta Playa, in Egitto Mnajdra, a Malta e a Stonehenge, in Inghilterra) Newgrange, una montatura preistorica costruita dall'uomo in Irlanda, è stata progettata per rilevare il solstizio d'inverno la piramide di El Castillo a Chichén Itzá in Messico è progettata per proiettare ombre a forma di serpenti che si arrampicano sulla piramide agli equinozi di primavera e d'autunno.

Gli egizi ritraevano il dio Ra trasportato attraverso il cielo su una barca solare, accompagnato da divinità minori. Per i greci era Helios, portato da un carro trainato da cavalli infuocati.Dal regno di Eliogabalo nel tardo impero romano, il compleanno del Sole era una festa celebrata come Sol Invictus (letteralmente "Sole invitto") subito dopo il solstizio d'inverno, che potrebbe essere stato un antecedente al Natale. Per quanto riguarda le stelle fisse, il Sole appare dalla Terra per girare una volta all'anno lungo l'eclittica attraverso lo zodiaco, e così gli astronomi greci lo hanno classificato come uno dei sette pianeti (greco pianeti, "vagabondo") la denominazione dei giorni delle settimane dopo i sette pianeti risale all'epoca romana. [153] [154] [155]

Sviluppo della comprensione scientifica Modifica

All'inizio del I millennio a.C., gli astronomi babilonesi osservarono che il moto del Sole lungo l'eclittica non è uniforme, sebbene non sapessero perché oggi si sa che ciò è dovuto al movimento della Terra in un'orbita ellittica attorno al Sole, con la Terra si muove più velocemente quando è più vicino al Sole al perielio e si muove più lentamente quando è più lontano all'afelio. [156]

Uno dei primi a offrire una spiegazione scientifica o filosofica per il Sole fu il filosofo greco Anassagora. Ragionò che non era il carro di Helios, ma invece una gigantesca palla di metallo fiammeggiante ancora più grande della terra del Peloponneso e che la Luna rifletteva la luce del Sole. [157] Per aver insegnato questa eresia, Anassagora fu imprigionato dalle autorità e condannato a morte. Tuttavia, in seguito fu rilasciato grazie all'intervento di Pericle. Eratostene stimò la distanza tra la Terra e il Sole nel III secolo a.C. come "di miriadi di stadi 400 e 80000", la cui traduzione è ambigua, implicando o 4.080.000 stadi (755.000 km) o 804.000.000 stadi (da 148 a 153 milioni di chilometri o 0,99). a 1,02 AU) quest'ultimo valore è corretto entro pochi punti percentuali. Nel I secolo d.C., Tolomeo stimò la distanza come 1.210 volte il raggio della Terra, circa 7,71 milioni di chilometri (0,0515 UA). [158]

La teoria che il Sole sia il centro attorno al quale orbitano i pianeti fu proposta per la prima volta dall'antico greco Aristarco di Samo nel III secolo aC, e successivamente adottata da Seleuco di Seleucia (vedi Eliocentrismo). Questa visione è stata sviluppata in un modello matematico più dettagliato di un sistema eliocentrico nel XVI secolo da Niccolò Copernico.

Le osservazioni delle macchie solari furono registrate durante la dinastia Han (206 a.C.-220 d.C.) da astronomi cinesi, che conservarono registrazioni di queste osservazioni per secoli. Averroè fornì anche una descrizione delle macchie solari nel XII secolo. [159] L'invenzione del telescopio all'inizio del XVII secolo permise osservazioni dettagliate delle macchie solari da parte di Thomas Harriot, Galileo Galilei e altri astronomi. Galileo ipotizzò che le macchie solari fossero sulla superficie del Sole piuttosto che piccoli oggetti che passavano tra la Terra e il Sole. [160]

I contributi astronomici arabi includono la scoperta di Albatenius che la direzione dell'apogeo del Sole (il posto nell'orbita del Sole rispetto alle stelle fisse dove sembra muoversi più lentamente) sta cambiando. [161] (In termini eliocentrici moderni, questo è causato da un movimento graduale dell'afelio del della Terra orbita). Ibn Yunus ha osservato per molti anni più di 10.000 voci per la posizione del Sole utilizzando un grande astrolabio. [162]

Da un'osservazione di un transito di Venere nel 1032, l'astronomo ed erudito persiano Avicenna concluse che Venere è più vicina alla Terra del Sole. [163] Nel 1672 Giovanni Cassini e Jean Richer determinarono la distanza da Marte e furono così in grado di calcolare la distanza dal Sole.

Nel 1666, Isaac Newton osservò la luce del Sole usando un prisma e mostrò che è composta da luce di molti colori. [164] Nel 1800, William Herschel scoprì la radiazione infrarossa oltre la parte rossa dello spettro solare. [165] Il 19° secolo ha visto progressi negli studi spettroscopici del Sole Joseph von Fraunhofer ha registrato più di 600 righe di assorbimento nello spettro, le più forti delle quali sono ancora spesso chiamate righe di Fraunhofer. Nei primi anni dell'era scientifica moderna, la fonte dell'energia solare era un enigma significativo. Lord Kelvin ha suggerito che il Sole è un corpo liquido che si raffredda gradualmente e che irradia una riserva interna di calore. [166] Kelvin e Hermann von Helmholtz proposero quindi un meccanismo di contrazione gravitazionale per spiegare la produzione di energia, ma la stima dell'età risultante era di soli 20 milioni di anni, ben al di sotto dell'intervallo di tempo di almeno 300 milioni di anni suggerito da alcune scoperte geologiche di quel tempo. [166] [167] Nel 1890 Joseph Lockyer, che scoprì l'elio nello spettro solare, propose un'ipotesi meteoritica per la formazione e l'evoluzione del Sole. [168]

Solo nel 1904 fu offerta una soluzione documentata. Ernest Rutherford ha suggerito che l'emissione del Sole potrebbe essere mantenuta da una fonte interna di calore e ha suggerito il decadimento radioattivo come fonte. [169] Tuttavia, sarebbe Albert Einstein a fornire l'indizio essenziale per la fonte della produzione di energia del Sole con la sua relazione di equivalenza massa-energia E = mc 2 . [170] Nel 1920, Sir Arthur Eddington propose che le pressioni e le temperature al centro del Sole potessero produrre una reazione di fusione nucleare che fondesse l'idrogeno (protoni) in nuclei di elio, con conseguente produzione di energia dalla variazione netta di massa. [171] La preponderanza dell'idrogeno nel Sole fu confermata nel 1925 da Cecilia Payne usando la teoria della ionizzazione sviluppata da Meghnad Saha, un fisico indiano. Il concetto teorico di fusione è stato sviluppato negli anni '30 dagli astrofisici Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe. Hans Bethe ha calcolato i dettagli delle due principali reazioni nucleari produttrici di energia che alimentano il Sole. [172] [173] Nel 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle hanno mostrato che la maggior parte degli elementi nell'universo sono stati sintetizzati da reazioni nucleari all'interno delle stelle, alcune come il Sole. [174]

Missioni spaziali solari Modifica

I primi satelliti progettati per l'osservazione a lungo termine del Sole dallo spazio interplanetario sono stati i Pioneer 6, 7, 8 e 9 della NASA, lanciati tra il 1959 e il 1968. Queste sonde orbitano attorno al Sole a una distanza simile a quella della Terra e hanno prime misurazioni dettagliate del vento solare e del campo magnetico solare. Pioneer 9 ha operato per un periodo particolarmente lungo, trasmettendo dati fino al maggio 1983. [176] [177]

Negli anni '70, due veicoli spaziali Helios e il supporto del telescopio Skylab Apollo hanno fornito agli scienziati nuovi dati significativi sul vento solare e sulla corona solare. Le sonde Helios 1 e 2 erano collaborazioni tra Stati Uniti e Germania che hanno studiato il vento solare da un'orbita che trasportava la navicella spaziale all'interno dell'orbita di Mercurio al perielio. [178] La stazione spaziale Skylab, lanciata dalla NASA nel 1973, includeva un modulo osservatorio solare chiamato Apollo Telescope Mount che era gestito da astronauti residenti sulla stazione. [88] Skylab ha effettuato le prime osservazioni risolte nel tempo della regione di transizione solare e delle emissioni ultraviolette dalla corona solare. [88] Le scoperte includevano le prime osservazioni di espulsioni di massa coronale, allora chiamate "transitori coronali", e di buchi coronali, ora noti per essere intimamente associati al vento solare. [178]

Nel 1980, la NASA ha lanciato la missione Solar Maximum. Questo veicolo spaziale è stato progettato per osservare i raggi gamma, i raggi X e le radiazioni UV dei brillamenti solari durante un periodo di elevata attività solare e luminosità solare. Solo pochi mesi dopo il lancio, tuttavia, un guasto all'elettronica ha portato la sonda in modalità standby e ha trascorso i tre anni successivi in ​​questo stato inattivo. Nel 1984 lo Space Shuttle Sfidante la missione STS-41C ha recuperato il satellite e ne ha riparato l'elettronica prima di rilasciarlo nuovamente in orbita. La missione Solar Maximum ha successivamente acquisito migliaia di immagini della corona solare prima di rientrare nell'atmosfera terrestre nel giugno 1989. [179]

Lanciato nel 1991, il giapponese Yohkoh (raggio di sole) il satellite ha osservato brillamenti solari alle lunghezze d'onda dei raggi X. I dati della missione hanno permesso agli scienziati di identificare diversi tipi di brillamenti e hanno dimostrato che la corona lontana dalle regioni di picco di attività era molto più dinamica e attiva di quanto si supponesse in precedenza. Yohkoh ha osservato un intero ciclo solare ma è entrato in modalità standby quando un'eclissi anulare nel 2001 ha fatto perdere il suo aggancio al Sole. È stato distrutto dal rientro atmosferico nel 2005. [180]

Una delle missioni solari più importanti fino ad oggi è stata l'Osservatorio solare ed eliosferico, costruito congiuntamente dall'Agenzia spaziale europea e dalla NASA e lanciato il 2 dicembre 1995. [88] Originariamente destinato a servire una missione di due anni, un'estensione della missione attraverso Il 2012 è stato approvato nell'ottobre 2009. [181] Si è dimostrato così utile che una missione successiva, il Solar Dynamics Observatory (SDO), è stata lanciata nel febbraio 2010. [182] Situato nel punto lagrangiano tra la Terra e il Sole ( a cui l'attrazione gravitazionale da entrambi è uguale), SOHO ha fornito una visione costante del Sole a molte lunghezze d'onda dal suo lancio. [88] Oltre alla sua osservazione solare diretta, SOHO ha permesso la scoperta di un gran numero di comete, per lo più minuscole comete che sfiorano il sole che si inceneriscono quando passano davanti al Sole. [183]

Tutti questi satelliti hanno osservato il Sole dal piano dell'eclittica e quindi hanno osservato in dettaglio solo le sue regioni equatoriali. Il Odisseo La sonda è stata lanciata nel 1990 per studiare le regioni polari del Sole. Ha viaggiato prima su Giove, per "fiondarsi" in un'orbita che lo avrebbe portato molto al di sopra del piano dell'eclittica. Una volta Odisseo era nella sua orbita programmata, iniziò ad osservare il vento solare e l'intensità del campo magnetico alle alte latitudini solari, scoprendo che il vento solare dalle alte latitudini si muoveva a circa 750 km/s, che era più lento del previsto, e che c'erano grandi campi magnetici onde emergenti da alte latitudini che disperdevano raggi cosmici galattici. [184]

Le abbondanze degli elementi nella fotosfera sono ben note dagli studi spettroscopici, ma la composizione dell'interno del Sole è più poco conosciuta. Una missione di ritorno del campione di vento solare, Genesi, è stato progettato per consentire agli astronomi di misurare direttamente la composizione del materiale solare. [185]

La missione del Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) è stata lanciata nell'ottobre 2006. Due veicoli spaziali identici sono stati lanciati in orbite che li hanno portati (rispettivamente) più avanti e gradualmente indietro rispetto alla Terra. Ciò consente l'imaging stereoscopico del Sole e dei fenomeni solari, come le espulsioni di massa coronale. [186] [187]

L'Indian Space Research Organisation ha programmato il lancio di un satellite da 100 kg chiamato Aditya per la metà del 2020. Il suo strumento principale sarà un coronografo per lo studio della dinamica della corona solare. [188]

La luminosità del Sole può causare dolore nel guardarlo ad occhio nudo, tuttavia, farlo per brevi periodi non è pericoloso per gli occhi normali non dilatati. [189] [190] Guardare direttamente il Sole provoca artefatti visivi del fosfene e cecità parziale temporanea. Fornisce inoltre circa 4 milliwatt di luce solare alla retina, riscaldandola leggermente e potenzialmente causando danni agli occhi che non possono rispondere adeguatamente alla luminosità. [191] [192] L'esposizione ai raggi UV ingiallisce gradualmente il cristallino dell'occhio per un periodo di anni e si pensa che contribuisca alla formazione della cataratta, ma ciò dipende dall'esposizione generale ai raggi UV solari, e non dal fatto che si guardi direttamente il Sole. [193] La visione di lunga durata del Sole diretto ad occhio nudo può iniziare a causare lesioni indotte dai raggi UV, simili a scottature sulla retina dopo circa 100 secondi, in particolare in condizioni in cui la luce UV del Sole è intensa e ben focalizzata [194] [195] le condizioni sono peggiorate da occhi giovani o nuovi impianti di lenti (che ammettono più raggi UV rispetto agli occhi naturali che invecchiano), angoli solari vicino allo zenit e osservando luoghi ad alta quota.

La visualizzazione del sole attraverso un'ottica che concentra la luce come un binocolo può provocare danni permanenti alla retina senza un filtro appropriato che blocchi i raggi UV e offusca sostanzialmente la luce solare. Quando si utilizza un filtro attenuatore per visualizzare il Sole, si consiglia allo spettatore di utilizzare un filtro appositamente progettato per quell'uso. Alcuni filtri improvvisati che passano i raggi UV o IR, possono effettivamente danneggiare l'occhio ad alti livelli di luminosità. [196] I cunei di Herschel, chiamati anche diagonali solari, sono efficaci e poco costosi per i piccoli telescopi. La luce del sole destinata all'oculare viene riflessa da una superficie non argentata di un pezzo di vetro. Viene riflessa solo una piccolissima frazione della luce incidente. Il resto passa attraverso il vetro e lascia lo strumento. Se il vetro si rompe a causa del calore, non viene riflessa alcuna luce, rendendo il dispositivo a prova di guasto. Semplici filtri in vetro oscurato lasciano passare la piena intensità della luce solare in caso di rottura, mettendo in pericolo la vista dell'osservatore. I binocoli non filtrati possono fornire centinaia di volte più energia rispetto all'uso a occhio nudo, causando probabilmente danni immediati. Si sostiene che anche brevi sguardi al Sole di mezzogiorno attraverso un telescopio non filtrato possano causare danni permanenti. [197]

Le eclissi solari parziali sono pericolose da vedere perché la pupilla dell'occhio non è adatta al contrasto visivo insolitamente elevato: la pupilla si dilata in base alla quantità totale di luce nel campo visivo, non dall'oggetto più luminoso del campo. Durante le eclissi parziali la maggior parte della luce solare è bloccata dalla Luna che passa davanti al Sole, ma le parti scoperte della fotosfera hanno la stessa luminosità superficiale di un giorno normale. Nell'oscurità generale, la pupilla si espande da

6 mm, e ogni cellula retinica esposta all'immagine solare riceve fino a dieci volte più luce di quanta ne riceverebbe guardando il Sole non eclissato. Questo può danneggiare o uccidere quelle cellule, causando piccoli punti ciechi permanenti per lo spettatore. [198] Il pericolo è insidioso per gli osservatori inesperti e per i bambini, perché non c'è percezione del dolore: non è immediatamente evidente che la propria visione viene distrutta.

