Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio - Cieli Piemontesi

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Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio - Cieli Piemontesi
Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio

                                    Luca Zangrilli

                             Istituto Nazionale di Astrofisica
                                   zangrilli@oato.inaf.it
                             Cieli Piemontesi 2018

                              November 10, 2018

Luca Zangrilli (INAF-OATo)    Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio   November 10, 2018   1 / 44
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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole
Il 12 agosto 2018 la Parker Solar Probe (PSP) è stata lanciata da Cape Canaveral, con un
Delta IV-Heavy.
È cosı̀ iniziata una nuova fase dell’esplorazione del Sole dallo spazio, in cui non ci
limiteremo a osservarlo dalla distanza dell’orbita terrestre, ma ci avvicineremo in modo
tale da poterlo studiare da punti di vista completamente nuovi.

    Lancio: 12 agosto 2018, alle ore 3:31 am EDT
    (7:31 UTC);
    Flyby presso Venere: 2 ottobre 2018, alle
    7:45pm EDT (23:45 UTC);
    Primo Perielio (previsto): 5 novembre 2018, alle
    1:33pm EST (18:33 UTC);
    Orbitale finale: Perielio 0.046 AU, afelio 0.73 AU;
    i valori esatti non saranno decisi fino al settimo
    gravity assist con Venere nel 2024; il periodo
    orbitale sarà di 88 giorni.

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Parker Solar Probe
La sonda PSP e gli strumenti:
      Fields Experiment (FIELDS): misura diretta dei campi elettrici e magnetici, di onde radio, flusso di Poynting,
      densità assoluta di plasma, e temperatura elettronica;
      Integrated Science Investigation of the Sun (ISIS): misura di elettroni, protoni and ioni pesanti energetici;
      Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP): conteggio di elettroni, protoni e ioni di elio; misura di
      velocità, densit “a e temperatura degli stessi;
      Wide-field Imager for Solar PRobe (WISPR): gruppo di due telescopi ottici, pensati per fare immagini della
      corona e dell’eliosfera interna.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole

Alle 4:28 del 6 novembre, la PSP 86 giorni
dopo essere stata lanciata, è arrivata al
primo perielio, alla distanza di 0.16 UA,
toccando la velocità di oltre 340 mila
chilometri l’ora.
È la prima di 24 orbite, che mano a mano
porteranno la sonda sempre più vicino al
Sole: 0.04 UA nel 2025, alla velocità di 692
mila chilometri orari, rendendo PSP l’oggetto
più veloce mai costruito dall’uomo.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole
La sonda PSP è stata dedicata a Eugene Parker, colui il quale negli anni ’50
diede inizio alla teoria sul vento solare.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole
La sonda PSP è stata dedicata a Eugene Parker, colui il quale negli anni ’50
diede inizio alla teoria sul vento solare.

      Quando venne messo in evidenza che le code di plasma delle comete non puntavano esattamente in direzione
      radiale rispetto al Sole, emerse con chiarezza l’esistenza di un flusso di particelle cariche, che senza sosta fluiva
      dal Sole.
      Nel 1958 Parker, in un lavoro pionieristico rifiutato inizialmente due volte per la pubblicazione, dimostrò,
      partendo da principi fisici, l’esistenza di un vero e propio vento solare.
      Pochi anni dopo la predizione fu confermata dalle prime sonde interplanetarie.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole
Secondo Parker (1958), la corona non può essere in equilibrio idrostatico
perchè la pressione interstellare è insufficiente a contenerla, e la sua
espansione è la causa del vento solare.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole
Secondo Parker (1958), la corona non può essere in equilibrio idrostatico
perchè la pressione interstellare è insufficiente a contenerla, e la sua
espansione è la causa del vento solare.
      La continuità di massa fornisce:
                                                    4πr2 m p n(r)v(r) = Ṁ = costante

      dove v(r) è la velocità del flusso attraverso un guscio di raggio r.
      Dalla seconda legge di Newton abbiamo: F = ma applicata al gas si traduce nella relazione

                                                        dP GM⊙ nm p          dv
                                                    −      −        = nm p v
                                                        dr   r2              dr

      Considerando la presenza del campo magnetico, Parker dedusse una configurazione a spirale, la spirale di
      Parker.

