Questo video, realizzato da SDO, mostra i tre anni del sole, a un ritmo di due immagini al giorno. Le immagini qui riportate sono basate su una lunghezza d’onda di 171 Angstrom, che è nell’ultravioletto estremo e mostra materiale solare a circa 600.000 Kelvin. In questa lunghezza d’onda è facile vedere la rotazione di 25 giorni del sole e come l’attività solare è aumentata in tre anni.
Nel corso del video, il sole aumenta sottilmente e diminuisce in dimensione apparente. Questo perché la distanza tra il veicolo spaziale SDO e il sole varia nel tempo. L’immagine è, tuttavia, molto coerente e stabile, nonostante il fatto che la SDO orbita intorno alla Terra a 6.876 miglia all’ora e la Terra orbita attorno al sole a 67,062 mila miglia all’ora. Tale stabilità è cruciale per gli scienziati, che utilizzano SDO per conoscere meglio il nostro stella più vicina.
Nel corso del video, il sole aumenta sottilmente e diminuisce in dimensione apparente. Questo perché la distanza tra il veicolo spaziale SDO e il sole varia nel tempo. L’immagine è, tuttavia, molto coerente e stabile, nonostante il fatto che la SDO orbita intorno alla Terra a 6.876 miglia all’ora e la Terra orbita attorno al sole a 67,062 mila miglia all’ora. Tale stabilità è cruciale per gli scienziati, che utilizzano SDO per conoscere meglio il nostro stella più vicina.
Queste immagini hanno regolarmente preso brillamenti solari e le espulsioni di massa coronale in atto, i tipi di tempo lo spazio che possono inviare la radiazione solare e di materiale verso la Terra e interferire con i satelliti nello spazio.
Ci sono diversi eventi degni di nota che compaiono brevemente in questo video. Essi comprendono le due eclissi parziale di Sole da parte della Luna, la più grande eruzione di questo ciclo solare, la cometa Lovejoy e il transito di Venere.
Eventi presenti nel video: 00:30 24 eclissi parziale di luna 00:31 ; 02 August 9, 2011 X6.9 Flare, attualmente il più grande di questo ciclo solare 01:28 ; 07 Cometa Lovejoy, 15 dic 2011 01:42 ; 29 della manovra di rotazione 1:51 ; 07 Transito di Venere, 5 Giugno 2012 02:28 ; 13 eclisse parziale di luna.
Perché osservare le stelle a diverse lunghezze d’onda? Per rispondere a questa domanda, la NASA ha realizzato e distribuito l’immagine di oggi che a prima vista potrebbe sembrare un collage di ritratti di stelle, caratterizzate da diversi colori, dimensioni, età e attività. In realtà, quello presentato è un puzzle di fotografie del nostro Sole che ci permette di comprendere come, guardare la nostra stella a diverse lunghezze d’onda, possa svelare fenomeni fisici diversi che avvengono al suo interno e sulla sua superficie.
Il collage è stato composto con dati recentemente raccolti da SDO, il Solar Dynamics Observatory, lanciato dalla NASA all’inizio del 2010 per generare immagini ad altissima risoluzione della nostra stella. Per raggiungere questo obiettivo, SDO utilizza diversi strumenti chiamati AIA (Amospheric Imaging Assembly) e HDMI (Helioseismic and Magnetic Imager) che permettono di realizzare fotografie in dieci diverse lunghezze d’onda e immagini che contengono dati sul campo magnetico e informazioni doppler sulla velocità della materia espulsa dal sole.
Per comprendere perché il Sole appaia così diverso in queste immagini scattate dallo stesso punto di vista e nello stesso periodo, bisogna partire dalla considerazione (forse ovvia) che la nostra stella è una palla di gas ad altissima temperatura e che grazie al suo calore, come una enorme lampadina a incandescenza, emette una radiazione elettromagnetica in molte lunghezze d’onda (una caratteristica questa, legata al colore della radiazione o alla sua energia). Queste lunghezze d’onda, sommate, generano la luce percepita dai nostri occhi e comunemente definita bianca, che ci restituisce l’abituale immagine del Sole, con il suo disco arancione, uniforme e dai bordi ben netti.
