LA STIMA DELL'ATTIVITA' SOLARE

Il numero relativo di Wolf è un parametro che consente la stima dell'attività solare in funzione del numero e della complessità delle regioni attive osservabili sulla fotosfera in luce bianca.

Inizialmente introdotto dall'astronomo Rudolf Wolf nel 1848, è stato inizialmente calcolato da osservazioni eseguite con un telescopio rifrattore di Fraunhofer di 80 mm di apertura e di 1100 mm di lunghezza focale, impiegato a 64 x. Lo stesso telescopio è ancora in uso per lo stesso scopo presso l'osservatorio di Zurigo.

Wolf confermò le oservazioni dell'astrofilo tedesco Schwabe, secondo il quale l'andamento dell'attività solare risultava modulato nel tempo e presentava un'ampiezza media di 11 anni. Questa ampiezza è definito ciclo e per convenzione il 1
° ciclo ha come epoca di inizio il 1755.

Nell'ambito della sezione Sole il numero di Wolf R si calcola secondo la seguente formula:

R = Kc * (10*G + M)

dove

kc: fattore di correzione (strumentale e di condizioni atmosferiche)

G: numero di gruppi osservati

M: numero di macchie complessive osservate

Nel conteggio dei gruppi, la singola macchia isolata deve essere considerata un gruppo. Le singole macchie isolate, inoltre, benchè già contate come gruppo devono essere considerate anche agli effetti del conteggio delle macchie complessive.

Il valore numerico del fattore di correzione kc dipende da tre variabili:

1. strumento impiegato (K): nel caso dello strumento di riferimento, il rifrattore da 80mm, il suo valore è pari ad 1. Strumenti con apertura maggiore sono caratterizzati da migliore risoluzione, e quindi consentono di individuare un maggiore numero di macchie minute. Al di sopra di 80mm di apertura, non si hanno però ulteriori vantaggi connessi al miglioramento della risoluzione, vista la dimensione tipica della granulazione se osservata da Terra (circa 1"). Strumenti di minore apertura, al contrario, portano a una stima inferiore del numero di macchie. Di seguito la tabella usata nella sezione con i valori di K in funzione all'apertura del telescopio usato:

Apertura (mm) K
40 1.5
45 1.38
50 1.28
60 1.14
70 1.10
77 1.01
80 1.00
90 0.97
100 e oltre 0.95

2. trasparenza dell'atmosfera (S1): la presenza di foschia rende meno evidenti i particolari minuti e le piccole macchie e porta a sottostimare il numero di macchie. Di seguito la tabella usata nella sezione sole con i valori si S1 in funzione dell'umidità:

Trasparenza/Umidità livello S1
Sereno 1 0.00
Sereno, poca foschia 2 0.01
Sereno, foschia 3 0.02
Sereno, molta foschia 4 0.03
Sereno con nebbia 5 0.04
Velato, spariscono le macchie minute nella penombra 6 0.05
Velato, spariscono le macchie minute fuori della penombra 7 0.15
Velato, si distinguono solo le macchie medie e grandi 8 0.35
Velato, si distinduono solo le macchie grandi 9 0.45

3. seeing (S2) : la turbolenza dell'atmosfera ha effetto sulla risoluzione. In condizioni di alta turbolenza la risoluzione è minore, quindi sono individuate meno macchie minute. Di seguito la tabella usata nella sezione sole con i valori si S2 in funzione dell'umidità:

Seeing livello S2
Immagine stabile, senza oscillazioni ne sul disco ne al lembo 1 0.01
Immagine con moti contenuti entro 2", oscillazioni solo al lembo e non sul disco 2 0.03
Immagine con moti contenuti entro 4", oscillazioni visibili sul disco ed al lembo, lembo pulsante o ondulante 3 0.05
Immagine con moti entro 8", impossibile distinguere bene tra ombra e penombra, lembo che oscilla notevolmente 4 0.07
Immagine con moti superiori di 8", comparabili alle macchie solari, lembo che oscilla pesantemente 5 0.09
Immagine instabile, impossibile definire la posizione delle caratteristiche osservate 6 0.11

Osservazioni condotte in condizioni tali per cui s1 sia maggiore o uguale a 6 e s2 sia maggiore di 5 non vengono considerate attendibili ai fini statistici nel calcolo del numero di Wolf, ma possono comunque costituire un riferimento per l’astrofilo che intenda accertarsi dell’evoluzione di un dato fenomeno.

Il valore di kc è determinato con la seguente espressione:

Kc =  K + S1 + S2

I valori delle osservazioni rilevati giornalmente vanno inseriti, per chio ha un PC, in un programma distribuito dal responsabile di sezione e mensilmente inviato il file con i dati al responsabile. Per chi non possiede un PC si può scaricare dalla pagina relativa alla presentazione i moduli da compilare ed inviare via posta al coordinatore.

Il singolo osservatore riceve periodicamente un bollettino che lo aggiorna sul suo posizionamento rispetto all’osservatore di riferimento e rispetto al dato definitivo prodotto dal AAVSO (America Association of Variable Star Observers) e dal SIDC (Solar Influences Data analysis Center) di Bruxelles.

Ciascun osservatore viene quindi a ricevere un fattore correttivo personale kc che gli consente di confrontarsi direttamente con gli enti di riferimento per la determinazione dell’attività solare: la costanza nel tempo del valore del proprio fattore correttivo personale verso i due enti è indice di riproducibilità per l’osservatore, mentre la prossimità a 1 del suo valore è indice di accuratezza. I due enti considerati non danno però lo stesso valore del numero di Wolf, pertanto i due fattori di correzione rispetto ai due enti saranno necessariamente diversi.

Riduzione dei dati

Il singolo valore del numero di Wolf ha poco significato, viste le fonti di variazioni cui è soggetto. Di maggiore interesse sono invece una serie di statistiche che possono essere estratte da una sequenza di osservazioni successive, quali ad esempio il numero di Wolf medio mensile

Per poter costruire una curva mensile è necessario avere almeno una decina di osservazioni senza interruzioni maggiori di 3-4 giorni tra una osservazione e l'altra. Ciò consentirà di tracciare una curva per interpolazione che rappresenterà con buona approssimazione l'andamento avuto nel mese.

Oltre che registrare il numero di Wolf è possibile, ma solo dopo alcuni mesi di osservazioni, effettuare ulteriori studi quali ad esempio:

L'attività solare oltre che nel visibile viene anche controllata in altre bande, come nel radio, nei raggi X, Gamma e in H-Alpha.