Durante l'alba e il tramonto, la luce solare è attenuata a causa della diffusione di Rayleigh e della diffusione di Mie da un passaggio particolarmente lungo attraverso l'atmosfera terrestre, [199] e il Sole a volte è abbastanza debole da essere visto comodamente a occhio nudo o in sicurezza con l'ottica (a condizione che ci sia nessun rischio che la luce del sole appaia improvvisamente attraverso un'interruzione tra le nuvole). Condizioni di nebbia, polvere atmosferica e alta umidità contribuiscono a questa attenuazione atmosferica. [200]

Un fenomeno ottico, noto come lampo verde, a volte può essere visto poco dopo il tramonto o prima dell'alba. Il lampo è causato dalla luce del Sole appena sotto l'orizzonte che viene piegata (di solito attraverso un'inversione di temperatura) verso l'osservatore. La luce di lunghezze d'onda più corte (viola, blu, verde) è piegata più di quella di lunghezze d'onda più lunghe (giallo, arancione, rosso) ma la luce viola e blu viene dispersa di più, lasciando una luce percepita come verde. [201]

La luce ultravioletta del sole ha proprietà antisettiche e può essere utilizzata per disinfettare gli strumenti e l'acqua. Provoca anche scottature solari e ha altri effetti biologici come la produzione di vitamina D e l'abbronzatura. La luce ultravioletta è fortemente attenuata dallo strato di ozono terrestre, quindi la quantità di UV varia notevolmente con la latitudine ed è stata parzialmente responsabile di molti adattamenti biologici, comprese le variazioni del colore della pelle umana in diverse regioni della Terra. [202]

Il Sole ha otto pianeti conosciuti. Ciò include quattro pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Terra e Marte), due giganti gassosi (Giove e Saturno) e due giganti del ghiaccio (Urano e Nettuno). Il Sistema Solare ha anche almeno cinque pianeti nani, una cintura di asteroidi, numerose comete e un gran numero di corpi ghiacciati che si trovano oltre l'orbita di Nettuno.

Le divinità solari svolgono un ruolo importante in molte religioni e mitologie mondiali. [203] Gli antichi Sumeri credevano che il sole fosse Utu, [204] [205] il dio della giustizia e fratello gemello di Inanna, la Regina del Cielo, [204] che fu identificato come il pianeta Venere. [205] In seguito, Utu fu identificato con il dio semitico orientale Shamash. [204] [205] Utu era considerato una divinità aiutante, che aiutava chi era in difficoltà, [204] e, nell'iconografia, di solito è raffigurato con una lunga barba e impugnando una sega, [204] che rappresentava il suo ruolo di il dispensatore di giustizia. [204]

Almeno dalla IV dinastia dell'Antico Egitto, il Sole era adorato come il dio Ra, raffigurato come una divinità dalla testa di falco sormontata dal disco solare e circondata da un serpente. Nel periodo del Nuovo Impero, il Sole venne identificato con lo scarabeo stercorario, la cui sfera sferica di sterco fu identificata con il Sole. Nella forma del disco solare Aton, il Sole ha avuto una breve rinascita durante il periodo di Amarna, quando è diventato di nuovo la divinità preminente, se non l'unica, per il faraone Akhenaton. [206] [207]

Nella religione proto-indoeuropea, il Sole era personificato come la dea *Seh2ul. [208] [22] I derivati ​​di questa dea nelle lingue indoeuropee includono l'antico norreno Sol, sanscrito Surya, gallico Sulis, lituano Saulo, e slavo Solntse. [22] Nell'antica religione greca, la divinità solare era il dio maschio Helios, [209] ma tracce di una precedente divinità solare femminile sono conservate in Elena di Troia. [209] In tempi successivi, Helios fu sincretizzato con Apollo. [210]

Nella Bibbia, Malachia 4:2 menziona il "Sole di giustizia" (a volte tradotto come "Sole di giustizia"), [211] che alcuni cristiani hanno interpretato come un riferimento al Messia (Cristo). [212] Nell'antica cultura romana, la domenica era il giorno del dio sole. È stato adottato come giorno del sabato dai cristiani che non avevano origini ebraiche. Il simbolo della luce era un espediente pagano adottato dai cristiani, e forse il più importante che non proveniva dalle tradizioni ebraiche. Nel paganesimo, il Sole era fonte di vita, dava calore e illuminazione all'umanità. Era il centro di un culto popolare tra i romani, che all'alba si alzavano per cogliere i primi raggi di sole mentre pregavano. La celebrazione del solstizio d'inverno (che ha influenzato il Natale) faceva parte del culto romano del Sole invitto (Sol Invictus). Le chiese cristiane furono costruite con un orientamento in modo che la congregazione fosse rivolta verso l'alba in Oriente. [213]

Tonatiuh, il dio azteco del sole, era solitamente raffigurato con in mano frecce e uno scudo [214] ed era strettamente associato alla pratica del sacrificio umano. [214] La dea del sole Amaterasu è la divinità più importante nella religione shintoista, [215] [216] e si crede che sia l'antenata diretta di tutti gli imperatori giapponesi. [215]


Abstract di 2 atti di convegni

Betelgeuse e le supergiganti rosse

Betelgeuse è una delle stelle più magnifiche del cielo e una delle
supergiganti rosse più vicine. Astronomi riuniti a Parigi nell'autunno del 2012
per decidere cosa sappiamo della sua struttura, comportamento e passato e futuro
evoluzione, e come collocarla nel contesto generale della classe dei rossi
supergiganti. Qui rifletto sulle discussioni e propongo una sintesi del
presentato prove. Credo che, in quei quattro giorni, siamo riusciti a
risolvere alcuni enigmi.

Riferimento: European Astronomical Society Publications Series, editori: Pierre Kervella, Thibaut Le Bertre e Guy Perrin
Stato: Atti del convegno

Commenti: Discorso riassuntivo del workshop Betelgeuse, novembre 2012, Parigi.

Stelle molto massicce nell'universo locale


Jorick S. Vink^1, Alexander Heger, Mark R. Krumholz, Joachim Puls, S. Banerjee, N. Castro, K.-J. Chen, A.-N. Chene, P.A. Crowther, A. Daminelli, G. Grafener, J. H. Groh, W.-R. Hamann, S. Heap, A. Herrero, L. Kaper, F. Najarro, LM Oskinova, A. Roman-Lopes, A. Rosen, A. Sander, M. Shirazi, Y. Sugawara, F. Tramper, D. Vanbeveren , R. Voss, A. Wofford, Y. Zhang (e gli altri partecipanti alla Joint Discussion 2 IAU-GA)

^1 Osservatorio di Armagh, College Hill, BT61 9DG, Armagh, Regno Unito

Recenti studi hanno affermato l'esistenza di stelle molto massicce (VMS) fino a 300 masse solari nell'Universo locale. Poiché questa scoperta può rappresentare un cambiamento di paradigma per il limite canonico di massa stellare superiore di 150 Msun, è opportuno discutere lo stato dei dati, nonché le implicazioni di vasta portata di tali oggetti.

Abbiamo tenuto una Discussione Congiunta all'Assemblea Generale a Pechino per discutere:

(i) la determinazione delle masse attuali delle stelle più massicce,
(ii) la formazione di VMS,
(iii) la loro perdita di massa, e
(iv) la loro evoluzione e destino finale.


Osservando il riflettore – che cade su Giove…

“Ora che è tornata nell'atmosfera, con le gocce di Giove tra i capelli…” Oh! Ehilà! Vieni e siediti. Sì, anche a me piace molto quella canzone “Train”. Mentre la Luna sta frenando l'osservazione del cielo profondo, perché non dare un'occhiata attraverso il magnifico occhio del rifrattore 9'8243 TMB di Dietmar Hager e noi amici di tutto il mondo possiamo trascorrere un po' di tempo insieme a Giove.

Ecco 8230 Guardi per un po' attraverso l'oculare di un piccolo telescopio e io ti dirò alcune delle cose che sappiamo su questo pianeta gigante.

Cos'è che dici? Sì. Giove è grande … abbastanza grande da contenere la massa di 1.000 Terre e circa 1/10 delle dimensioni del nostro Sole. È anche un peso massimo… Ma, che ci crediate o no, la densità di Giove è solo circa 1/4 di quella della Terra’. Gli scienziati pensano che questo significhi che il pianeta gigante è costituito principalmente da idrogeno ed elio attorno a un nucleo di elementi pesanti. Ciò significa che Giove assomiglia più a un sole che a un pianeta! Sì, fa caldo anche lì. In effetti, Giove sta emettendo il doppio del calore che riceve dal Sole. Vicino al nucleo la temperatura può essere di circa 43.000 gradi F (24.000 gradi C)… Anche più calda della superficie del Sole. Abbastanza caldo da scottarsi? Maledettamente giusto. Quei sottili toni di rosso e marrone sono reazioni chimiche molto simili a ciò che accade quando noi umani ci scottamo.

Ti vedo sorridere nel buio. Stai iniziando a notare i dettagli delle bande nuvolose di Giove? Anche un piccolo telescopio mostra queste aree chiamate “zone”. È qui che le sostanze chimiche hanno formato strati colorati di nuvole a diverse altezze. Le cinture bianche sono fatte di cristalli di ammoniaca congelata e sono posizionate molto più in alto delle cinture scure. Certo, sai tutto sulla “Grande Macchia Rossa”, ma a volte è piuttosto difficile da vedere se non sai quando guardare. Giove compie una rotazione completa in circa 10 ore, quindi anche se non riesci a vedere qualcosa in questo momento, puoi aspettare un po' e tornerà.

A proposito di tornare, hai notato quanto una delle lune di Giove si sta avvicinando al bordo del pianeta? Quindi continua a guardare perché stiamo per assistere a un transito. Giove ha almeno 60 lune, ma 4 di esse sono luminose e molto facili da vedere anche con un binocolo. Sono stati scoperti da Galileo, ed è per questo che a volte li sentirai chiamare le “lune galieane”. Quando sfrecciano dietro a Giove nella loro orbita, si chiama occultazione, ma quando vanno davanti al pianeta dal nostro punto di vista, si chiama transista. La parte davvero divertente è che non solo puoi vedere la piccola luna che attraversa la superficie, ma pochi minuti dopo? Puoi vedere anche l'ombra! Ecco un po' di magia da un altro nostro amico di nome Sander Klieverik.

Non è semplicemente il più bello? Sentirete parlare molto del lavoro di Sander qui nel prossimo futuro. E ci sarà un grande evento di Giove che vuole assicurarsi che tu sappia!

“Il 31 ottobre 2010 Europa e Ganimede attraverseranno simultaneamente la sommità delle nuvole di Giove dalle 02:26 alle 03:21 UT così come le loro ombre dalle 04:17 UT alle 07:00 UT. L'orario di ingresso della prima luna, Ganimede, sarà intorno alle 00:20 UT, seguito dall'Europa alle 02:26 UT. La prima ombra apparirà alle 04:09, seguita rapidamente dall'ombra dell'Europa alle 04:16. Due ombre molto vicine dovrebbero essere una vista molto bella! Le circostanze sono favorevoli in quanto Giove ha un diametro visivo di circa 48 secondi d'arco, essendo un mese dopo l'opposizione in cui Giove ha raggiunto quasi 50 secondi d'arco (minimo 33 ″). Per i non astronomi, quando un pianeta è in opposizione è approssimativamente più vicino alla Terra in questo punto della sua orbita, facendolo apparire più grande e più luminoso. In quel momento è visibile quasi tutta la notte, sorgendo intorno al tramonto, culminando intorno a mezzanotte e tramontando verso l'alba

Nel frattempo, perché non continui ad esercitarti a cronometrare gli eventi galileiani e a vederli? Ecco un pratico strumento per la luna di Giove, e Sander ha anche preparato un almanacco di Giove!

“Ma dimmi, il vento ti ha spazzato via dai piedi? Hai finalmente avuto la possibilità di ballare alla luce del giorno… e tornare sulla Via Lattea? E dimmi, Venere ti ha fatto impazzire? Era tutto quello che volevi trovare? E ti sono mancato quando stavi cercando te stesso là fuori?

Ora, smettila di spacciare quell'oculare… È il mio turno!

Mille grazie all'unico e solo Dietmar Hager, Jupiter Video per gentile concessione di Northern Galactic e all'emergente Sander Klieverik’s “AstronomyLive”. I testi delle canzoni – “Drops of Jupiter” sono degli artisti “Train”. Continuiamo a rockeggiare la notte!


Rapporti di osservazione di Questar (pubblica il tuo qui)

Il mio report non merita un thread intero, quindi ho pensato di offrire questo thread per altri report di osservazione che vale la pena condividere ma non meritevoli di un nuovo thread. Questo è anche un bel posto per commentare il tempo e le condizioni.

Ho avuto una sessione molto attesa con il Seven e il filtro solare Questar a piena apertura che ho acquistato all'inizio di quest'anno. Il caldo estivo del Texas è stato sufficiente a demotivarmi per stare in piedi al sole fino all'arrivo dell'autunno, con una giornata frizzante a 70 gradi con cielo azzurro e una leggera brezza ieri.

Con un Brandon da 16 mm, il campo visivo (senza Barlow) era forse inferiore a un diametro solare.

A differenza di un'impressionante osservazione lunare recente con una trama sorprendente su un maria liscio al terminatore, il disco solare era insignificante e praticamente privo di caratteristiche. Un sacco di miraggi dal movimento dell'aria visto all'arto, e una leggera diminuzione della luminosità all'arto, ma nessuna trama o macchie.

Oh hum. La luminosità con il filtro "piatto d'insalata" era confortevole (a differenza della vista del mirino che era sul lato positivo ma non scomoda per brevi periodi).

PS: incoraggio un astrofotografo ad avviare un thread "Questar Astrophotography Images (Post your here)" per consolidare tutte le meravigliose immagini in un unico grande thread.