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole

La sonda Mariner 2 fu la prima missione che ebbe successo a essere inviata
verso un altro pianeta, sorvolando Venere il 14 dicembre 1962. Tra le diverse
scoperte che fece, divenne famosa la prima misura del vento solare (in realtà
confermò le misure effettuate dalle sonde Luna 1 e 2 nel 1959), quel flusso
costante di particelle cariche proveniente dal Sole.

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Helios

 Le sonde Helios I e Helios II sono state lanciate il 10 dicembre del 1974 e il 15
 gennaio del 1976, rispettivamente.
 Il loro scopo era di studiare il Sole da vicino, e sono rimaste operative sino al
 1985.

Helios II è la sonda che più si è avvicinata al Sole,
raggiungendo le 0.29 UA, e detiene anche il primato di
velocità, con i suoi 252.792 km/h (70,22 km/s).

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Nuovi scenari per l’esplorazione del Sole

Nel volgere di poco tempo partirà la missione Solar Orbiter (febbraio 2020), avente
obiettivi analoghi e complementari a quelli di Solar Probe.
Una peculiarità di Solar Orbiter è quella di uscire dal piano dell’eclittica, in modo tale da
poter studiare in situ le proprietà del vento solare a diverse latitudini, e di osservare
direttamente anche le regioni polari del Sole.

     Sinora, fatta eccezione per le due sonde
     Helios degli anni ’70, lo studio della
     corona e del vento solare è stato fatto a
     distanza ;
     con le nuove missioni potremo studiare
     in situ le proprità del vento solare, là
     dove viene accelerato;
     le fasi in cui le sonde saranno in
     corotazione col Sole, permetteranno di
     seguire in un punto preciso e per un
     periodo relativamente lungo
     l’evoluzione del vento e delle strutture
     coronali.

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Solar Orbiter Payload

La sonda Solar Orbiter e gli strumenti:
Strumenti eliosferici in-situ
        Solar Wind Analyser (SWA): misura delle proprietà del vento solare e della sua composizione;
        Energetic Particle Detector (EPD): misura di particelle sopratermiche;
        Magnetometer (MAG): misura dettagliata del campo magnetico;
        Radio and Plasma Wave analyser (RPW): misura ad alta risoluzione temporale di campi magnetici ed elettrici.

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Solar Orbiter Payload
La sonda Solar Orbiter e gli strumenti:
Strumenti di remote-sensing
       Polarimetric and Helioseismic Imager (PHI): misura ad alta risoluzione e a tutto disco dei campi magnetici
       fotosferici;
       EUV full-Sun and high-resolution Imager (EUI): fornisce immagini EUV di vari strati dell’atmosfera solare;
       EUV spectral Imager (SPICE): fornsice imaging spettrale del disco solare e della corona;
       Spectrometer Telescope for Imaging X-rays (STIX): fornisce imaging spettrale dell’emissione solare termica e
       non termica nei raggi X, da 4 to 150 keV;
       Coronagraph (Metis): immagini della corona solare, simultanee nella regione UV di H Lyman α (121.6 nm), e nella
       luce visibile polarizzata;
       Heliospheric Imager (SoloHI): immagini di flussi quasi stazionari e transienti del vento solare.

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Metis

Il coronografo Metis è frutto di una collaborazione internazionale guidata dal
gruppo dell’Osservatorio Astrofisico di Torino dell’Istituto Nazionale di
Astrofisica.

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Proba3
PROBA-3 è il terzo satellite per lo sviluppo di teconologia spaziale di ESA. Il suo scopo è
quello di dimostrare la tecnologia di formation flying di sonde multiple.
Esso è infatti costituito di due satelli in formazione alla distanza variabile tra 25 e 250
metri. Il payload scientifico è un coronografo, e uno dei due satelliti svolge la funzione di
occultatore esterno. L’Osservatorio Astrofisico di Torino - INAF è coninvolto in questa
collaborazione internazionale.

      L’elevata distanza dell’occultatore esterno permetterà di studiare la corona solare molto vicino al lembo.
      La sfida tecnologica è quella di mantenere la formazione di volo con un’accuratezza inferiore al 1 mm.

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La corona solare

Sopra la fotosfera solare, che per convenzione viene
assunta come la superficie solare, si estende ciò la
che potremmo definire atmosfera del Sole.
Essa è costituita da
      cromosfera;
      regione di transizione;
      corona solare.

