ISTITUTO DI ISTRUZIONE SUPERIORE “VALCERESIO” di BISUSCHIO - OSSERVATORIO SOLARE

(PROGETTO ASTRO.NET)

Rapporto sull’attività di osservazione dell’anno solare 2012

1)      Osservazioni in luce bianca (continuo)

 Dal 1 Gennaio al 31 Dicembre dell’anno 2012 sono state eseguite 315 osservazioni della fotosfera. Insieme alle 287 del 2009, alle 279 del 2010 e alle 311 del 2011 questo valore assesta la media annuale delle osservazioni a 298, valore di tutto rispetto anche se rapportato a quelli dei maggiori Osservatori Solari mondiali. Sono stati osservati e classificati (secondo il metodo di Zurigo) 351   gruppi (contro i 29 del 2009, i 140 del 2010 e i 354 del 2011) e conteggiate complessivamente 8408  macchie (contro le 528 del 2009, le 2966 del 2010 e le 11902 del 2011). I mesi con più giorni di osservazione sono stati Luglio e Agosto con 30, quello con il minor numero è stato Novembre con 21 osservazioni. Il mese con il minor numero di macchie è stato Febbraio, con 485 e quello con il maggior numero è stato Luglio, con 1140 macchie. Per ogni giorno di osservazione è stato prodotto un disegno della fotosfera, eseguito  dal Responsabile Tecnico.

Tutti i disegni relativi alle osservazioni ufficiali sono stati organizzati in due archivi, uno cartaceo e l’altro in formato elettronico; i disegni ulteriori prodotti da altri studenti sono anch’essi conservati sia in forma cartacea che elettronica in archivi personali per ogni studente. Complessivamente sono stati pubblicati sul sito dell’Istituto un numero di disegni che eccede quello dei giorni di osservazione, in quanto in alcune date sono stati pubblicati disegni realizzati da più studenti o da studenti più il Responsabile Tecnico. Si ribadisce comunque che sono considerate ufficiali le osservazioni effettuate  dal solo Responsabile Tecnico (Direttore dell’Osservatorio).

 Dall’esame delle osservazioni compiute si può notare come nel 2012 l’attività fotosferica, contrariamente ai modelli previsionali, è stata su livelli paragonabili se non addirittura inferiori, se pur di poco, all’anno precedente. Questo contrasta con l’ipotesi che il Sole possa raggiungere il massimo del ciclo in corso tra Maggio e Luglio del 2013. Si fa invece più attendibile l’ipotesi di alcuni ricercatori, tra i  quali spicca Richard C. Altrock dell’Air Research Laboratory di Sunspot (New Mexico, USA), secondo i quali il Sole avrebbe già presentato un massimo nell’emisfero Nord in un periodo compreso tra Giugno 2011 più o meno tre mesi e che potrebbe presentare un secondo massimo, questa volta nell’emisfero Sud, intorno a Febbraio 2014.  E’ in corso di preparazione, con l’elaborazione dei dati ricavati in Osservatorio nel triennio 2010-2012, un lavoro compiuto dal Responsabile Tecnico, nel quale si cercherà di avallare tale ipotesi. Il lavoro sarà pubblicato sul numero di Marzo-Aprile 2013 della rivista “Meridiana”, organo ufficiale della Specola Solare Ticinese di Locarno Monti, con la quale il nostro Osservatorio mantiene stretti rapporti di collaborazione sempre molto proficui. Un articolo introduttivo all’argomento, sempre a cura del Responsabile, è già in corso di pubblicazione sul numero di Gennaio-Febbraio 2013 della stessa rivista.

Nel seguito sono riportati i risultati delle osservazioni. Il numero di Wolf medio non ridotto per quest’anno confrontato con quelli dello scorso anno induce a pensare che, come detto in precedenza,  il ciclo in corso non si starebbe avviando come previsto verso un massimo nel 2013. Infatti, rispetto al 2011, l’attività fotosferica si è rivelata di poco superiore fino ad Agosto, mentre da Settembre in poi ha subito un vistosissimo calo rispetto all’anno precedente, culminato proprio nel mese di Dicembre. Le prime osservazioni di Gennaio 2013 sembrano indicare nuovamente  un’inversione di tendenza, dato che durante la prima settimana del mese i numeri di Wolf normalizzati con il coefficiente 0.61 del nostro Osservatorio sono risultati superiori a quelli previsti dai modelli di tipo “High”, cioè quelli che indicano valori maggiori rispetto ai modelli “Low” e “Normal”. Ovviamente si dovrà attendere la fine dell’anno per poter trarre delle conclusioni in merito.

