TAG: cicli solari, macchie solari, cicli solari, minimo solare, corona solare, spettrografia solare, banda verde del ferro
Questo articolo, molto tecnico, è la traduzione dell’articolo degli astronomi slovacchi V.Rusin, M.Minarovjech e M.Saniga sul comportamento del Sole nel ciclo 24. Essi si basano sull’osservazione della banda di emissione del ferro nella corona solare. Il loro lavoro, decisamente antesignano rispetto ad altri, è stato scritto a fine 2008 ed è stato pubblicato a metà del 2009. In esso si prevedeva, in base ai loro studi, un massimo solare in due tempi, uno a cavallo del 2010 e il 2011 ed uno alla fine del 2012.
Riassunto
La previsione dei massimi e dei minimi dei cicli di attività solare, e non meno la loro ampiezza, è di importanza capitale, non solo per una comprensione più profonda dei processi fisici responsabili dell’attività solare, ma dal punto di vista economico anche per la società in generale.
Infatti i picchi di attività solare hanno un grande impatto sulle condizioni meteo dello spazio e provocano importanti fenomeni, come la distruzione di un satellite o l’interruzione delle telecomunicazioni oppure si possono correlare speculativamente con cambiamenti dei modelli globali di clima.
Tali previsioni si basano su una combinazione di diversi metodi di differenti, come riassunto dal gruppo di Space Weather Prediction Center (SWPC) (http://www.swpc.noaa.gov/).
La nostra stima qui presentata si basa su una lunga sequenza di osservazioni sull’intensità della banda verde del ferro nella corona solare (530,3 nm / Fe XIV), la cui caratteristica è quella di migrare nel corso del ciclo solare dai poli a l'equatore in relazione ai massimi solari.
Una attenta analisi dei dati della banda verde della corona solare indica che il prossimo ciclo solare sarà caratterizzato, come gli ultimi due, da un paio di massimi, uno tra la fine del 2010 e l'inizio del 2011, l’altro alla fine del 2012.
Introduzione
Come è noto, le protuberanze e la banda verde coronale sono stati osservate in tutto il disco solare, perfino alle alte latitudini solari, che normalmente sono completamente prive di macchie solari. Anche se la distribuzione temporale in base alla latitudine delle protuberanze e l’intensità della banda verde coronale rappresenta in generale un modello un po' complicato, può comunque essere un modello utilizzabile come un indicatore piuttosto affidabile nella collocazione temporale dei minimi e massimi nei cicli di attività solare.
In particolare nel comportamento della corona su grafico si è osservato mediamente che, intorno al minimo di un ciclo solare, compare una demarcazione delle regioni di maggiore intensità della banda verde coronale in due branche: una che si propaga poi verso i poli e l’altra che migra verso l’equatore (Trellis, 1957; Waldmeier, 1981; Leroy and Noens, 1983; Altrock, 1988; Minarovjech, Rybansky and Rusin, 1998).
Una separazione molto simile e la successiva migrazione su larga scala si è osservata anche nelle
protuberanze (Waldmeier, 1981; Makarov e Sivaraman, 1989; Minarovjech,2008) e nei campi magnetici residui di polarità inversa, come una specie di resettaggio delle "impostazioni" delle protuberanze (McIntosh, 2003).
Inoltre è stata trovata una connessione molto stretta tra i massimi nell’intensità della banda verde della corona solare e la forza dei campi magnetici locali (Minarovjech, Rusin e Saniga, 2007). Ciò a favore dell’ipotesi che i campi magnetici siano anche alle alte latitudini il primo fattore responsabile del comportamento dell’attività solare.
Intorno al massimo di un ciclo solare, entrambe le branche che volgono verso i poli sia nel campo dell’intensità della banda verde che delle protuberanze scompaiono.
Waldmeier (1957), analizzando i cicli 12-18, ha dimostrato che “la velocità di questo spostamento è la stessa in cicli differenti, indipendentemente dall'intensità del ciclo solare”.
La nostra analisi sul comportamento delle prominenze nei cicli solari 19-23 conferma le osservazioni di Waldmeier. Come discusso da Altrock, Howe e Ulrich (2007), la distribuzione tempo-latitudine nei valori massimi locali della banda verde della corona potrebbe corrispondere all'esistenza di deformazioni dell’oscillazione torsionale solare e di eventuali zone di convergenza, determinate dalla dinamo solare.