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La corona solare

La corona, che possiamo vedere durante un’eclissi di Sole, si estende nello
spazio interplanetario, assumendo quindi le caratteristiche di vento solare, e di
mezzo interplanetario. Si usa distingure:

    K corona: Kontinuierlich, principalmente
    scattering Thomson della radiazione
    fotosferica, da parte di elettroni ad alta
    temperatura (righe fotosferiche non
    distinguibili, a parte le più intense, per
    via del cospicuo allargamento
    Doppler);
    F corona: Fraunhofer, scattering della
    radiazione fotosferica da parte della
    polvere interplanetaria (si mantengono
    le righe spettrali fotosferiche);
    E corona: Emission, righe di emissione
    dal plasma coronal.

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La corona solare
Una delle proprietà fondamentali della corona solare è la sua elevata temperatura, fatto nuovo e sconcertante messo in

luce negli anni ’30 del secolo scorso: Grotrian ed Edlén scoprirono che la riga spettrale coronale a 530.3 nm era dovuta

al ferro altamente ionizzato (Fe13+), indice quindi di elevate temperature.

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La corona solare
Proprietà generali della corona solare:
      molto calda: T e ≥ 106 K;
      tenue, ovvero a bassa densità: Ne ≤ 107 cm−3 ;
      otticamente sottile: λ ≤ 10 cm;
      non in equilibrio termodinamico;
      i processi di eccitazione e ionizzazione avvengono per via collisionale; in alcuni casi si considera anche
      l’eccitazione radiativa da parte della cromosfera o del continuo fotosferico
      la diseccitazione e la ricombinazione avvengono per decadimento radiativo spontaneo.

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La corona solare
L’interazione tra il vento solare e le comete ha contribuito a rivelare l’esistenza di questo
flusso continuo di particelle cariche dal Sole. Ancora oggi l’osservazione delle code delle
comete può riservare sorprese.
La cometa McNaught è celebre, oltre per la sua luminosità, anche la sua coda è stata
decisamente strutturata a bande (striae o striature) dall’interazione con il vento solare.

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La corona solare

                                                   La cometa C/1743 X1, detta anche La
                                                   Grande Cometa de 1744, o Cometa di
                                                   Cheseaux-Klinkenberg, alle 4 del mattino
                                                   del 9 marzo 1744; essa mostra un
                                                   ventaglio a sei code, che emergono
                                                   sopra l’orizzonte, che potrebbero
                                                   essere dovute a tre diverse sorgenti,
                                                   esposte di volta in volta al Sole dalla
                                                   rotazione cometaria, oppure potrebbe
                                                   trattarsi di sei striature.

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La corona solare

È di qualche giorno fa la notizia di una ricerca che potrebbe spiegare la formazione della
struttura a bande che a volte si osserva nella coda di polveri delle comete.

                                                    È stato proposto che le particelle di polvere
                                                    cometaria siano elettricamente cariche e che
                                                    quindi interagiscano con il campo magnetico
                                                    interplanetario quando la coda di polveri
                                                    attraversa heliospheric current sheet, dove il
                                                    campo magnetico interplanetario inverte la
                                                    sua polarità.

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Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare è un flusso di plasma, composto di protoni, elettroni e particelle α, che
proviene dall’atmosfera solare superiore.
È variabile nel tempo in densità, temperatura e velocità, e anche in longitudine e latitudine.

A partire dalla seconda metà del 20o secolo, misure in situ hanno stabilito che il vento solare si manifesta in due regimi:
un vento veloce (∼ 700 km/s) e relativamente poco denso, e un vento lento (∼ 400 km/s), denso e irregolare.
Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare è un flusso di plasma, composto di protoni, elettroni e particelle α, che
proviene dall’atmosfera solare superiore.
È variabile nel tempo in densità, temperatura e velocità, e anche in longitudine e latitudine.

A partire dalla seconda metà del 20o secolo, misure in situ hanno stabilito che il vento solare si manifesta in due regimi:
un vento veloce (∼ 700 km/s) e relativamente poco denso, e un vento lento (∼ 400 km/s), denso e irregolare.

                                                                                Fast and less dense wind
Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare è un flusso di plasma, composto di protoni, elettroni e particelle α, che
proviene dall’atmosfera solare superiore.
È variabile nel tempo in densità, temperatura e velocità, e anche in longitudine e latitudine.

