La variabilità del Sole

la struttura, gli strumenti di osservazione e di ripresa, lo studio della sua variabilità

Fotografia scattata durante l' eclisse parziale di Sole del 31 maggio 2003 a pochi gradi dall 'orizzonte

Introduzione - Il Sole riveste un ruolo importantissimo nell' astrofisica moderna. Per la sua estrema vicinanza, è l' unica stella a poter essere studiata in maniera approfondita. Mostrare dettagli sulla sua superficie come macchie, facole, brillamenti ma soprattutto permette la vita sulla terra. Sappiamo del Sole la sua età, quanto vale il suo raggio, qual è la sua massa, quanto splende, ovvero qual è la sua luminosità. Studiandone accuratamente l'atmosfera, siamo stati in grado di capire da quali elementi chimici è composto grazie alla spettroscopia. Misurando i parametri fisici alla superficie, come densità e pressione del gas, si è giunti alla conoscenza della sua struttura interna. Vogliamo ora indagare sulla variabilità solare, a partire dalla conoscenza di:

1. struttura del Sole,

2. strumenti d' osservazione,

3. strumenti di rivelazione;

4. studio della variabilità solare

5. indici di correlazione lineare fra il valore energetico solare e gli indici fotometrici

La struttura del Sole

Il Sole è una stella di dimensioni e luminosità medie, che si trova a metà strada fra la periferia e il centro della nostra galassia: la Vialattea. Ha un diametro di circa 1.400.000 Km (109 volte il raggio della Terra) e un volume di ben 1.412.000.000.000.000.000  km³, ma una densità di soli 1,41 g/cm³ (simile a quella dell 'acqua) rispetto ai 5,52 g/cm³ della Terra. La nostra stella ruota intorno al proprio asse, ma con velocità diversa a seconda della latitudine: minore a i poli e maggiore verso l' equatore dove la rotazione dura circa 25 giorni, rispetto ai più di 30 dei poli. Possiamo studiarlo indagando sulla sua struttura:

1. il nucleo

2. la zona radioattiva;

3. la zona convettiva

4. la fotosfera;

5. la cromosfera;

6. la corona;

Il nucelo: Nel Sole, dove al suo interno si generano grandi pressioni e una temperatura di 16.000.000 °K , si innescano i processi di fusione nucleare fra i nuclei degli elementi più leggeri. Questo processo permette alla stella di emettere energia sotto forma radiazioni più o meno energetiche.

Nel disegno sono riportate le fasi della reazione termonucleare protone - protone, che permettono di fondere l' idrogeno in elio. Vi sono anche altre reazioni fra elementi più pesanti, ma che avvengono solo su stelle con una massa superiore.

1. La reazione inizia con l' urto tra due protoni (P), di carica positiva, che devono avere energia sufficiente per superare la barriera elettrostatica repulsiva e riuscire a collidere. L' energiadi attivazione è data dall 'agitazione termica delle particelle.

2. In conseguenza dell' urto uno dei due protoni decade in un neutrone (N) con la formazione di un positrone (e+) e di un neutrino (v); si forma così un nucleo di deuterio (PN) e per effetto dell' urto con un altro protone si ottiene un nucleo di elio-3 (PPN).

3. L' urto tra due nuclei di elio-3 produce infine un nucleo di elio-4 (PPNN), mentre due protoni vengono espulsi.

Zona radioattiva: la zona radiativa si estende dal bordo esterno del nucleo fino alla zona convettiva. Nella zona radiativa l' energia viene trasportata per irraggiamento: i fotoni uscenti dal nucleo urtano continuamente le particelle di plasma, rimbalzando da un punto ad un altro (e perdendo parte della loro energia). Nonostante i fotoni viaggino alla velocità della luce, a causa del numero elevatissimo di urti a cui sono sottoposti, essi possono impiegare milioni di anni prima di riuscire a raggiungere lo strato superiore.