Mentre i minimi dei cicli solari si correlano abbastanza bene per tutti i principali indici
dell'attività solare, non è questo il caso per i massimi. Così, ad esempio, il momento in cui le medie mensili dell’intensità della banda verde dimostrano i loro valori massimi può differire dal numero Wolf corretto (smoothed), che può raggiungere i suoi valori massimi anche due anni dopo (come ad esempio nel ciclo 21);
Per alcuni indici, come l'indice dell’irradianza solare totale (total solar irradiance index ) (Frohlich, 2008), è anche problematico determinare in modo univoco il verificarsi del massimo solare.
Quindi, qualsiasi predizione del massimo/minimo di un ciclo solare sarà sensibile agli indici di impiegati.
(Una sintesi completa delle tecniche utilizzate si possono trovare qui: http://users.telenet.be/j.janssens/SC24.html).
Nel presente lavoro, la previsione del verificarsi dei minimi / massimi del prossimo ciclo solare 24 si basa sulla distribuzione tempo-latitudine dei valori massimi di intensità della banda verde della corona, basata su un ricca sequenza di dati acquisiti sin dal 1939.
Materiali e metodi
Le prime osservazioni della emissione della banda verde della corona durante delle eclissi risalgono al 1939. Questi dati in seguito sono diventati piuttosto sporadici e fu solo dopo la Seconda Guerra Mondiale che tali osservazioni acquisirono uno status sistematico. Attualmente ci sono solo poche
stazioni in tutto il mondo che eseguono questo tipo di osservazioni coronali in modo continuativo. A causa di standard differenti nelle tecniche di osservazione esistono diverse discrepanze tra i dati acquisiti dalle singole stazioni, anche se ci sono stati vari tentativi in passato per portare questi dati ad un’unificazione della scala fotometrica (vedi, ad esempio, Sykora, 1971; e/o Rybansky, 1971), ma senza alcun successo(Makarov, Tlatov e Callebaut, 2003).
La nostra sequenza omogenea (1939-2008) delle intensità della banda verde, che è rappresentata in figura 1, è basata sui dati tratti dal sito http://www.swpc.noaa.gov/SolarCycle/ e trattati
con il metodo la cui descrizione dettagliata è riportata da Rybansky et al. (2005).
Figura 1. Distribuzione tempo-latitudine del massimo dell’intensità della banda verde coronale nel periodo 1939-2008
Come è evidente dalla Figura 1, questa distribuzione tempo-latitudine della maggiore intensità della banda verde presenta un notevole regolarità nel suo aspetto a “farfalla", nel quale modello la separazione dei rami polari intorno ai minimi del ciclo solare è ben visibile.
Nel nostro lavoro precedente (Rybansk, Minarovjech e Rusin, 2003), con i dati disponibili ad oggi, abbiamo stimato che il minimo tra i cicli 23 e 24 cadesse intorno al maggio del 2007.
Qui, prevediamo che il massimo del ciclo 24 si verificherà tra la fine del 2010 e l'inizio del 2011, e un secondo massimo, legato al giungere della seconda branca alla latitudine di circa 60° (Minarovjech, Rybansk, Rusin, 1998), nella seconda metà del 2012 (vedi Figura 2). Le nostre stime possono essere proiettate ancora un po' più nel futuro, con un minimo fra i cicli di 24 e 25 che si verificherà probabilmente alla fine del 2018, seguita dal massimo del ciclo 25 tra 2021 e 2022 ed il minimo successivo nel 2029.
Figura 2. Distribuzione tempo-latitudine del massimo dell’intensità della banda verde coronale nel periodo 1939-2008 e la previsione del suo comportamento per il periodo 2008-2030
Quasi ogni ciclo osservato nei nostri dati, raccolti in base agli indici della banda verde coronale, indica lo sviluppo di un cosiddetto doppio maximum (vedi figura 3), di cui uno, di regola, più pronunciato (primario) dell'altro (secondario), ma non abbiamo argomenti in mano in risposta al quesito su quale dei due massimi previsti nel ciclo attuale 24 sarà il primario e quale il secondario.
Abbiamo anche qualche incertezza per un paio di altri fattori.
Il primo è la cosiddetta asimmetria Nord-Sud (vedi ad esempio, Rusin and Dzifcakova, 1990; and Dzifcakova and Rusin, 1998), che è il motivo per il quale - abbastanza facilmente distinguibile dalle figure 1 e 2 - i tempi della scomparsa di entrambi i rami polari ed equatoriali sono differenti per i due emisferi solari.
Il secondo fattore è il carattere piuttosto intermittente di molti fenomeni che plasmano l'attività solare: ciò è completamente trascurato in sede di determinazione dei periodi di attività solare sia nei
minimi che nei massimi, in quanto tali si basano solitamente su dati corretti connessi all'indice in esame basandoli su una media estesa a 13 mesi.