Tabella 1.

Numeri di Wolf medi mensili calcolati in Istituto e rapportati agli International Sunpots Numbers (provvisori per il secondo semestre) elaborati dal SIDC di Bruxelles. Nella prima colonna sono indicati i mesi dell’anno, nella seconda i numeri dell’Istituto (Risis), nella terza quelli del SIDC (Rsidc), nell’ultima i rapporti (Rs/Ri) tra gli Rsidc e gli Risis. Completano la tabella i valori medi ed il coefficiente di riduzione Kc.

 Da notare che il valore del coefficiente di riduzione Kc è stato mantenuto a 0.61, uguale a quello dei due anni precedenti e di poco diverso da quello del 2009, ad indicare la stabilità e l’affidabilità delle nostre osservazioni.

Gli stessi dati sono riportate in seguito in forma grafica, per i due semestri dell’anno 2012, alle pagine seguenti.

 Grafico 1.

Andamento dei Numeri di Wolf medi mensili calcolati in Istituto (linea fucsia) confrontati con i valori degli International Sunpots Numbers elaborati dal SIDC (linea blu) per il primo semestre del 2011:

Grafico 2.

Andamento dei Numeri di Wolf medi mensili calcolati in Istituto (linea fucsia) confrontati con i valori degli International Sunpots Numbers elaborati dal SIDC (linea blu) per il secondo semestre del 2011:

2)      Monitoraggio delle Regioni Attive

 Durante il 2012, per tutti i giorni dell’anno, sono state seguite le Regioni Attive comparse sul Sole (BMR, Bipolar Magnetic Regions), attraverso i dati forniti dal NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration), i bollettini giornalieri emessi dallo stesso NOAA e le immagini (in varie frequenze dell’UV inviati dalla sonda  SDO. Sono state conteggiate (da notare il valore leggermente inferiore a quello dello scorso anno), complessivamente 251 BMR
( contro le 30 del 2009, le 100 del 2010 e le 254 del 2011) le quali, quando non presentano più gruppi di macchie loro associati, vengono classificate come H-Alpha Plages, ossia Regioni prive di macchie osservabili principalmente nella riga Hα dell’Idrogeno.

 3 ) Conteggio di eventi energetici

 Il flusso dei Raggi X nelle bande tra 0.5Å e 4Å e tra 1Å e 8Å è stato costantemente monitorato grazie ai dati inviati in tempo reale dal satellite GOES, in due finestre temporali, una relativa agli ultimi tre giorni in ordine di tempo (aggiornata automaticamente ogni 5 minuti), l’altra relativa alle ultime 6 ore, aggiornata ogni minuto. L’analisi di questi dati permette di verificare la presenza di eventuali Flare nelle varie classi energetiche in cui sono comunemente suddivisi. Limitatamente alle classi M e X (le più rilevanti dal punto di vista energetico), sono stati conteggiati 136 Flare complessivamente, di cui 130 di classe M e 6 di classe X. Sono stati esclusi dal conteggio (diversamente da quanto fatto negli scorsi anni, i flare di classe C). I dati di riferimento per il 2009 sono: 26 Flare di classe C, nessuno di classe M e X; per il 2010 169 Flare di classe C, 21 di classe M e nessuno di classe X; per il 2011 1178 di classe C, 116 di classe M e 8 di classe X. Anche da questi numeri si evince un’attività energetica (quindi non solo fotosferica) complessivamente addirittura più bassa di quella del 2011. Nel 2012 il Flare di classe X più intenso è stato un X5.4 rilevato il giorno 7 Marzo e prodotto dalla BMR NOAA 11429, mentre per la classe M il più intenso è stato un M9.0 emesso il 20 Ottobre da parte della BMR NOAA 11598. Valori non solo inferiori a quelli dell’anno precedente quindi, ma ancora ben lontani da quelli medi per un ciclo standard (2350 Flare di classe M e 185 di classe X).