Zona convettiva: E' lo strato più esterno della struttura interna del Sole. In queste condizioni, con il calore "intrappolato" alla base, il fluido diventa instabile e comincia a bollire e a trasportare calore per convezione: celle di plasma caldo iniziano a muoversi verso l' alto, verso la superficie visibile della fotosfera, espandendosi e raffreddandosi fino ad una temperatura di circa 6000 °C, mentre celle di plasma freddo scendono verso la base della zona stessa riscaldandosi. Questi stessi moti sono visibili alla superficie sotto forma di granuli e super granuli (fenomeno della granulazione fotosferica). Il trasporto turbolento di materia nella zona convettiva, produce vibrazioni della superficie solare. Si generano onde di pressione che restano intrappolate all 'interno. E' grazie allo studio della propagazione delle onde eliosismiche si è potuta studiare la struttura interna del sole. Dal filmato, si possono intuire i moti connettivi in evoluzione (preso da internet).

Fotosfera: La luce che ci arriva proviene dalla fotosfera. Essa ha una temperatura intono ai 6.000 °C ed è possibile osservarla con un telescopio munito di filtro. Ricordiamo che la rotazione differenziale del sole, genera un campo magnetico fortissimo, non omogeneo, per cui si viene a crea un deficit connettivo che porta alla formazione di macchie solari. In queste zone il trasporto di materia verso la superficie è inibito, quindi sono più fredde (4.000 °C) e appaiono più scure. L' energia che non viene emessa dalle macchie, probabilmente è distribuita sotto forma di anelli energetici intorno ad esse detti "Ring". Qui il campo magnetico risulta particolarmente intenso (circa 1000 Gauss).

La fotosfera è in perenne evoluzione e da questa composizione si vede come un gruppo di macchie (molto più grandi del pianeta Terra) può cambiare in soli 6 giorni.

Immagini eseguita da Adriano Massatani fra il 19 e il 24 luglio 2004 con una web cam Tou Cam Pro applicata ad un rifrattore 90/900. Somma di immagini ed elaborazione con il programma Iris.

Cromosfera: Rappresenta lo strato sottile di gas che si estende dalla fotosfera a circa 15.000 km di altezza. Mentre la fotosfera è ben visibile, la cromosfera è possibile vederla o durante un eclisse totale di sole, o con filtri interferenziali a banda stretta. Con il filtro H-alpha (idrogeno neutro) si rendono visibili le spicule e le protuberanze ad arco, con il filtro al calcio (K) si possono meglio vedere le facole: zone più brillanti del disco spesso collegate con gruppi di macchie.

Corona: E' lo stato più esterno, composto da gas caldissimi che proseguono per milioni di kilometri nello spazio. La sua forma è fortemente influenzata dall 'attività solare; appare simmetrica quando è al massimo, asimmetrica quando è al minimo. Essendo molto rarefatta, le particelle di gas che la compongono sono fortemente influenzate dal campo magnetico e in particolar modo dalle macchie solari.

Ricordiamo inoltre il fenomeno più energetico che avviene sulla superficie: il flare. Non si conosce molto bene la causa, sappiamo solo che avvengono in prossimità di zone magnetiche complesse. Emettono moltissima energia e possono essere pericolosi per la terra: sono causa di interferenza nelle comunicazioni o sovraccaricare alle linee elettriche. Con il loro flusso di raggi X sono pericolosi per gli astronauti che non si trovano protetti dal l'atmosfera e che quindi sono colpiti dalla radiazione.

Video inerente alla forte emissione coronare fra il 23 e il 31 ottobre 2003. Immagini ottenute dalla sonda SOHO. Composizione delle immagini a cura di Marco Santinelli.