#2 Gregory Gross

A differenza di un'impressionante osservazione lunare recente con una trama sorprendente su un maria liscio al terminatore, il disco solare era insignificante e praticamente privo di caratteristiche. Un sacco di miraggi dal movimento dell'aria visto all'arto, e una leggera diminuzione della luminosità all'arto, ma nessuna trama o macchie.

Oh hum. La luminosità con il filtro "piatto d'insalata" era confortevole (a differenza della vista del mirino che era sul lato positivo ma non scomoda per brevi periodi).

Sembra che il seeing non fosse così grande quando hai osservato il Sole nel tuo Q7. A che ora del giorno eri fuori? Trovo che le ore di metà mattina prima che il calore del Sole inizi davvero a smuovere l'atmosfera sia il momento migliore per l'osservazione solare. Mi sento come se fossi uscito troppo tardi con la mia attrezzatura solare quando l'orologio ticchetta dopo le 11 o giù di lì.

Con mia grande sorpresa, alcune persone hanno segnalato sul thread "Come usi il tuo Questar?" che hanno osservato la granulazione fotosferica con filtri solari a tutta apertura attaccati ai loro Q da 3,5 pollici. Immagino che un Q da 7 pollici esagererà gli effetti che una scarsa visibilità ha sull'offuscamento di qualsiasi granulazione che si potrebbe essere in grado di vedere La prossima volta che sarai fuori per una sessione di osservazione solare, sarebbe molto interessante fare un confronto fianco a fianco delle prestazioni del tuo Q7 con un Q3.5 dotato di un filtro solare a tutta apertura. portata più piccola funzionerà meglio?

Per inciso, quella "leggera diminuzione della luminosità all'arto" è un fenomeno chiamato oscuramento dell'arto. In sostanza, il gas fotosferico è più freddo, meno denso e meno opaco ad altitudini più elevate di quanto non sia più in basso. All'arto, vediamo quel gas solo a un livello più alto, quindi emette meno luce e appare più scuro. Al centro del disco, tuttavia, si osserva uno strato più profondo, più caldo, più denso e più opaco della fotosfera. Penso che sia davvero carino vedere quell'effetto. È un promemoria che il Sole non è una solida palla di materia, ma piuttosto è un'enorme sfera ribollente di idrogeno.

#3 Gregory Gross

Sono uscito con la mia Questar del '62 lo scorso sabato sera approfittando del bel tempo che abbiamo avuto. Sto scoprendo sempre di più che il mio Questar vince come obiettivo di scelta durante quelle notti in cui il tempo è bello e la luna è pronta per la visualizzazione.

Questo è il forum Questar, giusto? Lasciami parlare un po' della mia domanda: non ho avuto problemi a mettere a fuoco tutte le caratteristiche lunari. Sapevo solo di aver inchiodato la messa a fuoco nonostante la minuscola piccola manopola di messa a fuoco. Pochissimo se nessun mirror flop. Trovo che 90 mm di apertura siano perfetti per l'osservazione lunare a disco intero e che l'oculare 40x si adatti comodamente alla Luna in quello che stimo approssimativamente essere il suo vero campo visivo di un grado. I miei rivestimenti falliti aiutano persino a ridurre leggermente la luminosità, rendendo l'esperienza di osservazione più confortevole.

In allegato c'è un'istantanea che ho scattato sabato scorso con una fotocamera Canon point-and-shoot puntata nell'oculare.

Miniature allegate

#4 Mike Allen

Ieri sera è uscito il mio Questar 3.5. Cielo limpido, trasparente, temperatura 30 gradi F. Vista un po' ruvida, con le stelle che mostrano un disco spurio bello e rotondo, ma il primo anello di diffrazione è rotto dalla turbolenza. Luna leggermente ad ovest del meridiano e un giorno prima del primo quarto.

Iniziato negli altopiani lunari che formano il confine settentrionale del Mare Serenitatis. Il terminatore ha tagliato i flussi di lava all'estremità occidentale di Rima Calippus. Si poteva vedere la rima, ma i dettagli fini erano difficili a causa del seeing. La cupola di San Valentino era nascosta nell'oscurità dietro il terminatore. Il cratere Posidonio appariva come un meraviglioso guazzabuglio di rimea e crolli.

Ho navigato lentamente a sud nelle regioni occidentali del Mare Tranquillitatis, dove ho trascorso un po' di tempo a studiare le due grandi cupole vicino al cratere Arago, alfa e beta. Erano facili da vedere. Riuscivo perfino a distinguere le loro vette ruvide causate da numerose sporgenze. Le cupole sono larghe circa 25 km e alte 300 metri, con una pendenza di soli 1,5 gradi. Sono un po' come i vulcani a scudo qui sulla terra.

Mentre la Luna si spostava più a ovest, sono passato agli oggetti del cielo profondo dall'Auriga, ai piedi dei Gemelli. Ho usato la carta 37 nell'atlante stellare Interstellarum per il mio viaggio di scoperta. Ho iniziato nell'Auriga meridionale presso l'ammasso aperto Mel 31, quindi ho seguito una scia di stelle fino alla nebulosa NGC 1931. La nebulosa è facilmente visibile, considerando il suo diametro ridotto, insieme all'ammasso St 9 nello stesso campo visivo. È stato eseguito un rapido salto a M 36, quindi una lenta e pigra camminata seguendo una scia di stelle fino a M 35. Lungo la strada mi sono fermato a guardare a bocca aperta le stelle doppie Struve 753 e Struve 764. M 35 è stata una vera delizia, insieme a il molto più difficile ammasso NGC 2158. La mia ultima passeggiata tra le stelle la scorsa notte si è rivelata il proverbiale "ponte troppo lontano". Da M 35 mi sono spostato con cautela a nord verso la nebulosa a riflessione VdB 65. Usando il Brandon da 16 mm e il mio atlante stellare, ho inseguito la mia preda, spostandomi da un gruppo di stelle all'altro, mentre ruotavo i controlli al rallentatore in AR e DEC.

Quando finalmente sono arrivato alla posizione della nebulosa, ho visto. Niente. Ho anche tirato fuori il mio atlante delle stelle del millennio per confermare la mia posizione. Tutte le stelle erano lì come mostrato sull'atlante. Si poteva vedere anche la stella di magnitudine 10,5 che illumina la nebulosa. Ci riproverò quando non c'è il chiaro di luna a ostacolare la vista.

#5 rcwolpert

Ottimo resoconto, Mike! Adoro questi!

#6 farmaci

Finalmente una giornata di sole (ma freddina)! Ho deciso di installare la mia nuova Q con le gambe del treppiede sul tappeto del mio ufficio a casa al secondo piano e aprire la finestra per osservare pigramente il sole. Dopo un rapidissimo allineamento "polare" indoor, ho collegato per la prima volta il PG III. Il tempo stimato dall'estrazione della Q dalla scatola per vedere con successo il disco solare (senza caratteristiche) nel mio oculare da 24 mm è stato forse al massimo di 5 minuti! Che ci crediate o no, l'allineamento era abbastanza buono e ho dovuto fare solo rare regolazioni per mantenere il disco solare nel campo visivo.

Più tardi nel pomeriggio, ho tentato di vedere la luna gibbosa attraverso le finestre al piano di sopra, ma c'era molta distorsione dal vetro della finestra, quindi sono uscito e ho impostato la Q su un treppiede alta-az per l'osservazione da seduti. Splendide vedute di Copernico. Vallis Alpes era molto ben delimitata e vista molto meglio che nei miei precedenti telescopi. È stato così bello poter scorrere con le dita da bassa ad alta potenza senza dover cambiare gli oculari. Ho identificato diversi nuovi crateri di interesse.

Le mie mani si stavano raffreddando e sapevo che Venere sarebbe stata visibile dietro l'angolo della casa, quindi ho preso il Q caricato sul treppiede e l'ho spostato facilmente per avere una visione migliore verso SW. Venere era gibbosa senza alcun colore distinguibile

Tutto sommato un'ora e mezza molto piacevole esplorando le meraviglie del sistema solare e rafforzando ulteriormente il motivo per cui sono totalmente innamorato del mio Questar!

#7 DRohrman

5 gennaio 2020. Tycho e il ramo sud.

Miniature allegate

#8 Orsetto di merluzzo

The Moon - 3 gennaio, 17:20 con il modello 2018 Titanium Questar 7 Astro.

Yuri, il proprietario della Telescope Engineering Company e produttore del mio rifrattore TEC180, che il mio Q7 misura molto bene, nonostante l'ostruzione centrale, mi ha detto che l'occhio umano è circa due volte più sensibile alla luce durante i 20 minuti o quindi prima della piena oscurità come dopo che la notte è completamente tramontata.

Ho installato il Q7 su una montatura StellarVue M2 su un treppiede Manfrotto 161 con un Ethos 21mm e 2,50 Dioptrx per compensare il mio significativo astigmatismo. Poiché la mia stanza del telescopio è tenuta alla stessa temperatura dell'esterno, non ci sono stati problemi di cooldown.

La Luna aveva quell'aspetto quasi cristallino che assume in questo breve lasso di tempo prima del completo tramonto. i panorami erano a dir poco spettacolari. Montes Appenninus è stato fantastico, anche considerando che erano passati 2-3 giorni dal vedere l'ideale. Anche Copernico è stato molto impressionante.

La vista più impressionante però era Mare Humorum. La chiarezza era incredibile. Nessuna onda interna nell'OTA e nessuna visualizzazione morbida. Con un Powermate 2x e un Ethos da 13 mm, sono arrivato a circa 390x con una chiarezza quasi perfetta. Ho contato 17 crateri in Humorum e ho smesso di contare, anche se ce ne sono stati sicuramente molti altri che riuscivo a malapena a vedere.

Questa è stata probabilmente la migliore vista di una Luna gibbosa che abbia mai avuto. La sessione è durata solo 15 minuti ma la qualità ha chiaramente superato la quantità. E quando ho finito, ho preso in mano l'intero sistema, sono tornato indietro di 6 piedi nella stanza del telescopio, ho chiuso le porte francesi e ho finito!

Modificato da Codbear, 19 gennaio 2020 - 16:55.

#9 justfred

Ieri sera ho tirato fuori il Q nel vialetto. Era un po' freddo ma severo chiaro. Ho preso i soliti sospetti in Auriga e Orion e quattro nuovi per me: The Christmas Tree Cluster (NGC2264), Kimble's Cascade, un grazioso ammasso aperto scintillante (NGC1502) all'estremità SE della Cascade e Stock 2 un grande debole ammasso aperto non lontano dalla cascata. Sono rimasto impressionato da Kimble - una linea di stelle molto lunga e quasi dritta (asterismo).

Incluse alcune doppie colorate: Eta Cas e Iota Cnc.

Era molto trasparente. L'Eskimo era ovvio e M1 era un debole bagliore che dovevi aspettare.

Il piccolo Q Standard del '66 ha resistito. L'oculare era il Brandon da 24 mm con la barlow interna di tanto in tanto.

Sono entrato poco dopo mezzanotte quando i miei piedi si sono raffreddati. era 27 gradi F - freddo per l'Alabama.

Sono in pensione da 22 giorni e sono abbastanza sicuro che mi piacerà. Ogni sera è un venerdì sera e ogni mattina è un sabato mattina.

#10 LunarOsservatore

Congratulazioni per la pensione! Hai intenzione di andare all'Osservatorio delle acque piovane ad aprile? Essere in pensione e tutto il resto.

#11 justfred

Grazie! Questo ritiro richiederà un po' di tempo per abituarsi - mi sento ancora come se fossi in ritardo per una riunione!

Sì a Mid South Star Gaze. Si terrà dal 22 al 25 aprile e pubblicherò qualcosa qui una volta che la registrazione sarà aperta sul sito web di Rainwater.

Ieri ho parlato con Rob Pettengill e ci terrà una presentazione sull'imaging con Questar 3.5. Questo sarà divertente!

#12 vecchio manastro

Ho trovato il thread corretto per questo rapporto. Il mio Questar 3.5" ha solo una settimana nelle mie mani. Dopo aver passato le prime due notti a valutare l'ottica e correggere una leggera collimazione errata, ieri sera sono riuscito a fare le cose per cui questo telescopio è stato progettato, l'osservazione visiva. La luna era a una buona altitudine e aveva solo quattro giorni circa. Le viste con il Brandon da 16 mm erano cristalline anche con l'obiettivo di Barlow. Ho usato i dettagli nei crateri Theophilus, Cyrillus e Catharina per vedere con quale potenza si sarebbero sbriciolati. la mia grande gioia hanno tenuto anche con il mio ortoscopio UO da 4 mm. Questo è 324x! Dopo aver trascorso un po' di tempo sulla luna, ho fatto alcuni oggetti del cielo profondo. Usando il mio fidato e vecchissimo Norton Star Atlas e il cercatore Questar con il Brandon da 16 mm gli oggetti erano facilmente trova. M46 e 47 erano fantastici nel campo nero come la pece. M48 mostrava uno sciame di stelle. M50 e NGC2244 fornivano viste abbastanza piacevoli così come il ricco ammasso M41. Infine sono passato a NGC2264 con la sua brillante stella centrale.Proprio quando una coltre di nuvole alte ha iniziato a coprire tutto, stavo risolvendo la doppia stella mu Canis Major. Quello era il mio ultimo oggetto. Il Questar ha fornito ciò che promette, ottiche superbe, risoluzione da vendere e la finezza meccanica di uno strumento accuratamente realizzato a mano. Il cercatore accoppiato al Brandon da 16 mm si abbinava così bene al Norton che trovare gli oggetti del cielo profondo è stato davvero facile. Il miglior cercatore di sempre. Questo telescopio è davvero un piccolo osservatorio autonomo.

#13 vecchio manastro

Ieri sera ho potuto osservare dei doppi con il Questar. La prima è stata Eta Orionis, una bella coppia brillante e facile per questo telescopio. Sia il primario che il secondario erano ben separati e mostravano il loro colore bianco brillante. Poi sono arrivato a mu Canis Majoris. Questa è una coppia che ho osservato prima. Questa volta anche a 324x non solo erano ben separati, ma mostravano un grande contrasto di colore con il primario arancio-rossastro e il secondario bluastro. Il secondario si trovava appena fuori dal primo anello di diffrazione. Lo faceva sembrare un anello di diamanti. Il prossimo obiettivo era 52 Orionis. A 1.2" di separazione questo è un buon test per il Questar. Ad alta potenza e quando il seeing è permesso, sono sicuro di aver visto un accenno di separazione. Altre volte una buona figura 8. Le nuvole hanno iniziato a insinuarsi da nord e hanno finito questo breve finestra di osservazione Anche in questo caso, il Questar ha reso tutto facile e piacevole.

#14 Joe Bergeron

Ho usato il mio Questar per osservare Venere attraverso lo schermo di una finestra e sembrava così. Bella!

#15 vecchio manastro

87970343_10157082095097444_3067930422689136640_n.jpg Ho usato il mio Questar per osservare Venere attraverso lo schermo di una finestra e sembrava così. Bella!