Figura 3. Evoluzione temporale degli indici di attività solare coronale, derivati da un set di
dati omogenei coronali ricavati dalla stazione coronale fotometrica di Lomnicky Stit
Figura 4. Una sintesi illustrativa delle diverse previsioni del comportamento del numero di Wolf per il ciclo di 24, si nota un consenso abbastanza convergente per quanto riguarda il momento del massimo, ma ancora un notevole disaccordo per quanto riguarda l'ampiezza assoluta
dell'indice. (Il grafico è un insieme di dati acquisiti da http://www.swpc.noaa.gov/SolarCycle/SC24/index.html)
Discussione
Il metodo utilizzato in questo lavoro per la previsione del minimo e del massimo del prossimo ciclo solare si basa sulla distribuzione tempo-latitudine dei locali massimi d’intensità della banda verde coronale nel periodo che va dal 1939 al 2008, come discusso in dettaglio da Minarovjech et al. (2003 e relativi riferimenti).
Questa distribuzione è strettamente legata a quella dei campi magnetici solari a livello globale
(vedi, ad esempio, Minarovjech et al. 2007) ed il massimo del ciclo è basato sull’osservazione della banda verde coronale colta intorno al momento in cui i rami primari polari raggiungono l’intensità maggiore nello raggiungere i poli.
Il nostro metodo non consente ancora di prevedere l'ampiezza del ciclo; comunque, questa è ovviamente una questione ben più delicata delle numerodi previsioni visibili qui: http://www.swpc.noaa.gov/SolarCycle/SC24/index.html (e riassunte in Figura 4) che differiscono in ampiezza fino al 100% dalla media, anche se concordano più o meno per il momento del massimo del ciclo 24 (2011-2012), fatta eccezione per Svalgaard e Schatten (2008) che lo spostano al 2013.
C'è anche un generale consenso che il momento del massimo solare dipenderà dall’ampiezza del ciclo: maggiore è l'ampiezza, tanto prima ci si può aspettare che si verifichi il massimo.
Il ciclo è già iniziato, anche se sono solo poche per ora le macchie solari che sono state osservate.
Il principale fattore a favore per dar credito a questa tesi è la forma e la struttura della corona nella luce bianca, come osservato durante l’ultima eclisse totale (Rusin et al., 2008), nella quale sono stati osservati ben quattro flare rotondeggianti (a casco) di larga scala sopra le protuberanze solari a medie latitudini solari, che è tipico dell’inizio dei cicli solari.
Inoltre, l'inizio della separazione dei rami polari nella corona verde a latitudini intorno + o – 45° (e quindi l’inizio dell’inversione di polarità dei campi magnetici globali) era già stata visibile tra la fine del 2007 e l’inizio del 2008.
Data l'esattezza dei dati disponibili nel lavoro di Rybansky et al. (2003), la previsione di questi autori nel determinare il momento del determinarsi dell’inizio del minimo solare intorno alla metà del 2007 può essere considerata abbastanza valida.
Per quanto riguarda la lunghezza della durata dei cicli solari, qui l’indice della banda verde coronale
mostra più o meno lo stesso valore (11 anni in media, sulla base dei dati disponibili per i cicli 18-22). Quando vengono paragonati con i corrispondenti valori desunti dalla variazione del numero di Wolf, si sono osservate differenze di + o – 10 mesi (Minarovjech, Rybansky e Ru? Peccato, 2003); l'irregolare alternanza di questi valori (+ o -) è un forte sostegno alla teoria del nastro trasportatore (Conveyor Belt) come ipotesi del funzionamento all’interno del Sole, come recentemente proposto dalla Hathaway et al. (2003) o Dikpati, Gilman, e De Toma (2006).
La delicata struttura della nostra distribuzione tempo-latitudine dell’intensità della banda verde sembra anche testimoniare che la dinamo solare e i suoi campi indotti dalla circolazione meridionale (meridiana) sono infatti i meccanismi primari di definizione dell'attività solare.
Ci auguriamo che al nostro metodo di previsione basato sulla banda verde coronale, sebbene più semplice ma meno diretto rispetto agli altri, gli sarà dato presto un maggior credito.
Bibliografia
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Fonte: Contrib. Astron. Obs. Skalnat_e Pleso 39, 71-77, (2009)
http://www.ta3.sk/caosp/Eedition/FullTexts/vol39no2/pp71-77.ps.gz
Traduzione di Pablito – 23 luglio 2010
Pubblicato su questo sito il 25 settembre 2010
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