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Analisi delle proprietà geometriche ed evolutive di strutture fotosferiche solari tramite algoritmi paralleli di riconoscimento e tracciamento

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1. Il fenomeno La granulazione solare 2 Al centro troviamo il nucleo, sede delle reazioni di fusione termonucleare, principalmente sostenute dalla catena protone-protone, la cui pressione di radiazione, controbilanciando la spinta gravitazionale degli strati più esterni, rende prossima all’equilibrio idrostatico la struttura solare. Il raggio del nucleo, stimato, è r N ≈ 0,25 R ! , dove il raggio solare R ! è pari a ~ 6,96 × 10 8 m. La temperatura del plasma decresce come la densità in modo esponenziale dal centro verso l’esterno del nucleo, da T ≈ 1,5 × 10 7 K a T ≈ 7 × 10 6 K. Lo strato successivo al nucleo è il cosiddetto interno radiativo, o zona di trasporto radiativo (0,25 R ! ≤ r ≤ 0,7 R ! ), dove si ha trasporto di energia solo per irraggiamento fotonico. In questa zona la temperatura media scende da ~ 7 × 10 6 a ~ 2 × 10 6 K. Dopo un sottile strato di interfaccia, sede di formazione del campo magnetico solare a causa di forti accelerazioni subìte dal plasma ionizzato, troviamo la zona convettiva (0,7 R ! ≤ r ≤ 1 R ! ), dove il trasporto di energia avviene appunto principalmente per convezione. Questa zona ha uno spessore di ~ 200 × 10 6 m = 200 Mm e presenta una temperatura media decrescente da ~ 2 × 10 6 a ~ 5700 K. La temperatura alla base della zona convettiva è sufficiente “bassa” da consentire agli ioni pesanti (C, N, O, Ca, Fe) di conservare alcuni elettroni, rendendoli quindi opachi alla radiazione. Questo ostacolo all’irraggiamento è causa dell’instabilità del plasma, che è spinto dalla pressione di radiazione verso moti di convezione: volumi di materia si muovono verso l’alto, raffreddandosi e dando luogo a moti di ricaduta. Come risultato vediamo apparire sulla superficie solare strutture spaziali transienti a varie scale spaziali e temporali. Infine, la regione atmosferica gassosa che avvolge la zona convettiva, con spessore di ~ 400 × 10 3 m e temperatura media di ~ 5700 K, è la fotosfera solare (figura 1.2). La fotosfera deve il proprio nome al fatto che da essa viene emessa la quasi totalità della radiazione elettromagnetica solare, e corrisponde quindi al disco luminoso del Sole. Il tracciamento delle macchie solari e misurazioni Doppler in fotosfera permettono di misurare i moti orizzontali e i moti verticali sulla superficie solare, i cui valori tipici sono riportati in tabella 1.1.
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Analisi delle proprietà geometriche ed evolutive di strutture fotosferiche solari tramite algoritmi paralleli di riconoscimento e tracciamento

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Informazioni tesi

  Autore: Luca Santillo
  Tipo: Tesi di Laurea
  Anno: 2000-01
  Università: Università degli Studi di Roma Tor Vergata
  Facoltà: Scienze Matematiche, Fisiche e Naturali
  Corso: Fisica
  Relatore: Francesco Berrilli
  Lingua: Italiano
  Num. pagine: 93

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Parole chiave

fotosfera
sole
astrofisica
granulazione solare

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