Questa immagine ha portato ricordi di molto tempo fa, quando ho costruito uno schermo di diffrazione (schermo fuori dalla finestra). Avrebbe dovuto aumentare il contrasto sui pianeti, specialmente su Venere. Le istruzioni sono uscite da un numero di Review of Popular Astronomy. Li ho ancora. Più tardi ho letto che questi schermi di diffrazione erano proprio come filtri. Hanno ridotto l'abbagliamento. Le immagini dei pianeti attraverso di loro erano molto simili alla tua immagine.

#16 justfred

Ieri sera ho tenuto una Messier Marathon di periferia isolata. I cieli si sono schiariti per la prima volta da settimane e gli eventi del club sono stati tutti cancellati, quindi ho deciso di vedere cosa si poteva osservare dal vialetto qui a casa. Solo 55 dei 110 oggetti possono essere visti dalla nostra casa qui nei sobborghi a sud di Birmingham. Gli alberi, la casa stessa e Oak Mountain verso sud ostruiscono il resto. Tutto al di sotto della declinazione di -5 gradi è nascosto. Ho comunque finito per vedere 39 degli oggetti che erano disponibili. I restanti 16 erano troppo deboli per il piccolo Mak da 89 mm di questa notte. Potevo "vedere" oggetti fino a magnitudine 9,3 ma niente di più debole. Non male per i cieli Bortle 5/6. Le nuvole sono rimaste lontane, le temperature erano a metà degli anni '50, il seeing e la trasparenza erano nella media e non c'era vento o luna con cui lottare. L'oculare utilizzato era un Brandon da 24 mm con il barlow interno che offre le migliori viste delle galassie. Ho fatto delle pause per la cena e un breve pisolino intorno alle 3 del mattino in attesa che altri oggetti ripulissero gli alberi. Ho finito alle 5 del mattino. Ho spostato il mirino tre volte durante la notte in posizioni diverse. La Q è perfetta per questo. Il mio è montato su un TriStand e devi solo prendere il tutto e fare un rapido allineamento nel nuovo punto. Lascia in funzione Powerguide e sei a posto non appena sei allineato.

Ho usato la sequenza di ricerca di Don Machholz dal sito SEDS. Quella lista, il Questar e il TriStand, un tavolino pieghevole in alluminio e una sedia per l'osservazione Star Bound erano tutto ciò di cui avevo bisogno.

Non possiamo stare tutti insieme in questo momento, ma possiamo ancora fare quello che possiamo da dove siamo e usare i forum per rimanere in contatto.

#17 cbwerner

Ben fatto, Fred! Nuvoloso qui, quindi ancora nessun avversario.

#18 Erik Bakker

Sono sicuro che hai passato una serata molto divertente con il tuo Questar Fred!

Grazie per averlo condiviso qui

#19 Terra Nova

Fred, grazie per il tuo meraviglioso report! È un'ispirazione per un'attività divertente in questi tempi legati a casa! Voglio provarlo una volta che il tempo qui si schiarisce!

#20 justfred

Grazie a tutti. Adesso lavorerò sulla lista di Caldwell. Anche se ci proverò solo per qualche notte :-) Dovrei riuscire a vederne 30 nelle prossime settimane da qui e forse qualcuna in più se il cielo mi lascia andare più debole di 9,3. Non è probabile qui nell'umido sud-est. :-(

Un sacco di cose per tenerci occupati per tutto il tempo necessario. Per favore, fate tutti la vostra parte per aiutare le cose a migliorare.

Fateci anche sapere cosa state vedendo!

#21 Oldmanastro

Finalmente dopo quasi due settimane di pioggia e nuvole, una notte serena con solo occasionali nuvole che vanno e vengono. Sono uscito al mio punto di osservazione sul tetto e il cielo era limpido al momento con un accenno di nuvole all'orizzonte occidentale. Le stelle brillavano regolarmente in un cielo trasparente. Era una notte da piccolo telescopio. Il Questar era fuori e allineato polare nel mio Celestar Wedgepod. Sono andato direttamente a M35 in Gemelli. Era già più basso nel cielo ma la vista era splendida. Il cluster ha occupato la maggior parte del campo con il Brandon da 16 mm. Lo Y asterismo che vedo sempre al centro era chiaramente lì tra la pletora di stelle puntiformi. NGC 2392 fu il prossimo. È stato facile trovarlo utilizzando il mirino Norton e Questar. La luminosità centrale era chiaramente distinguibile in questa nebulosa planetaria. Era anche meglio a 180x usando il barlow. Delta Geminorum era il prossimo. Bella e facile coppia per il Questar e buon contrasto contro un campo scuro. È interessante notare che non ho avuto fortuna con Kappa Geminorum, ma potrebbero essere state le condizioni di visibilità e il fatto che fosse basso nel cielo. 38 Gem è stato facile mostrare una spaccatura pulita e un contrasto molto bello, ma questo è facile per il Questar. Sono passato al Cancro a caccia di M67. Ancora una volta facile per il cercatore Questar e un'ottima visuale con i 16mm di questo ricco ammasso. L'alveare (M44) non poteva essere lasciato indietro ed era un grande spettacolo di stelle puntiformi molto luminose che coprivano l'intero campo sia nei Brandon da 16 che da 24 mm. Sono stati osservati due doppi in Cancer, 57 Cancri e Otrube 215. Entrambi a 1,5" di separazione e spaccature pulite. Sono al di sopra del limite di Dawes per il Questar ma proprio lì al limite di Raleigh. Da Cancer sono andato a Leo per dare un'occhiata a Algieba. Sembra l'immagine da manuale di una perfetta doppietta splitter con gli intensi colori giallo-arancio. Porrina in Vergine è stata la prossima. Una bella vista della coppia bianco-bianco. Infine ho voluto dare una prima occhiata a Cor Caroli con il Questar. In questo punto l'allineamento polare significa che il telescopio sta guardando Polaris 18 gradi sopra l'orizzonte. Guardare Cor Caroli significava un po' osservare la posizione del contorsionista ma era lì. Non mi stanco mai di questo doppio. Uno dei miei colori preferiti contrasta con il primario bluastro e il secondario giallo.

Era già mezzanotte quando ho chiamato una notte.

Modificato da oldmanastro, 30 marzo 2020 - 13:13.

#22 rcwolpert

Guido, mi è piaciuto molto il tuo report! Grazie.

#23 vecchio manastro

Guido, mi è piaciuto molto il tuo report! Grazie.

Grazie e come puoi vedere il mio correttore automatico ha convertito Algieba in Algebra!!

#24 justfred

E sono geloso della tua latitudine meridionale! Ho avuto un assaggio della Nebulosa Carina al Winter Star Party nelle Florida Keys all'inizio di quest'anno.

Omega Centauri è basso come andiamo qui a 33degN.

#25 vecchio manastro

Ottimo resoconto, Guido.

E sono geloso della tua latitudine meridionale! Ho avuto un assaggio della Nebulosa Carina al Winter Star Party nelle Florida Keys all'inizio di quest'anno.

Omega Centauri è basso come andiamo qui a 33degN.

Grazie,

Fred

Grazie Fred. I miei cieli migliori sono a sud-sud-est. Ieri le nuvole hanno ostacolato la mia vista a sud, ma più tardi di notte ho potuto vedere la Croce del Sud che si alzava bassa a sud. Anche i pianeti sono alti qui. Dall'altro lato della medaglia, durante l'estate abbiamo molta polvere del Sahara che oscura le osservazioni dei DSO e rende la trasparenza del cielo molto scarsa. Inoltre aumenta il calore quotidiano e lo sostiene durante la notte. Non è divertente osservare di notte con 90 gradi e 70% o più di umidità. Ci sono alcune belle notti in estate, ma sono poche. Devo ancora dare un'occhiata alla Nebulosa Carina con il Questar. Vediamo se stasera il tempo si comporta.


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3.00 Risorse Eclipse

Un'eclissi solare offre agli studenti un'opportunità unica di vedere un fenomeno naturale che illustra i principi di base della matematica e delle scienze che vengono insegnati attraverso la scuola elementare e secondaria. In effetti, molti scienziati (compresi gli astronomi!) sono stati ispirati a studiare la scienza dopo aver visto un'eclissi solare totale. Gli insegnanti possono utilizzare le eclissi per mostrare come le leggi del moto e la matematica del moto orbitale possono prevedere il verificarsi delle eclissi. L'uso di fotocamere pinhole e telescopi o binocoli per osservare un'eclissi porta alla comprensione dell'ottica di questi dispositivi. L'aumento e la diminuzione dei livelli di luce ambientale durante un'eclissi illustrano i principi della radiometria e della fotometria, mentre le lezioni di biologia possono osservare il comportamento associato di piante e animali.È anche un'opportunità per i bambini in età scolare di contribuire attivamente alla ricerca scientifica: le osservazioni dei tempi di contatto in diversi punti lungo il percorso dell'eclissi sono utili per affinare la nostra conoscenza dei moti orbitali della luna e della terra, e schizzi e fotografie del la corona solare può essere utilizzata per costruire un'immagine tridimensionale dell'atmosfera estesa del sole durante l'eclissi.

Tuttavia, osservare il sole può essere pericoloso se non si prendono le dovute precauzioni. La radiazione solare che raggiunge la superficie terrestre include la radiazione ultravioletta (UV) a lunghezze d'onda superiori a 290 nm, fino alle onde radio nell'intervallo del metro. I tessuti dell'occhio trasmettono una parte sostanziale della radiazione tra 380 e 1400 nm alla retina fotosensibile nella parte posteriore dell'occhio. Mentre è noto che l'esposizione ambientale alle radiazioni UV contribuisce all'invecchiamento accelerato degli strati esterni dell'occhio e allo sviluppo della cataratta, la preoccupazione per la visione impropria del Sole durante un'eclissi è per lo sviluppo di "cecità da eclissi" o ustioni retiniche .

L'esposizione della retina alla luce visibile intensa provoca danni ai suoi bastoncelli e coni sensibili alla luce. La luce innesca una serie di complesse reazioni chimiche all'interno delle cellule che danneggiano la loro capacità di rispondere a uno stimolo visivo e, in casi estremi, possono distruggerle. Il risultato è una perdita della funzione visiva che può essere temporanea o permanente, a seconda della gravità del danno. Quando una persona guarda ripetutamente o a lungo il Sole senza un'adeguata protezione per gli occhi, questo danno fotochimico alla retina può essere accompagnato da una lesione termica: l'alto livello di luce visibile provoca un riscaldamento che letteralmente cuoce il tessuto esposto. Questa lesione termica o fotocoagulazione distrugge i bastoncelli e i coni, creando una piccola area cieca. Il pericolo per la vista è significativo perché le lesioni retiniche fotiche si verificano senza alcuna sensazione di dolore (la retina non ha recettori del dolore) e gli effetti visivi non si verificano per almeno diverse ore dopo che il danno è stato fatto (Pitts, 1993). La visualizzazione del sole attraverso un binocolo, un telescopio o altri dispositivi ottici senza filtri protettivi adeguati può provocare lesioni termiche alla retina a causa dell'elevato livello di irradiazione dovuto alla luce visibile, nonché alla radiazione infrarossa vicina, nell'immagine ingrandita.

L'unico momento in cui il Sole può essere visto in sicurezza ad occhio nudo è durante un'eclissi totale, quando la luna copre completamente il Sole. Non è mai sicuro guardare un'eclissi anulare o le fasi parziali di un'eclissi senza l'attrezzatura e le tecniche adeguate. Anche quando il 99,9% della superficie del sole (la fotosfera) è oscurato durante le fasi parziali di un'eclissi solare, la mezzaluna rimanente è ancora abbastanza intensa da causare un'ustione retinica, anche se i livelli di illuminazione sono paragonabili al crepuscolo (Chou, 1981, 1996 Marsh, 1982). Il mancato utilizzo di metodi di osservazione adeguati può provocare danni permanenti agli occhi o gravi perdite visive. Ciò può avere importanti effetti negativi sulle scelte di carriera e sul potenziale di guadagno, poiché è stato dimostrato che la maggior parte delle persone che subiscono lesioni agli occhi legate all'eclissi sono bambini e giovani adulti (Penner e McNair, 1966 Chou e Krailo, 1981).

Le stesse tecniche per osservare il Sole al di fuori delle eclissi vengono utilizzate per visualizzare e fotografare le eclissi solari anulari e il Sole parzialmente eclissato (Sherrod, 1981 Pasachoff 2000 Pasachoff & Covington, 1993 Reynolds & Sweetsir, 1995). Il metodo più sicuro ed economico è la proiezione. Un foro stenopeico o una piccola apertura viene utilizzato per formare un'immagine del Sole su uno schermo posto a circa un metro dietro l'apertura. Aperture multiple in perfboard, un cappello di paglia a trama larga o anche tra le dita intrecciate possono essere utilizzate per proiettare uno schema di immagini solari su uno schermo. Un effetto simile si osserva a terra sotto un albero a foglia larga: i tanti "fori di spillo" formati da foglie sovrapposte creano centinaia di immagini a forma di mezzaluna. È possibile utilizzare anche un binocolo o un piccolo telescopio montato su un treppiede per proiettare un'immagine ingrandita del Sole su un cartoncino bianco. Tutti questi metodi possono essere utilizzati per fornire una visione sicura delle fasi parziali di un'eclisse a un gruppo di osservatori, ma occorre prestare attenzione per garantire che nessuno guardi attraverso il dispositivo. Il vantaggio principale dei metodi di proiezione è che nessuno guarda direttamente il Sole. Lo svantaggio del metodo del foro stenopeico è che lo schermo deve essere posizionato almeno un metro dietro l'apertura per ottenere un'immagine solare abbastanza grande da poter essere vista facilmente.

Il sole può essere visualizzato direttamente solo quando vengono utilizzati filtri appositamente progettati per proteggere gli occhi. La maggior parte di questi filtri ha un sottile strato di lega di cromo o alluminio depositato sulle loro superfici che attenua sia la radiazione visibile che quella del vicino infrarosso. Un filtro solare sicuro dovrebbe trasmettere meno dello 0,003% (densità

4.5) di luce visibile (da 380 a 780 nm) e non più dello 0,5% (densità

2.3) della radiazione nel vicino infrarosso (780 a 1400 nm). La Figura 3.1 mostra le curve di trasmittanza per una selezione di filtri solari sicuri.