Strumenti di osservazione

Il telescopio è uno strumento ottico che, attraverso specchi o lenti, converge la luce del corpo celeste in un fuoco e presenta all 'occhio dell' osservatore una loro immagine ingrandita.Esso presenta due caratteristiche principali:

 1.   può raccogliere più luce di quanto non possa fare l' occhio umano, quindi rende agevole l' osservazione di oggetti poco luminosi;

2.   rileva particolari più minuti grazie ad un maggiore potere risolutivo. Questo cresce con l' aumentare dell' apertura (diametro dell 'obiettivo). Oltre un certo diametro, l'atmosfera limita questo potere ed è necessario ricorrere a ottiche adattive o specchi attivi.

Il suo funzionamento è dettato dalle leggi dell 'ottica: rifrazione e riflessione. Se un raggio luminoso attraversa una lastra di vetro a facce piano parallele, esso entra nella prima superficie con l' angolo di incidenza i, quindi si rifrange, avvicinandosi alla normale e, con l' angolo di rifrazione r incontrerà la seconda superficie con l' angolo i, che è uguale ad i perchè alterni interni ed emerge con l' angolo r. Si può dimostrare che la direzione del raggio emergente è uguale a quella del raggio incidente, cioè l' angolo i è uguale all'r' perchè le due superfici sono parallele. Il rapporto fra il seno dell 'angolo incidente e il seno dell 'angolo rifratto, ci da l' indice di rifrazione, variabile per ogni tipo di vetro. La riflessione avviene quando un raggio incidente su di una superficie ritorna indietro. Il raggio riflesso giace nel piano del raggio incidente e alla normale alla superficie riflette nel punto di incidenza. Gli angoli di incidenza e di riflessione, formati rispettivamente dal raggio incidente e dal raggio riflesso con la normale sono uguali.

I telescopi utilizzano superfici ottiche riflettenti o rifrangenti, curvate opportunamente per ottenere concentrare la luce in un fuoco. A seconda degli elementi ottici usati, distinguiamo telescopi a riflessione, a rifrazione e catadiottrici (sfruttano la riflessione e la rifrazione).

Il Rifrattore - Il rifrattore utilizza una o più lenti che piegano la luce e la convergono verso il fuoco. Offrono immagini contrastate, hanno un fattore di otturazione pari a zero ma, a parità di diametro, sono anche i più costosi. Vennero utilizzati per la prima volta da Galileo. Egli con uno strumento da appena 2,5 cm di diametro affetto da enormi aberrazioni riuscì a osservare i satelliti di Giove (detti anche galileiani in suo onore), i crateri lunari e la strana forma ovalizzata di Saturno (che poi si scoprì fosse un anello). Con lo sviluppo della tecnologia oggi possiamo distinguerne diversi modelli.

Il rifrattore cromatico è sicuramente il più antico e semplice, ma anche quello con qualità più bassa, presentando una sola lente biconvessa generalmente di curvatura sferica (più raramente parabolica per gli alti costi di produzione). Venne usato solo ai primordi della storia del telescopio o ancora oggi nei binocoli di basso costo e valore. Veniva costruito con rapporti focali molto chiusi (anche f/100) , al fine di ridurre il cromatismo altrimenti inaccettabile. Il vetro usato è il crown.

Per eliminare il cromatismo della prima lente, a partire dal XVIII secolo, si è aggiunta alla lente in crown una seconda in flint: un vetro con un diverso indice di rifrazione che corregge parte del cromatismo della prima lente. La lente in flint è generalmente concava dalla parte della 1° lente e piano-parallela dalla parte del del fuoco. Le due lenti sono spaziate o in aria o, nei telescopi più raffinati, in olio. Per rendere accettabile il cromatismo, il rapporto focale deve essere il più possibile chiuso (f/10 - f/15).

L'apocromatico rappresenta il non plus ulta del rifrattore, possiede tre o più lenti costruite con vetro a bassa dispersione (ED) o in fluorite. Offre immagini ad alta risoluzione e con un contrasto eccezionale, grazie anche alla soppressione del cromatismo.  Ha un campo corretto ampio che lo rende molto utile nella fotografia a lunga esposizione.