A partire dalla seconda metà del 20o secolo, misure in situ hanno stabilito che il vento solare si manifesta in due regimi:
un vento veloce (∼ 700 km/s) e relativamente poco denso, e un vento lento (∼ 400 km/s), denso e irregolare.

                                                                                 Fast and less dense wind
                                                                                 Slow and dense wind

                                                                          In situ measured solar wind speeds
                                                                          (heavy lines) and densities (light
                                                                          lines) with Mariner 2 in 1962
                                                                          (Hundhausen, 1995)

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Il vento solare: cosa sappiamo
La sonda Ulysses, in orbita polare attorno al Sole, ha fornito un quadro dei due stati del
vento solare. I dati sono stati acquisiti da settembre 1994 a Luglio 1995, molto vicino al
minimo solare.
La sonda è transitata da 2.2 AU a 80 gradi sud di latitudine eliografica, all’equatore a 1.4
AU; quindi verso nord fina a 80 gradi di latitudine, nuovamente a 2.2 AU.

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Il vento solare: cosa sappiamo
La sonda Ulysses, in orbita polare attorno al Sole, ha fornito un quadro dei due stati del
vento solare. I dati sono stati acquisiti da settembre 1994 a Luglio 1995, molto vicino al
minimo solare.
La sonda è transitata da 2.2 AU a 80 gradi sud di latitudine eliografica, all’equatore a 1.4
AU; quindi verso nord fina a 80 gradi di latitudine, nuovamente a 2.2 AU.

                                        A basse latitudini eliografiche è presente un vento lento irregolare:

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Il vento solare: cosa sappiamo
La sonda Ulysses, in orbita polare attorno al Sole, ha fornito un quadro dei due stati del
vento solare. I dati sono stati acquisiti da settembre 1994 a Luglio 1995, molto vicino al
minimo solare.
La sonda è transitata da 2.2 AU a 80 gradi sud di latitudine eliografica, all’equatore a 1.4
AU; quindi verso nord fina a 80 gradi di latitudine, nuovamente a 2.2 AU.

                                        A basse latitudini eliografiche è presente un vento lento irregolare:

                                        Un vento veloce più continuo viene rivelato, durante il minimo solare, a
                                        latitudini maggiori:

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Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare durante il ciclo di attività: Ulysses ci ha fornito i grafici radiali di velocità
del vento solare per tre orbite polari.
      la prima orbita è avvenuta durante il minimo solare: il vento lento è confinato a una
      regione attorno all’equatore solare;
      al seconda orbita mostra come il vento lento si estenda a latitudini maggiori e come
      flussi di vento veloce appaiano anche a latitudini più basse, come ci aspettiamo in
      condizioni di massimo di attività;
      i dati della terza orbita mostrano ancora lo scenario incontrato durante il minimo.

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Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare durante il ciclo di attività: Ulysses ci ha fornito i grafici radiali di velocità
del vento solare per tre orbite polari.
      la prima orbita è avvenuta durante il minimo solare: il vento lento è confinato a una
      regione attorno all’equatore solare;
      al seconda orbita mostra come il vento lento si estenda a latitudini maggiori e come
      flussi di vento veloce appaiano anche a latitudini più basse, come ci aspettiamo in
      condizioni di massimo di attività;
      i dati della terza orbita mostrano ancora lo scenario incontrato durante il minimo.

                                                                             La corona cambia nel corso del ciclo

                                                                             solare: grandi buchi coronali polari

                                                                             dominano la scena al minimo; al di fuori

                                                                             di questi, la corona è caratterizzata dalla

                                                                             presenza degli streamer; nel corso del

                                                                             massimo streamer e buchi coronali

                                                                             appaiono a tutte le latitudini.

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Il vento solare: cosa sappiamo
Il vento solare durante il ciclo di attività: Ulysses ci ha fornito i grafici radiali di velocità
del vento solare per tre orbite polari.
       la prima orbita è avvenuta durante il minimo solare: il vento lento è confinato a una
       regione attorno all’equatore solare;
       al seconda orbita mostra come il vento lento si estenda a latitudini maggiori e come
       flussi di vento veloce appaiano anche a latitudini più basse, come ci aspettiamo in
       condizioni di massimo di attività;
       i dati della terza orbita mostrano ancora lo scenario incontrato durante il minimo.