 4) Space Weather

 A partire dal mese di Marzo viene prodotto giornalmente (esclusi i giorni festivi) un bollettino previsionale dell’attività di Space Weather (effetti dell’interazione tra la Terra ed il Sole considerati come un unico sistema) elaborando dati satellitari provenienti da diverse stazioni al suolo e spaziali. Il vantaggio di questo lavoro è quello di avere un prodotto riassuntivo, ma esaustivo, dello Space Weather, però in lingua italiana. Tutti i dati presentati sono infatti reperibili anche altrove in rete, ma sparsi su diversi siti e tutti in lingua inglese. Il bollettino viene pubblicato sul sito dell’Istituto nella sezione dell’Osservatorio Solare, dove sono presenti anche alcuni documenti per facilitarne la lettura e la comprensione. I dati necessari sono ricavati da numerosi bollettini previsionali e consultivi emessi dal SWPC (Space Weather Prediction Center) del NOAA e sottoscritti dall’Istituto, nonché dal continuo controllo giornaliero degli indici di attività geomagnetica, della velocità, densità e pressione del vento solare, del controllo della componente Bz dell’ Interplanetary Magnetic Field (IMF), il tutto svolto attraverso la rete Internet. Durante il 2012 non sono stati rilevati eventi di rilievo, se si esclude quello del periodo compreso tra il 7 e il 10 Marzo, quando in seguito all’emissione del flare di classe X5.4 descritto prima (più un altro meno intenso) ed altri numerosi flare di classe M, la risposta del campo magnetico ha prodotto una tempesta geomagnetica di grado G3 (su una scala da G1 a G5 elaborata dal NOAA). I flussi di particelle energetiche quasi relativistiche emesse dai flare, unitamente ad alcune emissioni coronali di massa, hanno generato una tempesta di radiazione che ha raggiunto il grado S3 della scala NOAA. Rilevati anche numerosi blackout radio di grado variabile prodotti dai vari flare. Gli eventi energetici solari principali sono  però accaduti nelle ore notturne quindi il nostro emisfero ha risentito molto poco degli effetti delle tempeste solari. Tutto questo insieme di eventi è stato battezzato “The Women Day Storm” visto che si è verificato attorno al giorno 8 Marzo, festa della donna,

 5 ) Collaborazione con il SIDC

 Dal 15 Settembre 2010 il nostro Osservatorio è stato inserito tra le stazioni operanti e collaboranti con il Solar Influences Data Analisys Center (SIDC) di Bruxelles, cui fanno capo meno di un centinaio di Osservatori sparsi in tutto il mondo. Il SIDC elabora i dati ricevuti per calcolare e pubblicare gli ISSN (International Sunspots Numbers), ossia i Numeri di Wolf ufficiali giornalieri, raggruppati in bollettini trimestrali. E’ noto infatti che l’Astronomo svizzero Rudolph Wolf propose, nel 1859, un metodo di calcolo di un indice dell’attività fotosferica, detto Numero di Wolf relativo, che si ottiene dalla semplice formula:

Rw = Kc(10g+f)