Riflettore - Il riflettore utilizza anzichè lenti due specchi. Il primo venne inventato da Isaac Newton e descritto nelle sue Lectiones Opticae nel 1669. Questo telescopio (chiamato newtoniano in suo onore) è formato da uno specchio parabolico che converge la luce verso uno specchietto, detto secondario, che devia il fascio ottico verso il fuoco.  Ha il vantaggio di essere, a parità di diametro, più economico del rifrattore ma, avendo l' ostruzione del secondario e dei sui sostegni, offre a parità di diametro immagini meno contrastate e risolute. Oggi i telescopi professionali usano questo schema perchè le superficie da lavorare sono solo due e non quattro come nel rifrattore.

Una variante del newton è il cassegrain. Ha il secondario convesso e di forma sferica che devia il fascio ottico di 180° verso il primario, costruito con un foro nel centro. Il fuoco si trova dietro di esso. Generalmente questa configurazione ha una rapporto focale molto chiuso perché il secondario moltiplica la focale originale di circa cinque volte. Oltre al Newton e al Cassegrain esistono altri riflettori come il Ritchey - Chrétien, il Gregoriano, l'Herscheliano, il Dall - Kirkham, il Pressmann - Camichel e altri ancor più complessi che hanno un sistema che esclude il secondario, ma sono caduti in disuso.

Catadiottrico - Il catadiottrico utilizza sia specchi che lenti. La lente corregge le aberrazioni degli specchi per offrire un 'immagine migliore.

Lo Schmildt - Cassegrain lo Ideò Berhard Schmid alla fine degli anni Venti unendo un riflettore con primario asferico e secondario sferico con una lastra correttrice che avendo potere convergente al centro e divergente ai lati, corregge buona parte delle aberrazioni. Compattezza e potenza lo hanno fatto best seller dell'astrofilo che vuole il massimo da uno strumento, che non sia però troppo ingombrante. Il rapporto focale è intorno ad f/10, quindi non molto luminoso, ma con appositi riduttori di focale è possibile portarlo a f/6,3. L'unico difetto è dato dalla forte ostruzione (intorno al 33%) che limita la risoluzione.

Il Maksutow è molto simile allo Schmildt - cassegrain, l' unica differenza è che invece di una lastra correttrice, monta un menisco. Spesso il secondario è sostituito da un 'alluminatura sul menisco stesso, che ha la stessa curvatura dello specchio primario. Il menisco (ovvero una lente curvata nello stesso verso da entrambi i lati) ha potere divergente e serve a correggere l' aberrazione sferica del primario. Il primario sferico, forato al centro, è più grande del menisco. Converge la luce rimandandola verso il menisco che al centro è alluminato per riflettere il fascio ottico. Infine la luce passa attraverso il foro del primario dove si trova il fuoco.

I telescopi solari - Per osservare il sole, non serve raccogliere molta luce con un grande obiettivo; la cosa più importante è avere un 'immagine stabile, il meno possibile perturbata dall 'atmosferica. Infatti di giorno, il calore del Sole mette in movimento le masse d' aria dando luogo ad un 'agitazione ed ad una diminuzione del contrasto delle immagini. Nel Novecento si posizionavano gli obiettivi del telescopio solare (generalmente un rifrattore) su di una torre e si osservava l'immagine a terra o anche sotto terra. Il percorso ottico era chiuso e la luce del Sole veniva inviata all 'obiettivo tramite un celostato posto sulla sommità. Questa struttura si chiama torre solare. Oggi i telescopi solari sono molto diversi, non vengono costruite più strutture così grandi ma si preferiscono usare riflettori posti in siti astronomici con un buon seeing (ovvero con una turbolenza atmosferica bassa). I siti preferiti sono in alta quota (Canarie, Ande Cilene, Hawaii) ma anche in mezzo ai laghi dove l' acqua dovrebbe assorbire il calore del Sole. Le più recenti usano la tecnologia dell 'ottica adattiva: la turbolenza atmosferica viene analizzata istantaneamente e di conseguenza dei pistoni posti sotto gli specchi deformano la superfici degli stessi fino ad ottenere un fronte d' onda corretto e stabile. Questo sistema rivoluzionario permette di raggiungere risoluzioni altissime, per esempio il telescopio solare Dunn da 76 cm, in New Mexico, raggiunge una risoluzione di 0,15" ! In futuro si prevede la costruzione di un telescopio solare da ben 4 metri: l' Advanced Technology Solar Telescope (ATST).