Uno dei filtri più ampiamente disponibili per l'osservazione solare sicura è il vetro per saldatori con ombra numero 14, che può essere ottenuto dalle prese di alimentazione della saldatura. Un'alternativa popolare ed economica è il poliestere alluminato che è stato realizzato appositamente per l'osservazione solare. ("Le coperte spaziali" e il poliestere alluminato usati nel giardinaggio NON sono adatti a questo scopo!) A differenza del vetro per saldatura, il poliestere alluminato può essere tagliato per adattarsi a qualsiasi dispositivo di visualizzazione e non si rompe quando cade. È stato recentemente rilevato che alcuni filtri in poliestere alluminato possono presentare grandi difetti (fino a circa 1 mm di dimensione) nei loro rivestimenti in alluminio che possono essere pericolosi. Un'analisi microscopica di esempi di tali difetti mostra che, nonostante il loro aspetto, i difetti derivano da un foro in uno dei due film di poliestere alluminato utilizzati nel filtro. Non esiste una grande apertura completamente priva del rivestimento protettivo in alluminio. Sebbene si tratti di un problema di controllo della qualità, la presenza di un difetto nel rivestimento in alluminio non implica necessariamente che il filtro sia pericoloso. In caso di dubbio, non utilizzare un filtro solare in poliestere alluminato che presenta difetti di rivestimento di dimensioni superiori a 0,2 mm o più di un singolo difetto in una qualsiasi zona circolare di 5 mm del filtro.

Un'alternativa al materiale filtrante solare in poliestere alluminato che è diventato molto popolare è il "polimero nero" in cui le particelle di carbonio sono sospese in una matrice di resina. Questo materiale è un po' più rigido del poliestere e richiede una cella di tenuta speciale se deve essere utilizzato nella parte anteriore di binocoli, teleobiettivi o telescopi. Inteso principalmente come filtro visivo, il polimero fornisce un'immagine gialla del Sole (il poliestere alluminato produce un'immagine blu-bianca). Questo tipo di filtro può mostrare variazioni significative nella densità della tinta attraverso la sua estensione, alcune aree possono apparire molto più chiare di altre. Le aree più chiare del filtro trasmettono più radiazioni infrarosse di quanto potrebbe essere desiderabile. Uno sviluppo recente è un filtro costituito da un polimero nero rivestito di alluminio. Combinando le migliori caratteristiche del poliestere e del polimero nero, questo nuovo materiale potrebbe eventualmente sostituire entrambi come filtro preferito nei visori di eclissi solare. La curva di trasmittanza di uno di questi filtri ibridi (Polymer Plus di Thousand Oaks Optical) è mostrata nella Figura 3.1. Un altro materiale, Baader AstroSolar Safety Film, può essere utilizzato per osservazioni solari sia visive che fotografiche. È un film di resina ultrasottile con un'eccellente qualità ottica e una luce meno diffusa rispetto alla maggior parte dei filtri in poliestere.

Molti osservatori solari esperti utilizzano uno o due strati di pellicola in bianco e nero che è stata completamente esposta alla luce e sviluppata alla massima densità. L'argento metallico contenuto nell'emulsione del film è il filtro protettivo, tuttavia qualsiasi negativo in bianco e nero con immagini non è adatto a questo scopo. Più recentemente, gli osservatori solari hanno utilizzato floppy disk e compact disk (CD e CD-ROM) come filtri protettivi coprendo le aperture centrali e guardando attraverso il supporto del disco. Tuttavia, la qualità ottica dell'immagine solare formata da un floppy disk o CD è relativamente scarsa rispetto al poliestere alluminato o al vetro per saldatori. Alcuni CD sono realizzati con rivestimenti in alluminio molto sottili che non sono sicuri - se riesci a vedere attraverso il CD con la normale illuminazione della stanza, non usarlo!! Nessun filtro deve essere utilizzato con un dispositivo ottico (ad es. binocolo, telescopio, fotocamera) a meno che non sia stato specificamente progettato per tale scopo e non sia montato all'estremità anteriore. Alcune fonti di filtri solari sono elencate di seguito.

I filtri non sicuri includono pellicole a colori, pellicole in bianco e nero che non contengono argento, negativi su pellicola con immagini su di essi, vetro fumé, occhiali da sole (coppie singole o multiple), filtri fotografici a densità neutra e filtri polarizzatori. La maggior parte di questi trasmettono alti livelli di radiazioni infrarosse invisibili che possono causare un'ustione termica della retina (vedi Figura 3.1). Il fatto che il Sole appaia fioco, o che non provi alcun disagio quando guardi il Sole attraverso il filtro, non è una garanzia che i tuoi occhi siano al sicuro. Anche i filtri solari progettati per essere inseriti negli oculari spesso forniti con telescopi economici sono pericolosi. Questi filtri di vetro spesso si rompono inaspettatamente a causa del surriscaldamento quando il telescopio è puntato verso il Sole e il danno alla retina può verificarsi più velocemente di quanto l'osservatore possa spostare l'occhio dall'oculare. Evitare rischi inutili. Il tuo planetario locale, la centrale scientifica o il club di astronomia amatoriale possono fornire ulteriori informazioni su come osservare l'eclissi in sicurezza.

Ci sono alcune preoccupazioni che le radiazioni UVA (lunghezze d'onda comprese tra 315 e 380 nm) alla luce del sole possano anche influenzare negativamente la retina (Del Priore, 1991). Sebbene ci siano alcune prove sperimentali per questo, si applica solo al caso speciale di afachia, in cui la lente naturale dell'occhio è stata rimossa a causa di cataratta o lesioni e non sono stati applicati occhiali con protezione UV, lenti a contatto o intraoculari. In un occhio umano normale intatto, la radiazione UVA non raggiunge la retina perché viene assorbita dal cristallino. Nell'afachia, la normale esposizione ambientale alla radiazione solare UV può effettivamente causare danni cronici alla retina. Tuttavia, i materiali del filtro solare discussi in questo articolo attenuano la radiazione UV solare a un livello ben al di sotto dell'esposizione professionale minima consentita per i raggi UVA (ACGIH, 1994), quindi un osservatore afachico non corre ulteriori rischi di danno alla retina quando guarda il Sole attraverso un filtro solare adeguato.

Nei giorni e nelle settimane prima che si verifichi un'eclissi solare, ci sono spesso notizie e annunci nei media, che mettono in guardia sui pericoli di guardare l'eclissi. Sfortunatamente, nonostante le buone intenzioni dietro questi messaggi, spesso contengono disinformazione e possono essere progettati per spaventare le persone dal vedere l'eclissi. Tuttavia, questa tattica può ritorcersi contro, in particolare quando i messaggi sono destinati agli studenti. Uno studente che ascolta gli avvertimenti degli insegnanti e di altre autorità di non vedere l'eclissi a causa del pericolo per la vista e apprende in seguito che altri studenti l'hanno vista in modo sicuro, può sentirsi defraudato dell'esperienza. Avendo ora appreso che la figura dell'autorità era sbagliata in un'occasione, come reagirà questo studente quando vengono dati altri consigli relativi alla salute su droghe, AIDS o fumo? La disinformazione può essere altrettanto dannosa, se non peggiore di nessuna informazione (Pasachoff, 2001).


Universo oggi

È in corso una sequenza time lapse di autoriparazione. Credito immagine: ESA Clicca per ingrandire
Costruire astronavi è un lavoro duro. Sono pezzi di ingegneria di precisione che devono sopravvivere nell'ambiente senz'aria dello spazio, dove le temperature possono oscillare da centinaia di gradi Celsius a centinaia di gradi sotto lo zero in pochi istanti. Una volta che un veicolo spaziale è in orbita, gli ingegneri non hanno praticamente alcuna possibilità di riparare qualcosa che si rompe. Ma cosa accadrebbe se una navicella spaziale potesse ripararsi da sola?

Grazie a un nuovo studio finanziato dal Programma di studi generali dell'ESA e condotto dal Dipartimento di ingegneria aerospaziale dell'Università di Bristol, Regno Unito, gli ingegneri hanno compiuto un passo avanti verso questa straordinaria possibilità. Si sono ispirati alla natura.

“Quando ci tagliamo non dobbiamo incollarci di nuovo insieme, invece abbiamo un meccanismo di autoguarigione. Il nostro sangue si indurisce per formare un sigillo protettivo per la formazione di nuova pelle al di sotto, afferma il dottor Christopher Semprimoschnig, uno scienziato dei materiali presso il Centro europeo di ricerca sulla tecnologia spaziale dell'ESA (ESTEC) nei Paesi Bassi, che ha supervisionato lo studio.

Ha immaginato tali tagli come analoghi all'‘usura’ subita dalla navicella spaziale. Temperature estreme possono causare l'apertura di piccole crepe nella sovrastruttura, così come gli impatti dei micrometeroidi, piccoli granelli di polvere che viaggiano a velocità notevoli di diversi chilometri al secondo. Nel corso della vita di una missione le crepe si accumulano, indebolendo il veicolo spaziale fino a quando un guasto catastrofico diventa inevitabile.

La sfida per Semprimoschnig era quella di replicare il processo umano di guarigione di piccole crepe prima che possano aprirsi in qualcosa di più serio. Lui e il team di Bristol lo hanno fatto sostituendo una piccola percentuale delle fibre che attraversano un materiale composito resinoso, simile a quello utilizzato per realizzare componenti di veicoli spaziali, con fibre cave contenenti materiali adesivi. Ironia della sorte, per rendere il materiale autoriparabile, le fibre cave dovevano essere costituite da una sostanza facilmente frangibile: il vetro. “Quando si verifica un danno, le fibre devono rompersi facilmente altrimenti non possono rilasciare i liquidi per riempire le crepe ed eseguire la riparazione,”, afferma Semprimoschnig.

Nell'uomo, l'aria reagisce chimicamente con il sangue, indurendolo. Nell'ambiente senz'aria dello spazio, le vene meccaniche alternate devono essere riempite con resina liquida e uno speciale indurente che fuoriescono e si mescolano quando le fibre si rompono. Entrambi devono essere abbastanza liquidi da riempire rapidamente le crepe e indurirsi prima che evapori.

“Abbiamo fatto il primo passo, ma ci vuole almeno un decennio prima che questa tecnologia trovi la sua strada su un veicolo spaziale,”, dice Semprimoschnig, che crede che ora siano necessari test su larga scala.

La promessa di veicoli spaziali auto-guarigione apre la possibilità di missioni di durata più lunga. I vantaggi sono duplici. In primo luogo, raddoppiare la durata di un veicolo spaziale in orbita attorno alla Terra dimezzerebbe all'incirca il costo della missione. In secondo luogo, raddoppiare la vita dei veicoli spaziali significa che i pianificatori delle missioni potrebbero contemplare missioni verso destinazioni lontane nel Sistema Solare che attualmente sono troppo rischiose.

In breve, i veicoli spaziali autorigeneranti promettono una nuova era di veicoli spaziali più affidabili, il che significa più dati per gli scienziati e possibilità di telecomunicazioni più affidabili per tutti noi.

Tempeste saturniane in procinto di fondersi

Tempeste saturnine che turbinano nella regione “storm vicolo”. Credito immagine: NASA/JPL/SSI Clicca per ingrandire
Due tempeste di Saturno turbinano nella regione soprannominata informalmente "vicolo delle tempeste" dagli scienziati. Questa regione di media latitudine è stata attiva con tempeste da quando gli scienziati di Cassini hanno iniziato a monitorare Saturno all'inizio del 2004.

La grande tempesta a sinistra è di almeno 2.500 chilometri (1.600 miglia) da nord a sud. Questo è più grande delle tipiche tempeste nella regione, che hanno le dimensioni di grandi uragani terrestri, o circa 1.000 chilometri (600 miglia) di diametro. A sinistra, la tempesta più piccola è larga circa 700 chilometri (400 miglia).

Le due tempeste interagiscono. Le loro braccia filiformi sono intrecciate e potrebbero essersi unite alcuni giorni dopo che questa immagine è stata scattata. Vedere PIA06082 e PIA06083 per filmati di attività temporalesche in questa regione.

L'immagine è stata scattata con la telecamera ad angolo stretto della sonda Cassini il 9 dicembre 2005, a una distanza di circa 3,2 milioni di chilometri (2 milioni di miglia) da Saturno. L'immagine è stata ottenuta utilizzando un filtro sensibile alle lunghezze d'onda della luce infrarossa centrata a 727 nanometri. La scala dell'immagine è di 38 chilometri (23 miglia) per pixel.

La missione Cassini-Huygens è un progetto cooperativo della NASA, dell'Agenzia Spaziale Europea e dell'Agenzia Spaziale Italiana. Il Jet Propulsion Laboratory, una divisione del California Institute of Technology di Pasadena, gestisce la missione per la direzione della missione scientifica della NASA, Washington, D.C. L'orbiter Cassini e le sue due telecamere di bordo sono stati progettati, sviluppati e assemblati al JPL. Il centro operativo di imaging ha sede presso lo Space Science Institute di Boulder, nel Colorado.

Per ulteriori informazioni sulla missione Cassini-Huygens visitare http://saturn.jpl.nasa.gov. La homepage del team di imaging di Cassini è all'indirizzo http://ciclops.org.

Satelliti con un budget – mongolfiere ad alta quota

Fotografia del pallone scattata da 25 km. Credito immagine: Paul Verhage. Clicca per ingrandire.
Paul Verhage ha alcune foto che giureresti siano state scattate dallo spazio. E lo erano. Ma Verhage non è un astronauta, né lavora per la NASA o per qualsiasi azienda che abbia satelliti in orbita attorno alla Terra. È un insegnante nel distretto scolastico di Boise, Idaho. Il suo hobby, tuttavia, è fuori dal mondo.

Verhage è una delle circa 200 persone negli Stati Uniti che lanciano e recuperano quello che è stato chiamato un "satellite dei poveri". ,” ad una frazione del costo dei tradizionali veicoli di lancio di razzi.

Di solito, il costo per lanciare qualsiasi cosa nello spazio su razzi regolari è piuttosto elevato, raggiungendo migliaia di dollari per libbra. Inoltre, il periodo di attesa per l'inserimento dei payload in un manifest e il successivo avvio può essere di diversi anni.

Verhage afferma che il costo totale per la costruzione, il lancio e il recupero di questi Near Spacecraft è inferiore a $ 1.000. "I nostri veicoli di lancio e il carburante sono palloni meteorologici in lattice ed elio", ha detto.

Inoltre, una volta che un individuo o un piccolo gruppo inizia a progettare un Near Spacecraft, potrebbe essere pronto per il lancio entro sei-dodici mesi.

Verhage ha lanciato circa 50 palloni dal 1996. I carichi utili sul suo Near Spacecraft includono mini stazioni meteorologiche, contatori Geiger e telecamere.

Le bugie dello spazio vicino iniziano tra 60.000 e 75.000 piedi (

da 18 a 23 km) e continua fino a 62,5 miglia (100 km), dove inizia lo spazio.

“A queste altitudini, la pressione dell'aria è solo l'1% di quella a livello del suolo e la temperatura dell'aria è di circa -60 gradi F,” ha detto. “Queste condizioni sono più vicine alla superficie di Marte che alla superficie della Terra.”

Verhage ha anche affermato che a causa della bassa pressione dell'aria, l'aria è troppo sottile per rifrangere o disperdere la luce solare. Pertanto, il cielo è nero anziché blu. Quindi, ciò che si vede a queste altitudini è molto vicino a ciò che gli astronauti della navetta vedono dall'orbita.

