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

Rapporto sull’attività di osservazione dell’anno solare 2014

1)      Osservazioni in luce bianca (continuo)

 Dal 1 Gennaio al 31 Dicembre dell’anno 2014 sono state eseguite 279 osservazioni della fotosfera, un numero inferiore a quello dello scorso anno e considerevolmente inferiore a quelli degli anni 2011 e 2012. E’ stato eguagliato il record negativo di osservazioni, ottenuto nel 2010. La causa di questo calo di osservazioni è da attribuirsi alle condizioni meteo che, se nel 2013 erano state a dir poco infelici, nel 2014 sono state addirittura pessime, soprattutto nelle stagioni normalmente più favorevoli, come l’estate e il primo autunno. La media totale di osservazioni dal 2009 al 2014 scende leggermente rispetto a quella fino al 2013, assestandosi sul valore di 293, che è in ogni caso di tutto rispetto anche se rapportato a quelli dei maggiori Osservatori Solari mondiali. Sono stati osservati e classificati (secondo il metodo di Zurigo) 454 gruppi (contro i 392 del 2013) e conteggiate complessivamente 15767 macchie (12081 nel 2013). Il numero di gruppi osservati quest’anno è stato il più alto dal 2009, così come il numero di macchie. Questo dimostra come l’attività solare nel 2014 sia stata più intensa rispetto agli anni precedenti. Infatti nel mese di Febbraio il Sole ha raggiunto il suo secondo massimo di attività del ciclo in corso (quello emisferico a sud, che era stato previsto da alcuni ricercatori e segnatamente da Richard C. Altrock dell’Air Research Laboratory di Sunspot, New Mexico, USA ), dopo quello iniziale di Novembre-Dicembre del 2011. E’ presumibile che nei prossimi anni il Sole si porti quindi lentamente e gradatamente verso il minimo del ciclo 24, previsto per il 2019, anche se non si possono escludere degli ulteriori periodi di massimo relativo da qui ad allora. Il mese con il minor numero di osservazioni nel 2014 è stato Febbraio (15) e quello con il maggior numero Maggio (29). Settembre ha visto il maggior numero di macchie conteggiate (1840) e Novembre quello minimo (844).  Nel 2014 inoltre abbiamo assistito al transito sul disco solare dei due gruppi di macchie più estesi del ciclo in corso, che hanno compiuto tre rotazioni ciascuna, con numeri di macchie elevati ed una notevole attività energetica associata. La seconda di queste regioni attive, transitata tra Ottobre e Dicembre, è stata non solo la più estesa del ciclo, ma più grande anche della più estesa del ciclo 23. Per trovare una regione che la superi in dimensioni (e di poco) bisogna andare indietro fino al 1990. Le dimensioni delle regioni attive (corrispondenti ai gruppi di macchi solari) vengono misurate in un’unità detta MESV, che sta per milionesimo di emisfero solare visibile. Un MESV equivale a circa 3 milioni di Km quadrati. L’estensione massima della regione in questione è stata di 3850 MESV, che la collocano al dodicesimo posto nella classifica delle regioni più grandi viste da quando è iniziata l’osservazione sistematica della fotosfera.

 Per ogni giorno di osservazione è stato prodotto un disegno della fotosfera, eseguito  dal Direttore dell’Osservatorio.

Tutti i disegni relativi alle osservazioni ufficiali sono stati organizzati in due archivi, uno cartaceo e l’altro in formato elettronico; ulteriori disegni prodotti dagli Studenti appartenenti ai gruppi di osservazione costituiti nell’ambito del Progetto Astro.Net 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 Direttore dell’Osservatorio. Si ribadisce comunque che sono considerate ufficiali le osservazioni effettuate  dal Direttore dell’Osservatorio, oltre a quelle della Studentessa Deborah Maragno, ufficialmente accreditata presso il SIDC/SILSO.

Nel seguito sono  riportati i risultati delle osservazioni. Il numero di Wolf medio non ridotto per quest’anno confrontato con quello dello scorso anno, (106.55) conferma la maggior attività fotosferica rispetto al 2013 e quello del mese di Febbraio, il più alto dell’anno, il raggiungimento del massimo secondario del ciclo in corso proprio in questo mese, come detto in precedenza.

Tabella 1.

Numeri di Wolf medi mensili calcolati in Istituto e rapportati agli International Sunpots Numbers (provvisori per il secondo semestre) elaborati dal SIDC/SILSO di Bruxelles. Nella prima colonna sono indicati i mesi dell’anno, nella seconda i numeri dell’Istituto (Risis), nella terza quelli del SIDC/SILSO (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 medio del coefficiente di riduzione Kc (ottenuto dal semplice rapporto tra i numeri di Wolf non ridotti e quelli ridotti pubblicati dal SIDC/SILSO) è arrotondabile a 0.61, che è il valore stabile annuale dell’Osservatorio dal 2010, quando è entrato a far parte del network coordinato a Bruxelles. In realtà i coefficienti di riduzione ufficiali attribuiti dallo stesso SIDC/SILSO al nostro Osservatorio non vengono calcolati in modo così semplice, ma sono stabilmente assestati, dal 2011 al 2013, sul valore 0.6. Ovviamente il valore del coefficiente di riduzione ufficiale per il 2014 non è ancora noto, e sarà reso pubblico dal SIDC/SILSO solo verso la metà del 2015. Da segnalare comunque che le dispersioni dei valori mensili di Kc si sono mantenute molto basse, addirittura nel 2012 sono risultate le migliori dell’intero circuito di Osservatori, questo grazie al notevole numero di osservazioni (315) compiute quell’anno. Il calo drastico di osservazioni nel 2013 e soprattutto nel 2014 fa pensare che in questi due anni le dispersioni mensili non saranno altrettanto buone.  .              