Strumenti di rivelazione

Per secoli si è osservato con l' occhio nudo o attraverso un telescopio e gli astronomi disegnavano gli oggetti a mano, con tutte le limitazione dell' occhio. Con l' avvento della fotografia stato possibile vedere di più, grazie alla capacità della pellicola di integrare la luce. Con l' arrivo degli anni Quaranta, la tecnologia CCD ha permesso di aumentare la risoluzione e l' integrazione di fotoni, pemettondo l'aquisizione di immagini professionali in tempi brevi.

Struttura di un CCD - Il principio di questo strumento è quello di trasformare i fotoni che ci giungono dalla gli oggetti celesti, in dati digitali e quindi in immagini. La parte principale è formata da una matrice di silicio di piccole dimensioni (generalmente da 2 mm a 30mm) composta da milioni di pixel. Il pixel hanno forma rettangolare o quadrata con diagonale da 6 a 30 micrometri e sono affiancati in colonne. Il CCD ha un' efficenza molto elevata: se la pellicola registra solo 7-8 fotoni su 100, il CCD può arrivare ad un' efficenza quantica anche del 90 % (ciò si traduce in esposizioni relativamente brevi per gli oggetti del cielo profondo e velocissime per gli oggetti luminosi come luna, sole o pianeti che permetto di congelare il seeing). Durante l'aquisizione dei fotoni, questi colpiscono la superficie sensibile del CCD, ove vengono registrati per il tempo da noi impostato. Durante la fase dell' esposizione, il CCD viene raffreddato a qualche decina di gradi sotto la temperatura ambiente da dispositivi di vario genere fra cui il modulo di Pertier.

Trovandosi ad una temperatura diversa dallo zero assoluto il CCD emette elettroni (rumore elettronico) per l' effetto termoionico. In seguito a tale temperatura si verifica un 'aumento dell' energia cinetica delle particelle nel conduttore che , urtando contro gli elettroni al suo interno, ne determinata un 'aumento dell' energia potenziale di estrazione necessaria a vincere il potenziale del conduttore che inibisce la loro fuoriuscita. Caricatesi sufficientemente, gli elettroni vengono emessi e ciò provoca il rumore elettronico che altera l'aquisizione dei dati (fotoni - elettroni) da registrare. Il modulo di Pertier è composto da due conduttori di diverso potenziale. Se facciamo passare della corrente fra i due, uno si raffredda e uno si scalda. Sulla superficie fredda è posto a contatto il CCD, la superficie calda è raffreddata da una ventolina. Il CCD, per evitare la formazione di ghiaccio, è posto in un contenitore sottovuoto o riempito di gas inerte.

Terminata l' esposizione, la scheda madre della camera a leggere i valori in tensione di ogni pixel e ad inviarli al circuito di amplificazione. Dopo essere stati amplificati, i segnali in tensione, analogici, entrano nel convertitore analogico - digitale per essere convertite in unità binarie intelligibili dal calcolatore. Queste unità vengono chiamate ADU (unità di misura del numero di elettroni presenti nel pixel).

L' elaborazione dell'immagine Raw - L'immagine raw è l'immagine grezza composta dal segnale luminoso dell' oggetto, ma anche dai difetti elettronici e fisici del telescopio e del CCD. Il dark frame rappresenta la corrente che scorre nei pixel anche in assenza di segnale luminoso e quindi provocati dall' effetto termoionico. Per eliminare questo difetto, esponiamo il sensore per un intervallo di tempo a piacere in condizioni di oscurità totali. Ottenute le immagini, si sommano fra loro e l'immagine ottenuta (dark frame) si sottrae all'immagine raw.