Verhage ha detto che il suo volo più alto ha raggiunto un'altitudine di 114.600 piedi (35 km) e il suo più basso è andato a soli 8 piedi (2,4 metri) da terra.

Le parti principali di un Near Spacecraft sono computer di volo, una cellula e un sistema di recupero. Tutti questi componenti sono riutilizzabili per più voli."Pensa a costruire questo Near Spacecraft come a costruire il tuo Space Shuttle riutilizzabile", ha detto Verhage.

L'avionica esegue esperimenti, raccoglie dati e determina lo stato della navicella spaziale, e Verhage realizza i propri computer di volo. La cellula è solitamente la parte più economica del veicolo spaziale e può essere realizzata con materiali come Styrofoam e Ripstop Nylon, assemblati con colla a caldo.

Il sistema di recupero è costituito da un GPS, un ricevitore radio come un radioamatore e un laptop con software GPS. Inoltre, e probabilmente la cosa più importante è la Chase Crew. “È come un rally su strada,”, dice Verhage, “ma nessuno della Chase Crew sa con certezza dove andrà a finire!”

Il processo di lancio di un veicolo spaziale vicino comporta la preparazione della capsula, il riempimento del pallone con l'elio e il rilascio. Le velocità di salita dei palloni variano per ogni volo, ma in genere sono comprese tra 1000 e 1200 piedi al minuto, con i voli che impiegano 2-3 ore per raggiungere l'apogeo. Un palloncino pieno è alto circa 7 piedi e largo 6 piedi. Si espandono di dimensioni man mano che il pallone sale, e alla massima altitudine può essere largo più di 20 piedi.

Il volo termina quando il pallone scoppia a causa della ridotta pressione atmosferica. Per garantire un buon atterraggio, un paracadute viene pre-dispiegato prima del lancio. Un Near Spacecraft sarà in caduta libera, con velocità di oltre 6.000 piedi al minuto fino a circa 50.000 piedi di altitudine, dove l'aria è abbastanza densa da rallentare la capsula.

Il ricevitore GPS utilizzato da Verhage segnala la sua posizione ogni 60 secondi, quindi dopo che la navicella è atterrata, Verhage e il suo team di solito sanno dove si trova la navicella, ma recuperarla è principalmente una questione di essere in grado di arrivare dove si trova. Verhage ha perso solo una capsula. Le batterie si sono scaricate durante il volo, quindi il GPS non funzionava. Un'altra capsula è stata recuperata 815 giorni dopo il lancio, trovata dall'Air National Guard vicino a un poligono di bombardamento.

Alcuni palloni sono stati recuperati a sole 10 miglia dal sito di lancio, mentre altri hanno viaggiato a oltre 150 miglia di distanza.

“Alcuni dei recuperi sono facili,” ha detto Verhage. “In un volo, uno dei miei inseguitori, Dan Miller, ha catturato il pallone mentre atterrava. Ma alcuni recuperi in Idaho sono difficili. In alcuni casi abbiamo passato ore a scalare una montagna

Altri esperimenti che Verhage ha condotto includono un fotometro a luce visibile, fotometri a larghezza di banda media, un radiometro a infrarossi, un aliante, la sopravvivenza degli insetti e l'esposizione ai batteri.

Uno degli esperimenti più interessanti di Verhage riguardava l'uso di un contatore Geiger per misurare la radiazione cosmica. A terra, un contatore Geiger rileva circa 4 raggi cosmici al minuto. A 62.000 il conteggio va a 800 conteggi al minuto, ma Verhage ha scoperto che al di sopra di quell'altitudine il conteggio diminuisce. "Ho imparato a conoscere i raggi cosmici primari da quella scoperta", ha detto.

Far volare gli esperimenti è una grande esperienza, ha detto Verhage, ma lanciare una fotocamera e ottenere immagini dallo spazio vicino fornisce un fattore “wow” insostituibile. "Avere un'immagine della Terra che mostra la sua curvatura è piuttosto sorprendente", ha detto Verhage.

“Per le fotocamere,”, “più sono stupide, meglio è. Troppe delle nuove fotocamere hanno una funzione di risparmio energetico, quindi si spengono quando non vengono utilizzate per così tanti minuti. Quando si spengono a 50.000 piedi, non c'è niente che posso fare per riaccenderli

Sebbene le fotocamere digitali siano facili da interfacciare con il computer di bordo, ha affermato Verhage, richiedono anche un cablaggio inventivo per evitare che la fotocamera si spenga. Ha detto che finora le sue foto migliori sono arrivate da fotocamere a pellicola.

Verhage sta scrivendo un e-book che descrive in dettaglio come costruire, lanciare e recuperare un Near Spacecraft e i primi 8 capitoli sono disponibili gratuitamente online. L'e-book avrà 15 capitoli una volta terminato, per un totale di circa 800 pagine di lunghezza.
Parallax, l'azienda che produce un microcontrollore, sta sponsorizzando la pubblicazione dell'e-book.

Verhage insegna elettronica al Dehryl A. Dennis Professional Technical Center di Boise. Scrive una rubrica bimestrale sulle sue avventure con ARHAB per la rivista Nuts and Volts e condivide anche il suo entusiasmo per l'esplorazione dello spazio attraverso il programma NASA/JPL Solar System Ambassador.

Verhage ha affermato che il suo hobby comprende tutto ciò a cui è interessato: GPS, microcontrollori ed esplorazione dello spazio, e incoraggia chiunque a provare l'emozione di inviare una navicella spaziale nel Near Space.

L'asteroide si è rotto 8,2 milioni di anni fa

La terra. Credito immagine: NASA Clicca per ingrandire
In un nuovo studio che fornisce un nuovo modo di guardare al passato del nostro sistema solare, un gruppo di scienziati planetari e geochimici annuncia di aver trovato prove sulla Terra di una rottura o collisione di asteroidi avvenuta 8,2 milioni di anni fa.

Nel numero del 19 gennaio della rivista Nature, gli scienziati del California Institute of Technology, del Southwest Research Institute (SwRI) e della Charles University nella Repubblica Ceca mostrano che i campioni di carote di sedimenti oceanici sono coerenti con le simulazioni al computer della rottura di un corpo largo 100 miglia nella fascia di asteroidi tra Marte e Giove. I frammenti più grandi di questo asteroide sono ancora in orbita attorno alla fascia degli asteroidi e la loro ipotetica fonte è nota da anni come l'asteroide “Veritas.”

Ken Farley del Caltech ha scoperto un picco in un raro isotopo noto come elio 3 che è iniziato 8,2 milioni di anni fa e gradualmente è diminuito nei successivi 1,5 milioni di anni. Questa informazione suggerisce che la Terra deve essere stata spolverata con una fonte extraterrestre.

“Il picco di elio 3 trovato in questi sedimenti è la prova evidente che qualcosa di abbastanza drammatico accadde alla popolazione di polvere interplanetaria 8,2 milioni di anni fa,” afferma Farley, professore di geochimica della Keck Foundation al Caltech e presidente della Divisione di Geologia. e Scienze Planetarie. “È uno dei più grandi eventi di polvere degli ultimi 80 milioni di anni.”

La polvere interplanetaria è composta da frammenti di roccia da poche a diverse centinaia di micron di diametro prodotti da collisioni di asteroidi o espulsi da comete. La polvere interplanetaria migra verso il sole e lungo il percorso parte di questa polvere viene catturata dal campo gravitazionale terrestre e depositata sulla sua superficie.

Attualmente, più di 20.000 tonnellate di questo materiale si accumulano sulla Terra ogni anno, ma il tasso di accrescimento dovrebbe fluttuare con il livello delle collisioni di asteroidi e le variazioni del numero di comete attive. Osservando antichi sedimenti che includono sia polvere interplanetaria che ordinario sedimento terrestre, i ricercatori sono stati in grado per la prima volta di rilevare i principali eventi del sistema solare che producono polvere del passato.

Poiché le particelle di polvere interplanetaria sono così piccole e rare nei sedimenti, significativamente meno di una parte per milione, sono difficili da rilevare utilizzando misurazioni dirette. Tuttavia, queste particelle sono estremamente ricche di elio 3, rispetto ai materiali terrestri. Nell'ultimo decennio, Ken Farley ha misurato le concentrazioni di elio 3 nei sedimenti formati negli ultimi 80 milioni di anni per creare una registrazione del flusso di polvere interplanetario.

Per assicurarsi che il picco non fosse un colpo di fortuna presente in un solo sito sul fondo del mare, Farley ha studiato due diverse località: una nell'Oceano Indiano e una nell'Atlantico. L'evento viene registrato chiaramente in entrambi i siti.

Per trovare la fonte di queste particelle, William F. Bottke e David Nesvorny del Dipartimento di studi spaziali SwRI a Boulder, in Colorado, insieme a David Vokrouhlicky della Charles University, hanno studiato ammassi di orbite di asteroidi che sono probabilmente la conseguenza di antiche collisioni di asteroidi.

“Mentre gli asteroidi si scontrano costantemente l'uno contro l'altro nella fascia principale degli asteroidi,”, dice Bottke, “solo una volta ogni tanto uno estremamente grande si rompe.”

Gli scienziati hanno identificato un ammasso di frammenti di asteroidi le cui dimensioni, età e orbite notevolmente simili lo hanno reso un probabile candidato per l'evento di spolvero della Terra. Seguendo le orbite dell'ammasso all'indietro nel tempo utilizzando modelli al computer, hanno scoperto che, 8,2 milioni di anni fa, tutti i suoi frammenti condividevano lo stesso orientamento orbitale nello spazio. Questo evento definisce quando l'asteroide di 100 miglia di larghezza chiamato Veritas è stato spazzato via dall'impatto e coincide con il picco nei sedimenti interplanetari del fondale marino che Farley aveva trovato.

“L'interruzione di Veritas è stata straordinaria,”, afferma Nesvorny. “È stata la più grande collisione di asteroidi avvenuta negli ultimi 100 milioni di anni

Come controllo finale, il team SwRI-Czech ha utilizzato simulazioni al computer per seguire l'evoluzione delle particelle di polvere prodotte dall'evento di rottura di Veritas di 100 miglia di larghezza. Il loro lavoro mostra che l'evento Veritas potrebbe produrre il picco di polvere extraterrestre piovuta sulla Terra 8,2 milioni di anni fa, nonché un graduale declino del flusso di polvere.

"La corrispondenza tra i risultati del nostro modello e i depositi di elio 3 è molto convincente", afferma Vokrouhlicky. “Ci viene da chiederci se anche altri picchi di elio 3 nei nuclei oceanici possano essere ricondotti a rotture di asteroidi.

Questa ricerca è stata finanziata dal programma Planetary Geology and Geophysics della NASA e ha ricevuto ulteriore sostegno finanziario dall'agenzia di sovvenzioni della Repubblica Ceca e dal programma COBASE della National Science Foundation. L'articolo su Nature si intitola “Una pioggia di polvere del tardo Miocene dovuta alla rottura di un asteroide nella fascia principale.”

Juventae Chasma su Marte

La depressione della Juventae Chasma presa da HRSC. Credito immagine: ESA Clicca per ingrandire
Queste immagini, scattate dalla High Resolution Stereo Camera (HRSC) a bordo della navicella spaziale Mars Express dell'ESA, mostrano la depressione di Juventae Chasma, tagliata nelle pianure di Lunae Planum su Marte.

L'HRSC ha ottenuto queste immagini durante l'orbita 243 con una risoluzione al suolo di circa 23,4 metri per pixel. Le scene mostrano la regione di Lunae Planum, a circa 5? Sud e 297? Est.

La depressione di Juventae Chasma, situata a nord di Valles Marineris, taglia per più di 5000 metri le pianure di Lunae Planum. Il pavimento di Juventae Chasma è in parte coperto da dune.

Nella valle, a nord-est, c'è una montagna composta da materiale brillante e stratificato. Questa montagna è alta circa 2500 metri, ha una lunghezza di 59 chilometri e una larghezza fino a 23 chilometri.

Lo spettrometro OMEGA a bordo di Mars Express sarà in grado di confermare che questa montagna è effettivamente composta da depositi di solfato. Le scene a colori sono state derivate dai tre canali colore HRSC e dal canale nadir.

***image4:left***Le viste prospettiche sono state calcolate dal modello digitale del terreno derivato dai canali stereo. L'immagine anaglifica 3D è stata calcolata dal nadir e da un canale stereo. La risoluzione dell'immagine è stata ridotta per l'utilizzo su Internet.

Dischi a forma di cintura di Kuiper attorno a due stelle vicine

Due dischi di detriti assomigliano alla fascia di Kuiper. Credito immagine: UC Berkeley Clicca per ingrandire
Un'indagine del telescopio spaziale Hubble della NASA su 22 stelle vicine ha rivelato due con dischi di detriti luminosi che sembrano essere l'equivalente della fascia di Kuiper del nostro sistema solare, un anello di rocce ghiacciate al di fuori dell'orbita di Nettuno e la fonte di comete di breve periodo.

I dischi di detriti che circondano queste stelle rientrano in due categorie – cinture larghe e strette – che sembrano descrivere tutte e nove le stelle, incluso il sole, che sono noti per avere dischi di detriti legati alla formazione dei pianeti. In effetti, i bordi affilati esterni delle fasce strette, come la fascia di Kuiper nel nostro sistema solare, potrebbero essere un indizio dell'esistenza di un compagno simile a una stella che continuamente pulisce il bordo, allo stesso modo in cui pascere le lune tagliare i bordi degli anelli di detriti attorno a Saturno e Urano.

L'astronomo ricercatore Paul Kalas, il professore di astronomia James Graham e lo studente laureato Michael Fitzgerald dell'Università della California, Berkeley, insieme a Mark C. Clampin del Goddard Space Flight Center di Greenbelt, Md., riferiranno la loro scoperta e le loro conclusioni nel 18 gennaio. 20 numero di Astrophysical Journal Letters.

I nuovi dischi stellari, ciascuno a circa 60 anni luce dalla Terra, portano a nove il numero di stelle con dischi di detriti polverosi osservabili alle lunghezze d'onda visibili. I nuovi sono diversi, tuttavia, in quanto sono abbastanza vecchi – più di 300 milioni di anni – per essersi stabiliti in configurazioni stabili simili al pianeta stabile e alle orbite dei detriti nel nostro sistema solare, che è di 4,6 miliardi di anni. vecchio. Gli altri sette, ad eccezione del sole, vanno da decine di milioni a 200 milioni di anni – giovani per gli standard solari.

Inoltre, le masse delle stelle sono più vicine a quelle del sole.

"Questi sono i più antichi dischi di detriti visti alla luce riflessa e sono importanti perché mostrano come potrebbe apparire la fascia di Kuiper dall'esterno", ha affermato Kalas, il ricercatore capo. “Questi sono i tipi di stelle attorno ai quali ti aspetteresti di trovare zone abitabili e pianeti che potrebbero sviluppare la vita.”