                                                                                    La corona cambia nel corso del ciclo

                                                                                    solare: grandi buchi coronali polari

                                                                                    dominano la scena al minimo; al di fuori

                                                                                    di questi, la corona è caratterizzata dalla

                                                                                    presenza degli streamer; nel corso del

                                                                                    massimo streamer e buchi coronali

                                                                                    appaiono a tutte le latitudini.

I buchi coronali sono regioni di linee di campo magnetico aperte, a densità relativamente bassa, e bassa intensità nelle

bande spettrali UV e X.
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Il vento solare: cosa non sappiamo

     Non sappiamo cosa riscalda la corona solare, anche se sappiamo che il
     campo magnetico deve giocare un ruolo fondamentale.
     Non sappiamo come si genera il campo magnetico all’interno del Sole,
     anche se risulta chiaro che deve originarsi dalla conversione dell’energia
     cinetica dei moti del plasma solare.

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Il vento solare: cosa non sappiamo

Lo scopo di studiare in situ l’eliosfera interna è di fornire una maggiore
comprensione dei processi fisici che operano in corona e nel vento, e aiuterà a
rispondere a domande su ciò che non sappiamo:
      Come e quando si originano in corona il plasma e il campo magnetico che costituiscono il vento solare?
      Come i fenomeni transienti coronali influiscono sulla variabilitá eliosferica?
      Come le eruzioni solari producono la radiazione di particelle energetiche che permea l’eliosfera?
      Come funziona la dinamo solare e come questa governa il legame tra il Sole e l’eliosfera?

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Il vento solare: cosa non sappiamo

 Lo scopo di studiare in situ l’eliosfera interna è di fornire una maggiore
 comprensione dei processi fisici che operano in corona e nel vento, e aiuterà a
 rispondere a domande su ciò che non sappiamo:
        Come e quando si originano in corona il plasma e il campo magnetico che costituiscono il vento solare?
        Come i fenomeni transienti coronali influiscono sulla variabilitá eliosferica?
        Come le eruzioni solari producono la radiazione di particelle energetiche che permea l’eliosfera?
        Come funziona la dinamo solare e come questa governa il legame tra il Sole e l’eliosfera?

Strategia
       Tracciare il flusso di energia che riscalda la corona
       e accelera il vento solare.
       Determinare la struttura e la dinamica dei campi
       magnetici alle sorgenti del vento solare.
       Determinare quali meccanismi accelerano e
       trasportano le particelle energetiche provenienti dal
       Sole.

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Avvicinarsi al Sole
Studiare il Sole da vicino non è solamente una sfida scientifica, alla scoperta
del funzionamento della nostra stella e dell’ambiente circumsolare. È anche una
sfida tecnologica.
Ci sono alcuni aspetti dello sviluppo di una missione solare che meritano di
essere considerati. In particolare:
      avvicinarsi al Sole richiede molta energia;
      l’ambiente circumsolare è estremo, per cui sono necessarie protezioni mai
      prima d’ora sperimentate.

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Avvicinarsi al Sole

Come ci si avvicina al Sole:
Per avvicinarsi al Sole ci vuole molta
energia: dato il relativamente piccolo
peso di 685 kg, per lanciare PSP è
comunque necessario uno dei
lanciatori più potenti al mondo, lo
United Launch Alliance Delta IV Heavy
(l’energia richiesta è circa 55 volte
quella richiesta per andare su Marte).

Ciò che viene lanciato da Terra viaggia nello spazio, prima
del lancio, lungo l’orbita terrestre e con la la stessa velocità.
Per avvicinarsi al Sole bisogna quindi lanciare nella
direzione opposta al moto orbitale terrestre, in modo tale da
diminuire l’energia orbitale della sonda.

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Avvicinarsi al Sole

 Per avvicinarsi al Sole bisogna sfruttare anche il gravity assist dei pianeti:
 a differenza della maggior parte dei gravity assist per le sonde interplanetarie,
 quelle dirette verso il Sole devono cedere parte della loro energia orbitale, in
 questo caso a Venere.
       Quindi, prima tappa Venere!

Piano della traiettoria: la Parker Solar Probe
utilizzerà 7 flyby con Venere, per stringere
man mano la sua orbita attorno al Sole, ben
all’interno dell’orbita di Mercurio, e più
vicino al Sole di qualsialsi altra sonda
precedentemente.