Elettroni totali (fotoni del Sole + rumore CCD) - Dark Frame = Fotoni/elettroni effettivamente provenienti dal sole

Ottenuta tale immagine, si procede all'eliminazione dei difetti fisici del CCD e dello strumento attraverso un "Flat Field". I pixel del CCD, non funzionando tutti allo stesso modo poichè alcuni sono più sensibili (pixel caldi) altri non funzionano affatto (pixel freddi), si deve stabilire il rapporto dell 'efficenza quantica per ogni pixel. Per ottenere un flat field si espone il sensore ad una fonte di luce uniforme. Infine si sottrae all'immagine.

Immagine raw (corretta con il dark frame) - Flat Field = Immagine calibrata

Telescopio PSPT

Generalità - IL telescopio PSPT (Precision Solar Photometric Telescope) è lo strumento dell' Osservatorio Astronomico di Monte Porzio Catone dedicato allo studio del Sole. E' composto da un rifrattore acromatico di 15cm e focale di 230cm (f/15,3 ), chiuso in una cupola ben coibentata e di color bianco, per riflettere la radiazione infrarossa.

Specchio attivo - Nel cammino ottico della luce, troviamo un specchio attivo del diametro di 5 cm. E' piano parallelo e sotto di esso sono posti tre attuatori piezoelettrici con frequenza di 1 Khz (1000 correzioni al secondo). Tali dispositivi vibrano contrastando il disturbo atmosferico provocato dal movimento delle masse d' aria, dando un fascio di luce stabile. Questo sistema permette di ottenere immagini ferme e quindi più risolute. Ottenuta tale correzione, il fascio luminoso viene inviato verso gli strumenti di rivelazione CCD.

Filtri - La luce viene filtrata attraverso tre tipi di filtri per evidenziare specifiche zone e caratteristiche della cromosfera e della fotosfera. Il filtro rosso (607,2 Nm) e il filtro blu (409,4 Nm) servono per studiare la fotosfera e le macchie solari. Il filtro al calcio (393,3 Nm) rende visibile la cromosfera e ci permette di studiare le facole.

La camera CCD- Il sensore utilizzato è composto da 4 milioni di Pixel (2048 x 2048) ed è raffreddato attraverso il modulo di Pertier ed un circuito di refrigerazione a liquido. Questo sistema permette di ottenere una temperatura di -20 °C. Si mette a fuoco l'immagine e si acquisisce, filtro per filtro, con una velocità di 2immagini/secondo. Una fibra ottica infine trasmette le immagini alla sala di acquisizione e registrazione delle immagini.

Studio delle immagini - Acquisite le immagine e corretti gli errori strumentali, atmosferici ed elettronici (dark frame, flat field, specchio attivo ecc.), si è passati ad una calibrazione CENTRO-LEMBO grazie alla quale si è potuto correggere il valore ADU della superficie solare (che appare più luminosa al centro e più scura ai bordi) appiattendola e rendendo utilizzabile l 'acquisizione degli indici fotometrici. Lo studio viene effettuato tramite il programma IDL (interactive date language).

A sinistra, il grafico dell'immagine come appare appena acquisita (a "panettone"). A destra come viene calibrata per uno studio scientifico. Disegni di Roberto Ricci

Errori strumentali: Dall' analisi delle immagini nel canale rosso e blu e dal confronto delgli indici fotometrici di tali canali ottenuti da altri osservatori, si è notato che il PSI nel blu è migliore che nel rosso. Da un confronto delle immagine è anche possibile vedere come decada la qualità dell'immagine dal blu al rosso.