La maggior parte dei dischi di detriti si perde nel bagliore della stella centrale, ma l'alta risoluzione e sensibilità della Advanced Camera for Surveys del telescopio spaziale Hubble ha reso possibile la ricerca di questi dischi dopo aver bloccato la luce della stella. Kalas ha scoperto dischi di detriti attorno ad altre due stelle (AU Microscopii e Fomalhaut) negli ultimi due anni, una delle quali con il telescopio Hubble, e ha studiato i dettagli della maggior parte delle altre stelle conosciute con i dischi.

"Sappiamo di più di 100 stelle che hanno un'emissione infrarossa superiore a quella emessa dalla stella e che l'emissione termica in eccesso proviene dalla polvere circumstellare", ha detto Kalas. “La parte difficile è ottenere immagini risolte che diano informazioni spaziali. Ora, due decenni dopo che sono stati scoperti per la prima volta, stiamo finalmente cominciando a vedere i dischi di polvere. Questi recenti rilevamenti sono davvero un tributo a tutto il duro lavoro svolto per aggiornare gli strumenti di Hubble durante l'ultima missione di manutenzione.

Il piccolo campionamento mostra già che tali dischi rientrano in due categorie: quelli con una fascia larga, più larga di circa 50 unità astronomiche e quelli stretti con una larghezza compresa tra 20 e 30 AU e un confine esterno netto, probabilmente come la nostra fascia di Kuiper. Un'unità astronomica, o AU, è la distanza media tra la Terra e il sole, circa 93 milioni di miglia. Si pensa che la nostra fascia di Kuiper sia stretta, estendendosi dall'orbita di Nettuno a 30 AU a circa 50 AU.

La maggior parte dei dischi di detriti noti sembra avere un'area centrale liberata dai detriti, forse dai pianeti, che sono probabilmente responsabili dei bordi interni affilati di molte di queste cinture.

Kalas e Graham ipotizzano che le stelle che hanno anche bordi affilati rispetto ai loro dischi di detriti abbiano una compagna – una stella o una nana bruna, forse – che impedisce al disco di espandersi verso l'esterno, in modo simile al modo in cui le lune di Saturno modellano il bordi di molti degli anelli del pianeta.

“La storia di come si crea un anello attorno a un pianeta potrebbe essere la stessa di quella di creare anelli attorno a una stella,” Kalas. Si sa che solo una delle nove stelle ha una compagna, ma poi, ha detto, nessuno ha ancora guardato la maggior parte di queste stelle per vedere se hanno compagne deboli a grandi distanze dalla stella primaria.

Suggerisce che una stella vagante che passa potrebbe aver strappato i bordi del disco planetario originale, ma sarebbe necessario un compagno delle dimensioni di una stella per evitare che il materiale rimanente del disco, come asteroidi, comete e polvere, si diffonda verso l'esterno.

Se fosse vero, ciò significherebbe che anche il sole ha un compagno che mantiene la fascia di Kuiper confinata entro un confine netto. Sebbene una stella compagna sia stata proposta prima di – più di recente dal professore di fisica dell'UC Berkeley Richard Muller, che ha soprannominato la compagna Nemesis, non è stata trovata alcuna prova per tale compagna.

Un'incertezza chiave, ha detto Kalas, è che mentre possiamo vedere molti dei grandi planetesimi nella nostra fascia di Kuiper, possiamo a malapena rilevare la polvere.

"Ironicamente, il nostro disco di detriti è il più vicino, ma ne sappiamo meno", ha detto. “Vorremmo davvero sapere se la polvere nella nostra fascia di Kuiper si estende significativamente oltre il bordo di 50 AU degli oggetti più grandi. Quando acquisiamo queste informazioni, solo allora saremo in grado di posizionare correttamente il nostro sole nelle categorie del disco largo o stretto.”

Il rilevamento stellare di Kalas, Graham, Fitzgerald e Clampin è stato uno dei primi progetti della Advanced Camera for Surveys a bordo dell'Hubble, installata nel 2002. Le 22 stelle sono state osservate in un periodo di due anni fino a settembre 2004. Le stelle con dischi di detriti rilevabili alla luce visibile erano HD 53143, una stella K leggermente più piccola del sole ma vecchia di circa 1 miliardo di anni, e HD 139664, una stella F leggermente più grande del sole ma di soli 300 milioni di anni.

"Una è una stella K e l'altra è una stella F, quindi è più probabile che formino sistemi planetari con la vita rispetto alle stelle massicce e di breve durata come beta-Pictoris e Fomalhaut", ha osservato. “Quando osserviamo HD 53143 e HD 139664, potremmo osservare specchi astrofisici della nostra fascia di Kuiper.”

Il disco attorno alla più antica delle due stelle, HD 53143, è ampio come quello di beta-Pictoris (beta-Pic), che fu il primo disco di detriti mai osservato, circa 20 anni fa, e di AU Microscopii (AU Mic), che Kalas scoperto l'anno scorso. Sia beta-Pic che AU Mic hanno circa 10 milioni di anni.

Il disco intorno a HD 139664, tuttavia, è una fascia stretta, simile al disco intorno alla stella Fomalhaut, che Kalas ha ripreso per la prima volta all'inizio dello scorso anno. HD 139664 ha un bordo esterno molto tagliente a 109 AU, simile al bordo esterno tagliente della nostra fascia di Kuiper a 50 AU. La fascia intorno a HD 139664 inizia a circa 60 AU dalla stella e raggiunge il picco di densità a 83 AU.

"Se riusciamo a capire l'origine del bordo esterno tagliente intorno a HD 139664, potremmo capire meglio la storia del nostro sistema solare", ha detto Kalas.

La ricerca è stata supportata da sovvenzioni della NASA attraverso lo Space Telescope Science Institute.

Scoperto un acceleratore di particelle naturali

Un grafico che rappresenta ACE e Wind della NASA e la navicella spaziale Cluster dell'ESA che incontrano getti di particelle solari. Credito immagine: UC Berkeley Clicca per ingrandire
Una flotta di sonde meteorologiche spaziali della NASA e dell'Agenzia spaziale europea ha osservato un immenso getto di particelle caricate elettricamente nel vento solare tra il Sole e la Terra. Il getto, largo almeno 200 volte quanto la Terra, era alimentato da campi magnetici contrastanti in un processo chiamato “riconnessione magnetica”.
riconnessione magnetica nel vento solare

Questi getti sono il risultato di acceleratori di particelle naturali che fanno impallidire qualsiasi cosa costruita sulla Terra. Gli scienziati costruiscono acceleratori di particelle lunghi chilometri sulla Terra per frantumare gli atomi insieme nel tentativo di comprendere le leggi fondamentali della fisica.

Jet simili a riconnessione si verificano nello scudo magnetico terrestre, producendo effetti che possono disabilitare i veicoli spaziali orbitanti e causare gravi tempeste magnetiche sul nostro pianeta, a volte interrompendo le centrali elettriche.

I getti interplanetari appena scoperti sono molto più grandi di quelli che si verificano all'interno dello scudo magnetico terrestre. La nuova osservazione è la prima misurazione diretta che indica che la riconnessione magnetica può avvenire su scale immense.

Comprendere la riconnessione magnetica è fondamentale per comprendere i fenomeni esplosivi in ​​tutto l'Universo, come i brillamenti solari (esplosioni di miliardi di megatoni nell'atmosfera del Sole), i lampi di raggi gamma (intensi lampi di radiazioni da stelle esotiche) e la fusione nucleare in laboratorio. Proprio come un elastico può improvvisamente spezzarsi quando viene attorcigliato troppo, la riconnessione magnetica è un processo naturale mediante il quale l'energia in un campo magnetico sollecitato viene improvvisamente rilasciata quando cambia forma, accelerando le particelle (ioni ed elettroni).

"Solo con misurazioni coordinate da veicoli spaziali di connessione Sole-Terra come ACE, Wind e Cluster possiamo esplorare l'ambiente spaziale con dettagli senza precedenti e in tre dimensioni", afferma il dott. Tai Phan, autore principale dei risultati, dal Università della California, Berkeley. "L'ambiente spaziale vicino alla Terra è l'unico laboratorio naturale in cui possiamo effettuare misurazioni dirette della fisica dei fenomeni magnetici esplosivi che si verificano in tutto l'Universo." L'articolo di Phan appare come articolo di copertina su Nature il 12 gennaio.

Il vento solare è un flusso diluito di gas caricato elettricamente (ionizzato) che soffia continuamente dal Sole. Poiché il vento solare è caricato elettricamente, trasporta con sé campi magnetici solari. Il vento solare proveniente da diversi punti del Sole trasporta campi magnetici che puntano in direzioni diverse. La riconnessione magnetica nel vento solare avviene quando “fogli” di campi magnetici opposti vengono premuti insieme. In tal modo, i fogli si collegano per formare una sezione trasversale a forma di X che viene poi annichilita, o spezzata, per formare una nuova geometria della linea magnetica. La creazione di una diversa geometria magnetica produce estesi getti di particelle che si allontanano dal sito di riconnessione.

Fino a poco tempo fa, la riconnessione magnetica veniva segnalata principalmente nella “magnetosfera” terrestre, lo scudo magnetico naturale che circonda la Terra. È composto da linee di campo magnetico generate dal nostro pianeta, e ci difende dal flusso continuo di particelle cariche che compongono il vento solare deviandole. Tuttavia, quando le linee del campo magnetico interplanetario trasportate dal vento solare si trovano nell'orientamento opposto alle linee del campo magnetico terrestre, viene attivata la riconnessione e il materiale solare può sfondare lo scudo della Terra.

Alcuni precedenti eventi di riconnessione misurati nella magnetosfera terrestre suggerivano che il fenomeno fosse intrinsecamente casuale e di natura irregolare, estendendosi non più di poche decine di migliaia di chilometri (miglia). Tuttavia, "Questa scoperta risolve un dibattito di lunga data sul fatto che la riconnessione sia intrinsecamente irregolare o se invece possa operare in vaste regioni dello spazio", ha affermato il dott. Jack Gosling dell'Università del Colorado, coautore di la carta e un pioniere nella ricerca sulla riconnessione nello spazio.

Il quadro più ampio della riconnessione magnetica è emerso quando sei veicoli spaziali? i quattro veicoli spaziali Cluster dell'Agenzia spaziale europea e le sonde Advanced Composition Explorer (ACE) e Wind della NASA ? stavano volando nel vento solare al di fuori della magnetosfera terrestre il 2 febbraio 2002 e hanno fatto una scoperta casuale. Durante un lasso di tempo di circa due ore e mezza, tutti i veicoli spaziali hanno osservato in sequenza un unico enorme flusso di particelle a getto, largo almeno 2,5 milioni di chilometri (circa 1,5 milioni di miglia o quasi 200 diametri terrestri), causato dal più grande evento di riconnessione mai misurato direttamente.

"Se la riconnessione osservata fosse irregolare, molto probabilmente uno o più veicoli spaziali non avrebbero incontrato un flusso accelerato di particelle", ha detto Phan. “Inoltre, eventi di riconnessione irregolari e casuali avrebbero portato a diversi getti di rilevamento di veicoli spaziali diretti in direzioni diverse, il che non era il caso.”

Dal momento che la navicella ha rilevato il jet per più di due ore, la riconnessione deve essere stata quasi costante per almeno quel periodo di tempo. Altri 27 eventi di riconnessione su larga scala? con i relativi jet – sono stati identificati da ACE e Wind, quattro dei quali si estendevano per più di 50 diametri terrestri, ovvero 650.000 chilometri (circa 400.000 miglia). Grazie a questi dati aggiuntivi, il team ha potuto concludere che la riconnessione nel vento solare deve essere considerata un fenomeno esteso e costante.

L'evento del 2 febbraio 2002 avrebbe potuto essere considerevolmente più grande, ma la navicella spaziale era separata da non più di 200 diametri terrestri, quindi la sua vera estensione è sconosciuta. Due nuove missioni della NASA aiuteranno a misurare la dimensione effettiva di questi eventi e ad esaminarli in modo più dettagliato. La missione del Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), il cui lancio è previsto per maggio o giugno 2006, consisterà in due veicoli spaziali in orbita attorno al Sole su lati opposti della Terra, separati da ben 186 milioni di miglia (quasi 300 milioni di chilometri). La loro missione principale è osservare le espulsioni di massa coronale, eruzioni di miliardi di tonnellate di gas caricato elettricamente dal Sole, in tre dimensioni. Tuttavia, il veicolo spaziale sarà anche in grado di rilevare gli eventi di riconnessione magnetica che si verificano nel vento solare con strumenti che misurano i campi magnetici e le particelle cariche. La missione Magnetospheric Multi-Scale (MMS), prevista per il lancio nel 2013, utilizzerà quattro veicoli spaziali identici in varie orbite terrestri per eseguire studi dettagliati sulla causa della riconnessione magnetica nella magnetosfera terrestre.

Galassia fossile nell'universo primordiale

Vista del primo piano della galassia di Haro 11. Credito immagine: Hubble. clicca per ingrandire
Una minuscola galassia ha fatto intravedere agli astronomi un'epoca in cui si formarono i primi oggetti luminosi nell'universo, ponendo fine ai secoli bui che seguirono la nascita dell'universo.

Astronomi provenienti da Svezia, Spagna e dalla Johns Hopkins University hanno utilizzato il satellite Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) della NASA per effettuare la prima misurazione diretta della radiazione ionizzante che fuoriesce da una galassia nana in fase di formazione stellare. Il risultato, che ha ramificazioni per comprendere come si è evoluto l'universo primordiale, aiuterà gli astronomi a determinare se le prime stelle ? o qualche altro tipo di oggetto? pose fine all'era oscura cosmica.

Il team presenterà i suoi risultati il ​​12 gennaio al 207° meeting dell'American Astronomical Society a Washington, D.C.

Considerate da molti astronomi come reliquie di una fase iniziale dell'universo, le galassie nane sono piccole galassie molto deboli contenenti una grande frazione di gas e relativamente poche stelle. Secondo un modello di formazione delle galassie, molte di queste galassie più piccole si sono fuse per formare quelle più grandi di oggi. Se questo è vero, le galassie nane osservate ora possono essere pensate come “fossili” che sono riuscite a sopravvivere? senza cambiamenti significativi? da un periodo precedente.

Guidato da Nils Bergvall dell'Osservatorio Astronomico di Uppsala, in Svezia, il team ha osservato una piccola galassia, nota come Haro 11, che si trova a circa 281 milioni di anni luce di distanza nella costellazione meridionale dello Scultore. L'analisi del team dei dati FUSE ha prodotto un risultato importante: tra il 4% e il 10% della radiazione ionizzante prodotta dalle stelle calde in Haro 11 è in grado di fuggire nello spazio intergalattico.