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Solar Orbiter

                                                   Evoluzione della traiettoria di Solar Orbiter;
                                                   verranno utilizzati 7 gravity assist: il primo
                                                   con Venere, i secondi due con la Terra, e i
                                                   rimanenti 4 con Venere; da notare
                                                   l’evoluzione del perielio e dell’inclinazione
                                                   del piano orbitale rispetto all’eclittica.

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Avvicinarsi al Sole: gravity assist

Possiamo pensare il gravity assist come una collisione elastica, con il moto di uno dei
due corpi che avviene su un traiettoria iperbolica. Per illustrare l’idea, possiamo fare
un’analogia con la collisione tra una palla che viene lanciata contro un autobus.

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Avvicinarsi al Sole: gravity assist

Possiamo pensare il gravity assist come una collisione elastica, con il moto di uno dei
due corpi che avviene su un traiettoria iperbolica. Per illustrare l’idea, possiamo fare
un’analogia con la collisione tra una palla che viene lanciata contro un autobus.
      Una palla da tennis viene lanciata a 20 km/h contro un autobus che viaggia in direzione contraria a 50 km/h;
      nel riferimento dell’autista la palla arriva a 70 km/h e per le leggi di conservazione dell’energia e del momento
      (urto elastico), rimbalza nella direzione del moto dell’autobus a 70 km/h;
      nel riferimento di un osservatore esterno, la palla rimbalza invece alla velocità di 120 km/h, guadagnando quindi
      energia (... nel caso di una missione verso l’interno del Sistema solare dobbiamo in realtà per dere energia, e qui
      l’analogia che facciamo viene un po’ meno).
      L’apparente violazione delle leggi di conservazione si spiega osservando che l’autobus ha perso parte della sua
      energia cinetica in favore della palla da tennis, ma vista la grande differenza in massa tra i due corpi, la velocità
      dell’autobus praticamente non cambia.

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Avvicinarsi al Sole: gravity assist

La tecnica del gravity assist permette di aggiungere o sottrarre momento orbitale
a una sonda per aumentare o diminuire l’energia dell’orbita. Nel caso delle
missioni solari dirette verso il Sistema Solare interno, dobbiamo diminuire
l’energia orbitale.
      Estendendo l’analogia della palla lanciata contro un autobus alla dinamica gravitazionale, l’urto è descritto da
      una traiettoria iperbolica, in cui nel riferimento del pianeta la sonda arriva con una certa velocità e se ne va con
      la medesima velocità, in modulo, ma non la stessa velocità vettoriale.
      Nel riferimento del Sole, in seguito al passaggio vicino al pianeta (urto) la sonda esce con velocità data dalla
      somma vettoriale della velocità d’uscita nel riferimento del pianeta con la velocità del pianeta stesso.

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Sostenere l’energia che proviene dal Sole

 Le sonde che si avvicineranno al Sole dovranno sostenere un flusso di energia molto
 maggiore di quelle che si dirigono, ad esempio, verso l’esterno del Sistema Solare.
 Ma quale sarà la temperatura che dovranno sopportare?
       Chiariamo subito che la sonda tenderà ad entrare in equilibrio termodinamico con la radiazione fotosferica
       solare, e non con la temperatura coronale locale. Questo principalmente a causa della piccolissima capacità
       termica coronale, a dispetto della temperatura elevatissima.

Cominciamo con la stima della temperatura
terrestre. Il flusso di energia solare, ovvero
la potenza per unità di superficie, che
investe la Terra viene chiamata costante
solare. La costante solare include tutti i tipi
di radiazione, dalle onde radio ai raggi X e
gamma; in altri termini è una grandezza
bolometrica. Le misurazioni forniscono il
valor medio di 1.95 [cal/min/cm2 ]
corrispondenti a

                  S 0 = 1365 W/m2

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La costante solare
Qual’é il flusso medio di energia solare che investe la Terra e che quindi entra
nel bilancio energetico terrestre? La sezione terrestre offerta al flusso solare é
πR2terra
La misura della riflettivitá di un pianeta é detta albedo, α p (valor medio terrestre
0.3):
                        Radiazione assorbita = S 0 (1 − α p )πR2T erra W

Nell’arco dell’intera giornata, a causa della rotazione terrestre, questa potenza é
distribuita su tutta la sfera (globo terrestre), quindi dobbiamo moltiplicare per il
rapporto della superficie proiettata (πR2T erra ) con la superficie di una sfera 4πR2 ,
ovvero 1/4:

                                                                         S0
                                                   Flusso medio ass. =      (1 − α p )πR2 W
                                                                         4