Da questa prima immagine si potrebbe dedurre una natura ben poco attiva della nostra stella, che in realtà nasconde molto altro. A causa di fenomeni atomici, il Sole emette anche radiazioni molto più energetiche ma invisibili ad occhio nudo, dall’estremo ultravioletto ai raggi x: i diversi atomi che lo compongono (elio, idrogeno, ferro per esempio) emettono a queste particolari lunghezze d’onda quando assorbono e cedono nuovamente energia. Il meccanismo è più intricato ed entrano in gioco anche gli ioni e le molecole che compongono la nostra stella. Gli scienziati già dall’inizio del ’900 hanno cominciato a osservare tutti questi meccanismi e organizzarli in veri e propri cataloghi che associano a ogni fenomeno le sue lunghezze d’onda.Quindi, osservare il Sole a una certa lunghezza d’onda e a una data energia permette di selezionare un particolare fenomeno che avviene al suo interno. E visto che fenomeni diversi avvengono in punti diversi del Sole, di isolare e osservare parti diverse dell’atmosfera solare, dalla superficie fino agli ultimi strati della corona. E’ quanto succede con SDO, i cui strumenti sono stati studiati in modo da sfruttare al meglio questa possibilità. Alcuni esempi sono chiaramente identificabili tra le tessere del collage: come l’immagine in alto a destra, realizzata sommando tutte le lunghezze d’onda nel visibile, in cui appare il disco arancione del Sole ben riconoscibile ai nostri occhi. O le tessere giallo chiaro e uniformi, realizzate selezionando la lunghezza d’onda gialla/verde (4500 Angstrom), energia che viene generalmente emessa da materiale a 5700 gradi Kelvin, la temperatura della superficie del sole e che quindi permette di avere una visione della fotosfera della nostra stella. Oppure le tessere verdi in cui sono ben visibili le potenti emissioni solari. Queste ultime sono realizzate nell’ultravioletto estremo (94 Angstrom), energia prodotta da atomi riscaldati a 6 milioni di gradi Kelvin che permette di visualizzare i solar flares, fenomeni in cui si raggiungono queste temperature. Per saperne di più e capire le molte informazioni contenute a tutte le lunghezze d’onda delle singole tessere del mosaico, consulta questa pagina esplicativa della NASA.
Per saperne di più: http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/light-wavelengths.html
(fonte: Media Inaf – Livia Giacomini) – (foto: NASA/SDO/Goddard Space Flight Center)
NOTE: If the real-time images below right appear black, the satellite data feed is temporarily unavailable. Please check back later.
HMI Dopplergram
Dopplergrams provide maps of velocity on the sun’s surface. Solar Region: Photosphere
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Dopplergrams provide maps of velocity on the sun’s surface. Solar Region: Photosphere
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Dopplergramma prodotto dallo strumento HMI. Mostra l’effetto della rotazione solare sulla fotosfera (cioè quella che ci appare come la superficie del Sole). In ogni momento, a causa della rotazione, una parte del disco solare si avvicina all’osservatore alla velocità di circa 2 km/s mentre la parte opposta si allontana alla medesima velocità. Le zone più scure dell’immagine indicano avvicinamento, quelle più chiare allontanamento.
HMI MagnetogramMagnetograms show maps of the magnetic field on the sun’s surface, with black showing magnetic field lines pointing away from Earth, and white showing magnetic field lines coming toward Earth. Solar Region: Photosphere
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Magnetogramma prodotto dallo strumento HMI. La regione osservata è la fotosfera solare. Le zone più scure indicano linee di campo magnetico che puntano in direzione opposta alla Terra, mentre le zone più chiare indicano linee di campo magnetico dirette verso la Terra.
HMI ContinuumContinuums provide photographs of the solar surface, incorporating a broad range of visible light. Solar Region: Photosphere
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Continuum HMI. È forse il tipo di immagine del Sole più familiare per l’osservatore inesperto, in quanto mostra la superficie solare attraverso una gamma di sfumature che incorpora per gran parte la luce visibile all’occhio umano. La regione osservata è ancora una volta la fotosfera, che risulta punteggiata da alcune macchie solari.
AIA 1700Ultraviolet light continuum, shows the surface of the sun. As well as a layer of the sun’s atmosphere called the chromosphere, which lies just above the photosphere and is where the temperature begins rising. Temperatures: 4500 Kelvin, Solar Region: Photosphere/Chromosphere
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AIA 1700. Immagine del continuum ultravioletto, prodotta dallo strumento AIA filtrando la luce solare a 1700 Å (angstrom). La temperatura solare associata a questo filtro è 4500 gradi Kelvin. Le regioni osservate sono la fotosfera e la cromosfera. Quest’ultimo è un sottile strato atmosferico che circonda la fotosfera, nel quale si registra un primo innalzamento di temperatura rispetto alla media fotosferica.
AIA 4500White light continuum showing the sun’s surface or photosphere. Temperatures: 6000 Kelvin, Solar Region: Photosphere
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AIA 4500. Immagine del continuum della luce bianca, prodotta dallo strumento AIA con picco di sensibilità a 4500 Å. La regione osservata è la fotosfera, la temperatura solare corrispondente 6000 K.