La ionizzazione è il processo mediante il quale atomi e molecole vengono privati ​​degli elettroni e convertiti in ioni carichi positivamente. La storia del livello di ionizzazione è importante per comprendere l'evoluzione delle strutture nell'universo primordiale, perché determina la facilità con cui si possono formare stelle e galassie, secondo BG Andersson, ricercatore presso il Dipartimento di Fisica e Astronomia Henry A. Rowland presso Johns Hopkins e un membro del team FUSE.

“Più un gas diventa ionizzato, meno efficientemente può raffreddarsi. La velocità di raffreddamento a sua volta controlla la capacità del gas di formare strutture più dense, come stelle e galassie, ha detto Andersson. Più caldo è il gas, meno è probabile che si formino strutture, ha detto.

La storia della ionizzazione dell'universo rivela quindi quando si formarono i primi oggetti luminosi e quando iniziarono a brillare le prime stelle.

Il Big Bang si è verificato circa 13,7 miliardi di anni fa. A quel tempo, l'universo infantile era troppo caldo perché la luce splendesse. La materia è stata completamente ionizzata: gli atomi sono stati scomposti in elettroni e nuclei atomici, che diffondono la luce come nebbia. Mentre si espandeva e poi si raffreddava, la materia si combinava in atomi neutri di alcuni degli elementi più leggeri. L'impronta di questa transizione oggi è vista come radiazione cosmica di fondo a microonde.

L'universo attuale è, tuttavia, prevalentemente ionizzato Gli astronomi concordano generalmente sul fatto che questa reionizzazione si sia verificata tra 12,5 e 13 miliardi di anni fa, quando si stavano formando le prime galassie e ammassi di galassie su larga scala. I dettagli di questa ionizzazione non sono ancora chiari, ma sono di grande interesse per gli astronomi che studiano queste cosiddette "età oscure" dell'universo.

Gli astronomi non sono sicuri se le prime stelle o qualche altro tipo di oggetto abbiano posto fine a quei secoli bui, ma le osservazioni di FUSE di “Haro 11” forniscono un indizio.

Le osservazioni aiutano anche ad aumentare la comprensione di come l'universo è stato reionizzato. Secondo il team, i probabili contributori includono l'intensa radiazione generata quando la materia è caduta nei buchi neri che hanno formato quelli che ora vediamo come quasar e la fuoriuscita di radiazioni dalle regioni di prima formazione stellare. Ma fino ad ora non erano disponibili prove dirette della fattibilità di quest'ultimo meccanismo.

"Questo è l'ultimo esempio in cui l'osservazione FUSE di un oggetto relativamente vicino ha importanti ramificazioni per questioni cosmologiche", ha affermato il dott. George Sonneborn, scienziato del progetto NASA/FUSE presso il Goddard Space Flight Center della NASA, Greenbelt, Md.

Questo risultato è stato accettato per la pubblicazione dalla rivista europea Astronomy and Astrophysics.

Le lune della fascia di Kuiper potrebbero essere più comuni

Concetto dell'artista di Xena il Sole, che appare da lontano. Credito immagine: NASA/JPL-Caltech. clicca per ingrandire
In un passato non troppo lontano, si pensava che il pianeta Plutone fosse uno strano uccello nelle zone più esterne del sistema solare perché ha una luna, Caronte, che si è formata proprio come si è formata la luna della Terra. Ma Plutone sta ricevendo molta compagnia in questi giorni. Dei quattro oggetti più grandi della fascia di Kuiper, tre hanno una o più lune.

"Ora stiamo iniziando a capire che Plutone fa parte di una piccola famiglia di oggetti simili, quasi tutti hanno lune in orbita intorno a loro", afferma Antonin Bouchez, un astronomo del California Institute of Technology.

Bouchez ha discusso del suo lavoro sulla fascia di Kuiper al meeting invernale dell'American Astronomical Society (AAS).

Bouchez afferma che il puzzle per gli scienziati planetari è che, nel complesso, le centinaia di oggetti ora noti per abitare la fascia di Kuiper oltre l'orbita di Nettuno hanno solo circa l'11% di possibilità di possedere i propri satelliti. Ma tre dei quattro oggetti più grandi ora conosciuti nella regione hanno satelliti, il che significa che sono in atto processi diversi per i corpi grandi e piccoli.

Gli esperti sono stati abbastanza fiduciosi per un decennio o più che la luna di Plutone, Caronte, si fosse formata a seguito di un impatto, ma che il pianeta sembrava unico in questo. Secondo i modelli al computer, Plutone è stato colpito da un oggetto di circa la metà delle sue dimensioni, vaporizzando parte del materiale del pianeta. Un grosso pezzo, tuttavia, è stato staccato quasi intatto, formando Caronte, la luna di Plutone.

Si pensa che la luna della Terra si sia formata in modo simile, anche se la nostra luna molto probabilmente si è formata da un disco caldo di materiale lasciato in orbita dopo un impatto così violento.

Proprio nell'ultimo anno, gli astronomi hanno scoperto altre due lune per Plutone, ma è ancora opinione comune che l'enorme Caronte sia stato formato da un colpo di striscio con un altro corpo, e che tutti e tre i satelliti conosciuti, così come qualsiasi altra cosa non ancora individuata da Terra-sono stati costruiti dai detriti.

Per quanto riguarda gli altri oggetti della fascia di Kuiper, gli esperti all'inizio pensavano che i corpi acquisissero le loro lune solo occasionalmente catturandole attraverso la cattura gravitazionale. Per i corpi più piccoli, la cifra dell'11% sarebbe più o meno corretta.

Ma i corpi più grandi sono un'altra storia. Il più grande di tutti – e ancora in attesa di essere designato come decimo pianeta – è attualmente soprannominato “Xena.” Scoperto dal professore di scienze planetarie del Caltech Mike Brown e dai suoi associati, Chad Trujillo dell'Osservatorio Gemini e David Rabinowitz della Yale University, Xena è il 25% più grande di Plutone ed è noto per avere almeno una luna.

Il secondo oggetto più grande della fascia di Kuiper è Plutone, che ha tre lune e sta contando. Il terzo più grande è soprannominato “Santa” a causa del tempo della sua scoperta da parte del team di Mike Brown, ed è noto per avere due lune.

“Babbo Natale è strano,” dice Bouchez. “Normalmente ti aspetteresti che le lune si formino sullo stesso piano perché si sarebbero accumulate da un disco di materiale in orbita attorno al corpo principale.

“Ma le lune di Babbo Natale sono distanti 40 gradi. Non possiamo ancora spiegarlo

Il quarto oggetto più grande della fascia di Kuiper è soprannominato di nuovo “Easterbunny” –, a causa del tempo in cui il team Brown lo scoprì – e non si sa ancora che abbia una luna. Ma ad aprile, Bouchez e Brown guarderanno di nuovo Easterbunny con l'attrezzatura di ottica adattiva su uno dei telescopi Keck da 10 metri, e una luna potrebbe benissimo apparire.

Colpisci e scappa pianeti

Una superficie lunare fortemente craterizzata dal bombardamento di asteroidi. Credito immagine: NASA Clicca per ingrandire
Le collisioni mordi e fuggi tra pianeti embrionali durante un periodo critico nella prima storia del Sistema Solare possono spiegare alcune proprietà precedentemente inspiegabili di pianeti, asteroidi e meteoriti, secondo i ricercatori dell'Università della California, Santa Cruz, che hanno descritto le loro scoperte nel numero del 12 gennaio della rivista Nature.

I quattro pianeti “terrestri” o rocciosi (Terra, Marte, Venere e Mercurio) sono il prodotto di un periodo iniziale, della durata di decine di milioni di anni, di violente collisioni tra corpi planetari di varie dimensioni. Gli scienziati hanno principalmente considerato questi eventi in termini di accrescimento di nuovo materiale e altri effetti sul pianeta colpito, mentre poca attenzione è stata data all'impattore. (Per definizione, l'impattatore è il più piccolo dei due corpi in collisione.)

Ma quando i pianeti si scontrano, non restano sempre uniti. Circa la metà delle volte, un dispositivo di simulazione delle dimensioni di un pianeta che colpisce un altro corpo delle dimensioni di un pianeta rimbalza e queste collisioni "mordi e fuggi" hanno conseguenze drastiche per il dispositivo di simulazione, ha affermato Erik Asphaug, professore associato di Scienze della Terra presso l'UCSC e primo autore di la carta Natura.

“Finisci con pianeti che lasciano la scena del crimine con un aspetto molto diverso da quando sono entrati–possono perdere la loro atmosfera, la crosta e persino il mantello, oppure possono essere fatti a pezzi in una famiglia di oggetti più piccoli,“ 8221 Asphaug ha detto.

I resti di questi impattatori distrutti possono essere trovati in tutta la cintura di asteroidi e tra i meteoriti, che sono frammenti di altri corpi planetari che sono atterrati sulla Terra, ha detto. Anche il pianeta Mercurio potrebbe essere stato un impattatore mordi e fuggi a cui sono stati strappati gran parte dei suoi strati esterni, lasciandolo con un nucleo relativamente grande e una crosta e un mantello sottili, ha detto Asphaug. Questo scenario rimane tuttavia speculativo e richiede ulteriori studi, ha affermato.

Asphaug e il ricercatore post-dottorato Craig Agnor hanno utilizzato potenti computer per eseguire simulazioni di una serie di scenari, da incontri di pascolo a colpi diretti tra pianeti di dimensioni comparabili. Il coautore Quentin Williams, professore di Scienze della Terra all'UCSC, ha analizzato i risultati di queste simulazioni in termini di effetti sulla composizione e sullo stato finale degli oggetti residui.

I ricercatori hanno scoperto che anche incontri ravvicinati in cui i due oggetti non si scontrano effettivamente possono influenzare gravemente l'oggetto più piccolo.

"Quando due oggetti massicci passano l'uno vicino all'altro, le forze gravitazionali inducono drammatici cambiamenti fisici: decomprimendo, fondendo, strappando via il materiale e persino annientando l'oggetto più piccolo", ha detto Williams. “Puoi fare molta fisica e chimica sugli oggetti del Sistema Solare senza nemmeno toccarli.”

Un pianeta esercita un'enorme pressione su se stesso attraverso l'autogravità, ma l'attrazione gravitazionale di un oggetto più grande che passa nelle vicinanze può far cadere precipitosamente quella pressione. Gli effetti di questa depressurizzazione possono essere esplosivi, ha detto Williams.

"È come stappare la bevanda più gassata del mondo", ha detto. “Ciò che accade quando un pianeta viene decompresso del 50 percento è qualcosa che non comprendiamo molto bene in questa fase, ma può spostare la chimica e la fisica ovunque, producendo una complessità di materiali che potrebbe benissimo spiegare il l'eterogeneità che vediamo nei meteoriti.”

Si pensa che la formazione dei pianeti terrestri sia iniziata con una fase di lieve accrescimento all'interno di un disco di gas e polvere attorno al Sole. I pianeti embrionali hanno divorato gran parte del materiale intorno a loro fino a quando il Sistema Solare interno ha ospitato circa 100 pianeti dalle dimensioni della Luna a quelle di Marte, ha detto Asphaug. Le interazioni gravitazionali tra loro e con Giove hanno poi fatto uscire questi protopianeti dalle loro orbite circolari, dando inizio a un'era di impatti giganti che probabilmente è durata dai 30 ai 50 milioni di anni, ha detto.

Gli scienziati hanno usato i computer per simulare la formazione dei pianeti terrestri da centinaia di corpi più piccoli, ma la maggior parte di queste simulazioni ha ipotizzato che quando i pianeti si scontrano si attaccano, ha detto Asphaug.

"Abbiamo sempre saputo che è un'approssimazione, ma in realtà non è facile per i pianeti fondersi", ha detto. “I nostri calcoli mostrano che devono muoversi abbastanza lentamente e colpire quasi frontalmente per crescere.”

È facile per un pianeta attrarre e accrescere un oggetto molto più piccolo di se stesso. Negli impatti giganti tra corpi di dimensioni planetarie, tuttavia, l'impattore è di dimensioni paragonabili al bersaglio. Nel caso in cui un dispositivo di simulazione delle dimensioni di Marte colpisca un bersaglio delle dimensioni della Terra, il dispositivo di simulazione sarebbe un decimo della massa ma completamente la metà del diametro della Terra, ha affermato Asphaug.

“Immagina la collisione di due pianeti, uno grande la metà dell'altro, con un tipico angolo di impatto di 45 gradi.Circa la metà del pianeta più piccolo non interseca realmente il pianeta più grande, mentre l'altra metà è bloccata di colpo, ha detto Asphaug. Quindi c'è un enorme taglio in corso, e poi hai forze di marea incredibilmente potenti che agiscono a distanze ravvicinate. La combinazione funziona per separare il pianeta più piccolo anche mentre sta partendo, quindi nei casi più gravi l'impattore perde una grande frazione del suo mantello, per non parlare della sua atmosfera e della crosta.

Secondo Agnor, l'intero problema della formazione dei pianeti è estremamente complesso e per svelare il ruolo giocato dalle collisioni frammentarie mordi e fuggi richiederà ulteriori studi. Esaminando le collisioni planetarie dal punto di vista dell'impattore, tuttavia, i ricercatori dell'UCSC hanno identificato meccanismi fisici che possono spiegare molte caratteristiche sconcertanti degli asteroidi.

Le collisioni mordi e fuggi possono produrre una vasta gamma di diversi tipi di asteroidi, ha detto Williams. "Alcuni asteroidi sembrano piccoli pianeti, non molto disturbati, e all'altra estremità dello spettro ci sono quelli che sembrano ossa di cane ricche di ferro nello spazio", ha detto. “Si tratta di un meccanismo in grado di rimuovere diverse quantità del materiale roccioso che compone la crosta e il mantello. Ciò che rimane può variare dal solo nucleo ricco di ferro attraverso un'intera serie di miscele con diverse quantità di silicati.

Uno degli enigmi della fascia degli asteroidi è l'evidenza del diffuso scioglimento globale degli asteroidi. Il riscaldamento a impatto è inefficiente perché deposita calore localmente. Non è chiaro cosa potrebbe trasformare un asteroide in un grande blob fuso, ma la depressurizzazione in una collisione mordi e fuggi potrebbe fare il trucco, ha detto Asphaug.

“Se la pressione scende di un fattore due, puoi passare da qualcosa che è semplicemente caldo a qualcosa di fuso,”, ha detto.

La depressurizzazione può anche far evaporare l'acqua e rilasciare gas, il che spiegherebbe perché molti meteoriti differenziati tendono ad essere privi di acqua e altre sostanze volatili. Questi e altri processi coinvolti nelle collisioni mordi e fuggi dovrebbero essere studiati in modo più dettagliato, ha affermato Asphaug.

"È un nuovo meccanismo per l'evoluzione planetaria e la formazione di asteroidi, e suggerisce molti scenari interessanti che meritano ulteriori studi", ha detto.



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