   Luca Zangrilli (INAF-OATo)   Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio      November 10, 2018   36 / 44
La costante solare

L’insolazione media alla sommitá dell’atmosfera é 1367/4 = 342 W/m2 .
Per via dell’albedo solo il 70% della radiazione viene assorbita, il resto viene
reinviato verso lo spazio; in media rimaniamo con

                                         240 W/m2

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La costante solare e la temperatura dei pianeti
Va considerato che all’equilibrio l’energia assorbita dalla Terra deve comunque
essere restituita allo spazio circostante, soprattutto sotto forma di radiazione
infrarossa, altrimenti la temperatura terrestre crescerebbe indefinitamente.
Nel caso di pianeti (senza considerare l’atmosfera), facendo un bilancio
energetico tra quanto viene ricevuto dal Sole e quanto viene riemesso nello
spazio e utilizzando la legge di Stefan-Boltzmann, possiamo determinare la
temperatura superficiale.

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La costante solare e la temperatura dei pianeti
Anche la Terra, come ogni corpo a temperatura superiore allo zero assoluto, emette
radiazione:
      La radiazione riemessa dalla Terra dipende dalla temperatura:

                                             Friemesso = σT 4

      Osserviamo come anche la lunghezza d’onda della radiazione riemessa dipende
      dalla temperatura:
                                        λmax T = A

Quindi il Sole e la Terra emettono in due bande ben distinte dello spettro
   Luca Zangrilli (INAF-OATo)   Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio   November 10, 2018   39 / 44
La costante solare e la temperatura dei pianeti
Pensando allora che un pianeta sia un corpo nero:

                                   Lemessa = 4πR2p σT e4

La frazione assorbita di flusso solare é:
                                                               S0 2
                                Lassorbita = (1 − α)             πR p
                                                               4
quindi, ponendo Lemessa = Lassorbita , abbiamo
                                            "                   #1/4
                                        S 0 (1 − α)
                                   Te =
                                            16σ

La temperatura effettiva non dipende dalla grandezza del pianeta, ma dalla
temperatura e dal raggio solari, dalla distanza dal Sole e da un solo parametro
interamente relativo al pianeta, l’albedo.

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La costante solare e la temperatura dei pianeti

Introducendo i valori per la Terra, α ≈ 0.3, risulta (per T ⊙ = 5800[K]):

                                T e (⊕) ≈ 255[K] = −19[o C]
Questo valore è ben al di sotto della reale temperatura superficiale media della
Terra, che è di circa 15[o C]. La ragione di questo è che la temperatura
superficiale di qualsiasi pianeta dotato di atmosfera viene innalzata, in maniera
minore o maggiore a seconda dei casi, dall’effetto serra.

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La temperatura delle sonde solari

Introducendo i valori minimi di perielio per le due sonde, considerando che
punteranno il Sole (non ci saraà il fattore 1/4 dovuto alla rotazione terrestre), e
valutando il tutto in assenza di albedo (α = 0), otteniamo le seguenti stime:
      Parker Solar Probe:
                                                              #1/4
                                           S 0 × (1/0.046)2
                                       "
                                Te =                                 = 1838K
                                                  4σ

      Solar Orbiter:                                          #1/4
                                           S 0 × (1/0.284)2
                                       "
                                Te =                                 = 739K
                                                  4σ

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La temperatura delle sonde solari

Gli scudi termici delle due sonde
Lo scudo termico della PSP è costituito da una schiuma composita al carbonio,
compresa tra due lastre di carbonio. Questo isolamento viene completato dal
rivestimento superficiale costituito da una vernice di ceramica bianca, in modo
da respingere fin dall’inizio la maggior parte dell’energia radiante del Sole. In
questo modo la strumentazione potrà incredibilmente operare alla temperatura
di 29 gradi Celsius.

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Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio: Conclusioni

Partendo dall’eredità delle missioni solari concepite negli anni ’80 del secolo
scorso, siamo giunti al punto di toccare con mano la corona e il vento solare.
Ci aspettiamo di essere a un nuovo punto di svolta della Fisica Solare, sperando
di avere qualche risposta ma soprattutto molte nuove domande.

                   Grazie per l’attenzione

   Luca Zangrilli (INAF-OATo)   Nuovi Scenari per il Sole dallo Spazio   November 10, 2018   44 / 44
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