Dove g è il numero dei gruppi osservati, f il totale delle macchie conteggiate e Kc è un fattore di correzione dipendente da diversi parametri, tra i quali la qualità dell’osservazione e le caratteristiche dello strumento impiegato. Il numero è detto relativo proprio perché, se non è noto un valore di Kc che lo possa correlare con tutti gli altri, esso dipende unicamente dal conteggio effettuato da un determinato osservatore nelle sue condizioni di osservazione. Wolf, che conteggiava ogni macchia una sola volta e non teneva conto delle macchie molto piccole, la cui visibilità dipende molto dalle condizioni di seeing, non aveva un fattore di riduzione o, se si preferisce, per lui Kc era pari all’unità. Il sistema di conteggio fu poi modificato dai suoi successori (Wolfer, Brunner, Waldmeier, tutti del Politecnico di Zurigo), introducendo nel conteggio anche le macchie più piccole e attribuendo un “peso maggiore” (cioè f>1 per una singola macchia) per le macchie con penombra, in funzione delle loro dimensioni e della struttura dell’ombra. In questo modo Rw assume ovviamente valori più elevati, tanto che da Wolfer e successori il valore di Kc fu posto pari a 0.6 per garantire una continuità oggettiva con le osservazioni dello stesso Wolf. Ed è in sintesi questo che oggi fa il SIDC, rapportando tra loro tutti i numeri di Wolf relativi (detti anche grezzi o non ridotti) e soprattutto rapportandoli alle condizioni di osservazione di Wolf. Questo viene fatto attribuendo ad ogni Osservatorio (attenzione, ad ogni Osservatorio e non ad ogni osservatore che possa operare al suo interno) un valore di Kc calcolato allo scopo: non importa se questo valore è maggiore o minore dell’unità (normalmente oscilla tra 0.4 e 1.3) per un dato Osservatorio, ma che rimanga costante nel tempo il più possibile. Un Kc costante è indice di attendibilità per le osservazioni ricevute dal SIDC per un certo Osservatorio. La Specola Solare Ticinese di Locarno Monti, nostro partner ufficiale (unitamente all’IRSOL di Locarno) nell’attività di osservazione della fotosfera, da oltre 50 anni possiede un fattore di riduzione (così è chiamato di solito Kc) pari mediamente a 0.61, quindi identico a quello utilizzato da Wolfer e successori. Per questo motivo la Specola di Locarno è la “Pilot Station” per il SIDC, ossia i valori delle loro osservazioni fungono da riferimento per tutti gli altri: se in una certa giornata di osservazione il numero di Wolf relativo di un Osservatorio si discosta di ± 15% rispetto a quello di Locarno, per quella giornata il valore inviato non verrà inserito nel conteggio per l’elaborazione dei numeri di Wolf internazionali, quelli che, in altre parole, tenendo conto delle correzioni introdotte con i tutti i Kc dei vari Osservatori, assumono il ruolo di Numeri di Wolf Assoluti, detti anche ISSN, come detto sopra. Il nostro Osservatorio ha mosso i suoi primi passi assistito dalla Specola Solare Ticinese, con la quale dopo oltre quattro anni di attività ha ormai instaurato un forte legame di collaborazione in molti campi, dall’attività osservativa fino alla didattica ed alla divulgazione scientifica (Studenti del nostro Istituto hanno effettuato Stages e diverse visite a Locarno; il Responsabile Tecnico, così come alcuni Studenti, collabora con la rivista di divulgazione astronomica “Meridiana”, edita dalla SAT, Società Astronomica Ticinese, è socio dell’ASST, Associazione Specola Solare Ticinese e membro del Comitato Direttivo della stessa). Pertanto dal mese di Marzo 2010 il nostro Osservatorio ha adottato come metodo di conteggio dei numeri Rw lo stesso proposto dai successori di Wolf e utilizzato ovviamente anche a Locarno. Questo da una parte ci permette di avere un fattore di riduzione molto vicino (di fatto identico) a quello di Locarno e valori degli Rw giornalieri che difficilmente si discostano del ± 15% da quelli della Specola, dall’altra ha portato ad una sensibile diminuzione del Kc rispetto al 2009 (quando da noi non veniva usato). Però, come illustrato in precedenza oltre che più in dettaglio nella sezione seguente, il fattore di riduzione dei tre anni successivi si è mantenuto costante e pari a 0.61 (nel 2009 valeva 0.7).  Per quanto riguarda l’invio dei dati al SIDC, per ogni giornata di osservazione vengono indicati il totale dei gruppi e delle macchie osservati, gli stessi distribuiti nei due emisferi del Sole, e quelli che si trovano entro un raggio del disco solare pari ad un quarto del raggio effettivo del Sole (questi ultimi perché potrebbero essere in posizione geoeffettiva, cioè eventuali eventi energetici loro associati in cromosfera o in corona potrebbero dar luogo a fenomeni geomagnetici). Le osservazioni sono compiute in proiezione diretta con un oculare da 40 mm. (offertoci a titolo di prestito indeterminato dalla Specola) su un catadiottrico Maksutov-Cassegrain da 150/1800 in modo da ottenere un disco proiettato di 25 cm. di diametro, che sono le dimensioni standard dei principali Osservatori solari europei (Catania, ROB, Locarno, Kanzelhohe) collaboranti con il SIDC. La convenzione con il SIDC prevede l’invio di almeno 10 osservazioni al mese per tutti i mesi dell’anno (120 osservazioni), entro le ore 12:00 TU per ogni giorno di osservazione. Finora il nostro Osservatorio ha ampiamente rispettato queste condizioni e certamente lo farà anche in futuro. Questo risultato è stato ottenuto effettuando osservazioni in tutti i giorni (domeniche e festività comprese) in cui il Sole è stato visibile: un notevole impegno, ma anche la condizione indispensabile per il mantenimento di un Kc costante. In conclusione di questo punto, va fatto notare che il SIDC ha voluto che gli fossero inviati anche tutti i nostri dati osservativi precedenti al 15 Settembre 2010, cioè per l’intero anno 2009 e dal 1 Gennaio al 14 Settembre 2010. E’ stata forse questa buona quantità di dati inviati a consentirci di essere inseriti da subito tra le stazione del network cooperanti per il calcolo degli ISSN, senza essere tenuti sotto osservazione per un periodo preliminare (della durata di una anno circa).