2)      Monitoraggio delle Regioni Attive

 Durante il 2014, 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) inviate dalla sonda  SDO. Sono state conteggiate complessivamente 318 BMR  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.

     4) Space Weather
In Osservatorio viene prodotto giornalmente (esclusi i giorni festivi) un bollettino consuntivo e  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 2014, contrariamente all’aumento dell’attività in fotosfera,  non sono stati rilevati eventi energetici di rilievo più marcato rispetto a quelli del 2013. Il maggiore contributo (in termini di flare di classe M ed X, i più energetici) è stato fornito dalle due regioni attive di grandi dimensioni citate in precedenza, anche se altre BMR hanno contribuito per la loro parte. Curiosamente però, nonostante la loro intensa attività le due grosse regioni non hanno prodotto eventi che poi sono andati a creare disturbi consistenti al campo geomagnetico. Infatti la tempesta geomagnetica più intensa registrata nel 2014 è stata una G3, quindi di intensità media. La scala NOAA delle tempeste geomagnetiche va da G1 (dette minor storm) a G5 (dette extreme storm). Il descrittore delle tempeste G3 è strong. Dal mese di Dicembre del 2014 è disponibile un software online, detto STAFF, elaborato e distribuito gratuitamente dall’Università del Belgio, con il quale è possibile monitorare lo Space Weather in tempo reale ed ottenere dati utilissimi per stendere un rapporto previsionale autonomo, che non si basi quindi solo su dati elaborati da altri. Questo permette al servizio di Space Weather offerto dal nostro Osservatorio di compiere un notevole salto di qualità, in quanto al suo interno è possibile elaborare direttamente molti dei parametri che concorrono alla previsione dello Space Weather.

    5 ) Collaborazione con il SIDC/SILSO

 Dal 15 Settembre 2010 il nostro Osservatorio è stato inserito tra le stazioni operanti e collaboranti con il Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) di Bruxelles, cui fanno capo meno di un centinaio di Osservatori sparsi in tutto il mondo. Da Settembre 2013 il SIDC ha istituito un centro di calcolo ed elaborazione dati dedicato alle macchie solari in particolare e all’attività solare in genere, chiamato SILSO (Sunspot Index and Long-term Solar Observations). Ecco perché in precedenza e nel seguito è stato fatto riferimento al centro con sede presso l’Osservatorio Reale del Belgio a Bruxelles come SIDC/SILSO, in attesa che venga ufficialmente adottata la seconda denominazione. Il SIDC/SILSO 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/SILSO, 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/SILSO 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/SILSO, 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 cinque 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 Direttore dell’Osservatorio 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 il fattore di riduzione degli 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/SILSO, 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/SILSO. La convenzione con il SIDC/SILSO 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/SILSO 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).

A partire dal mese di Ottobre del 2014 il nostro Osservatorio dispone di un secondo account presso il SIDC/SILSO, utilizzato per l’invio dei numeri di Wolf ottenuti con un metodo di conteggio, detto non pesato, diverso da quello descritto in precedenza ed utilizzato anche alla Specola Solare Ticinese di Locarno. In una serie di Workshops, tenutisi tra il 2012 e il 2014 e dedicati proprio al conteggio delle macchie solari, sia con il numero di Wolf che con altri indici, è emersa l’esigenza, da parte della comunità dei fisici solari, di procedere ad un riesame delle osservazioni compiute nel passato con tutti i diversi metodi di calcolo, per cercare di stabilire quale sia il più attendibile per descrivere l’andamento dei cicli solari, passati e futuri. Poiché l’Osservatorio di Bisuschio è l’unico, insieme a Locarno, tra quelli del network ad utilizzare il metodo pesato, ci è stato chiesto di procedere ad un conteggio anche non pesato (cosa che viene fatta anche a Locarno), in modo che il SIDC/SILSO possa disporre di un secondo set di dati, oltre a quello fornito da Locarno, per poter, nel corso del tempo, procedere ad un confronto tra i due metodi nell’ottica di quanto descritto sopra. Quindi Locarno e Bisuschio sono gli unici due Osservatori  a possedere due account presso il network di Brucelles. Questo pone senza dubbio il nostro Osservatorio in una posizione significativa nell’ottica di collaborazione ad una ricerca scientifica di alto livello, alla quale partecipano i centri di osservazione e di studio della fisica solare più importanti del mondo.

    6) Osservazione Hα

Parallelamente all’attività fin qui descritta, è continuata anche per il 2014 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 inseriti nel Progetto Astro.Net. Attualmente l’attività di osservazione in Hα è affidata esclusivamente (nel senso che il Direttore dell’Osservatorio, di norma, non compie osservazioni in Hα ma queste sono state delegate interamente agli Studenti)  ancora alle quarte e quinte del Liceo Scientifico, 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 quelli del 2011, del 2012 e del 2013, i risultati delle osservazioni in luce monocromatica, diversamente da quelli relativi al 2009 e al 2010, quando l’osservazione in Hα  era praticamente sistematica, mentre il Sole stava attraversando il suo lunghissimo periodo di minimo prolungato a cavallo dei cicli 23 e 24, quindi si aveva il tempo di procedere ad entrambe le osservazioni, in luce bianca e in monocromatico. La successiva risalita verso il massimo ha posto poi inevitabilmente problemi di tempo, in quanto era quasi impossibile, per un solo osservatore, procedere ad entrambe le osservazioni. Ecco il motivo per cui da un certo punto l’osservazione in Hα è stata delegata ai soli Studenti dei gruppi di osservazione. 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, 15 Gennaio 2015                                      Il Direttore  dell’Osservatorio (Mario Gatti)

                                                                                           mario.gatti@isisbisuschio.it