AIA 1600Emitted by carbon-4 (C IV) at around 10,000 Kelvin. C IV at these temperatures is present in the upper photosphere and what’s called the transition region, a region between the chromosphere and the upper most layer of the sun’s atmosphere called the corona. The transition region is where the temperature rapidly rises. SDO images of this wavelength are typically colorized in dark yellow. Solar Region: Upper Photosphere/Transition Region
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AIA 1600. Le immagini prodotte dallo strumento AIA a 1600 Å sono colorate artificialmente in giallo scuro (la luce ultravioletta non è visibile direttamente all’occhio umano). A questa lunghezza d’onda viene registrata l’emissione luminosa prodotta da ioni di carbonio C IV, indicativi di una temperatura intorno ai 10.000 K. Queste emissioni provengono dallo strato superiore della fotosfera e dalla cosiddetta regione di transizione, un sottile strato dell’atmosfera solare interposto tra la cromosfera e la corona, nel quale le temperature salgono molto rapidamente.
AIA 304Emitted by helium-2 (He II) at around 50,000 Kelvin. This light is emitted from the chromosphere and transition region. SDO images of this wavelength are typically colorized in red. Solar Region: Transition Region/Chromasphere
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AIA 304. Le immagini prodotte dallo strumento AIA a 304 Å sono colorate tipicamente in rosso. Le emissioni provengono da elio ionizzato (He II) a temperature intorno ai 50.000 K. La luce registrata in questa lunghezza d’onda è emessa dalla cromosfera e dalla regione di transizione. Sono ben visibili protuberanze solari che si innalzano per migliaia di chilometri.
AIA 171Emitted by iron-9 (Fe IX) at around 600,000 Kelvin. This wavelength shows the quiet corona and coronal loops, and is typically colorized in gold. Solar Region: Upper Transition Region/Quiet Corona
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AIA 171. La luce registrata dallo strumento AIA a 171 Å proviene principalmente da ioni di ferro (Fe IX) a temperature intorno ai 600.000 K. Le immagini prodotte in questa lunghezza d’onda sono colorate tipicamente in oro e rappresentano emissioni provenienti dalla zona superiore della regione di transizione e dalla corona solare (in particolare da anelli coronali e zone che non fanno parte di regioni attive né di buchi coronali: il cosiddetto Sole quieto).
AIA 193Emitted by iron-12 (Fe XII) at 1,000,000 K and iron 24 (Fe XXIV) at 20,000,000 Kelvin. The former represents a slightly hotter region of the corona and the later represents the much hotter material of a solar flare. This wavelength is typically colorized in light brown. Solar Region: Corona/Flare Plasma
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AIA 193. Le immagini registrate dallo strumento AIA a 193 Å sono colorate in marrone chiaro. Rappresentano emissioni provenienti principalmente da due ioni del ferro: Fe XII, con temperature intorno a 1.000.000 K, e Fe XXIV, con temperature sui 20.000.000 K. Il Fe XII traccia emissioni provenienti da regioni mediamente calde della corona solare, mentre il Fe XXIV si trova soltanto nel materiale caldissimo emesso durante brillamenti solari.
AIA 211Emitted by iron-14 (Fe XIV) at temperatures of 2,000,000 Kelvin. These images show hotter, magnetically active regions in the sun’s corona and are typically colorized in purple. Solar Region: Active Regions
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AIA 211. Le emissioni registrate dallo strumento AIA a 211 Å sono colorate artificialmente in viola e provengono da ioni di ferro (Fe XIV) alla temperatura di circa 2.000.000 K. Tali emissioni sono prodotte da regioni magneticamente attive della corona solare.
AIA 335Emitted by iron-16 (Fe XVI) at temperatures of 2,500,000 Kelvin. These images also show hotter, magnetically active regions in the corona, and are typically colorized in blue. Solar Region: Active Regions
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AIA 335. Le emissioni registrate dallo strumento AIA a 335 Å sono colorate artificialmente in blu e provengono da ioni di ferro (Fe XVI) alla temperatura di circa 2.500.000 K. Tali emissioni sono prodotte anch’esse da regioni magneticamente attive della corona solare, però più calde di quelle riprese dalle immagini filtrate a 211 Å.
AIA 094Emitted by iron-18 (Fe XVIII) at temperatures of 6,000,000 Kelvin. Temperatures like this represent regions of the corona during a solar flare. The images are typically colorized in green. Solar Region: Flaring Regions
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AIA 094. Le emissioni registrate dallo strumento AIA nell’ultravioletto estremo a 94 Å sono colorate artificialmente in verde e provengono principalmente da ioni di ferro (Fe XVIII) alla temperatura di circa 6.000.000 K. Tali temperature si raggiungono solo in regioni della corona solare interessate da brillamenti.
AIA 131Emitted by iron-20 (Fe XX) and iron-23 (Fe XXIII) at temperatures greater than 10,000,000 Kelvin, representing the material in flares. The images are typically colorized in teal. Solar Region: Flaring Regions
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AIA 131. Le emissioni registrate a 131 Å, colorate artificialmente in verde acquamarina, provengono da tre diversi ioni del ferro (Fe VIII, Fe XX e Fe XXIII). Gli ultimi due tracciano emissioni provenienti da materiali emessi tipicamente nel corso di brillamenti solari, con temperature comprese tra 10 e 16 milioni di K.