 6) Coefficienti di riduzione

 Come già detto nelle sezioni precedenti, nell’anno 2009 il coefficiente di riduzione (Kc) medio, per l’osservatore Mario Gatti, Responsabile Tecnico dell’Osservatorio che ha compiuto tutte le osservazioni ufficiali, è stato di 0,7. Poiché, come spiegato al punto precedente, nel 2010 è stato adottato il sistema di conteggio delle macchie proposto dai successori di Wolf  ed impiegato anche alla Specola Solare Ticinese di Locarno, che porta ad un naturale incremento dei Numeri di Wolf relativi, il coefficiente di riduzione dello stesso osservatore è cambiato, attestandosi intorno al valore 0.6 . Il valore del coefficiente di riduzione per il 2012 è stato 0.61, come mostrato in precedenza nella tabella 1. Il valore è quindi identico a quelli del 2010 e del 2011 in quanto tutti, arrotondati alla prima cifra decimale, danno il valore 0.6. Addirittura nel 2011 il valore di Kc è stato uguale a quello del 2012 anche per la seconda cifra decimale (0.61). Tale valore, continuando ad adottare lo stesso metodo di conteggio, dovrà mantenersi costante il più possibile negli anni a venire.

 7) Osservazione Hα

 Parallelamente all’attività fin qui descritta, è continuata anche per il 2012 l’osservazione delle protuberanze solari in cromosfera nella frequenza di 6563Å della riga α della serie di Balmer dell’Idrogeno. Purtroppo la mancanza di tempo ed alcuni problemi organizzativi non hanno permesso di condurre questa attività in modo regolare e sistematico come le altre. Sono stati infatti realizzati pochi disegni in tutto l’anno, tutti compiuti dai gruppi di osservazione delle classi quarte e quinte del Liceo Scientifico. Attualmente l’attività di osservazione in Hα è affidata esclusivamente (nel senso che il Responsabile Tecnico, di norma, non compie osservazioni in Hα ma queste sono state delegate interamente agli Studenti)  ancora alle stesse classi più la 5D ITPA, ma il tempo limitato messo a disposizione di questi gruppi per le osservazioni (al massimo quattro al mese se le condizioni meteo sono favorevoli) non permetterà certo di produrre un numero significativo di disegni, che comunque sono considerati osservazioni ufficiali per l’Osservatorio. Per tale motivo in questo rapporto non vengono presentati, come del resto in quello del 2011, i risultati delle osservazioni in luce monocromatica. Tutte le osservazioni sono state compiute con un PST Coronado da 40/400 utilizzando oculari da 10 mm. per la ricognizione del bordo disco e da 6 mm. per l’osservazione dei dettagli fini. I due oculari forniscono ingrandimenti rispettivamente di 40X e 67X. Per ogni osservazione è stato realizzato un disegno con i nuclei e gli elementi delle protuberanze osservate (classificate con gli opportuni metodi) ed il calcolo di un indice di attività, detto Numero di Pettis (o Prominence Number Rp), equivalente del Numero di Wolf per le macchie solari, ottenuto con una formula di calcolo molto simile, anche se coinvolgente parametri diversi.

Bisuschio, 9 Gennaio 2013                             

Il Responsabile Tecnico dell’Osservatorio (Mario Gatti)

 mario.gatti@isisbisuschio.it