Nelle due immagini riprese dal PSPT il 16 maggio 2005, si può vedere come l'immagine nel canale blu (a sinistra) sia migliore dell'immagine nel canale rosso (a destra). La granulazione è infatti più visibile e anche i dettagli intorno alla macchia.

Studio della variabilità del Sole

Attraverso lo studio del Sole si è scoperto che è una stella variabile, la cui energia emessa varia dello 0,1% nel corso di un ciclo undecennale (ciclo stocastico). Alla fine di tale, il campo magnetico è soggetto ad un annullamento con una conseguente inversione della polarità.

L'osservatorio di Monte Porzio Catone, attraverso il PSPT, ha eseguito negli anni uno studio della variazione PSI (Indice fotometrico solare). Il programma di ricerca ha relazionato questo indice a quello dell' energia solare emessa dallo spazio, rilevata da VIRGO: strumento di misurazione dell' energia solare posto sulla sonda SOHO.

Lo studio sulla variazione del PSI, è stato condotto analizzando la percentuale di copertura del disco solare di macchie e facole.

Nella tabella vengono riportati in ascissa i giorni e in ordinata la percentuale di copertura di facole e macchie. I dati sono stati raccolti in sei anni in intervalli regolari (è stato scelto il periodo estivo per poter acquisire più immagini per le migliori condizioni atmosferiche). Le facole sono state rappresentate con gli asterischi neri e i triangoli azzurri simboleggiano le macchie. Dai dati possiamo rilevare che:

1. le facole presentano un' estensione superficiale maggiore rispetto alle macchie;

2. la variazione in funzione del tempo ci mostra una curva di variabilità che ricalca il ciclo undecennale di variabilità del Sole.

Nella seconda tabella è presentata invece in ordinata l'irradianza in funzione del tempo.

Confrontando le due prime tabelle possiamo dedurre che una maggiore percentuale di macchie e facole sulla superficie solare, determina una maggiore irradianza di quest'ultimo.

+ macchie = + facole = più luce

Ora andiamo ad analizzare il variare del PSI nel canale blu in funzione del tempo.

Le croci nere rappresentano l'indice fotometrico delle facole, gli asterischi azzurri l' indice fotometrico delle macchie e i triangolini l' indice fotometrico medio. Il livello ADU tarato a zero indica la luminosità del Sole e possiamo notare che il valore medio (sempre del PSI) fra macchie e facole è sempre maggiore a zero. Anche se ci sono più macchie e quindi apparentemente il Sole dovrebbe emettere meno luce, il maggior numero di facole controbilancia tale deficit aumentando il valore medio del PSI.

Trovata i valori fotometrici (in ascissa) con il PSPT (in questo caso nel canale blu) li confrontiamo ai valori dell 'energia solare (in ordinata) e cerchiamo di trovare una correlazione fra indice fotometrico e indice energetico.

I valori trovati dal PSPT prossimi allo zero indicano una non correlazione, valori maggiore una correlazione e valori minori un' anti correlazione Infine attraverso un plottaggio si è tracciata una retta y = mx + q passante per i punti medi trovati. Il grafico presentato è la somma dei dati nei sei anni (1998 - 2003), quindi il coefficiente fit lineare è anch' esso una media dei valori. Nella tabella si può vedere come cambi il valore fit lineare fra gli anni e fra il canale blu e rosso.

Dai dati rilevati anno per anno la correlazione si approssima all' uno. Quindi il valore del PSI e dell' energia solare sono in qualche modo in correlazione.

Adesso confrontiamo il valore del PSi con l' energia solare registrata da VIRGO in funzione del tempo.

I valori simili dell' energia e del PSI ci dicono ancora una volta che i due valori sono correlati e che seguono un andamento ciclico (nell'immagine si può tracciare una curva di massimo e minimo).

Conclusioni: dall' analisi dell 'indice fotometrico del sole nei canali rosso e blu, ottenuti dal telescopio PSPT; dai dati relativi all'energi emessa dal Sole registrata da VIRGO, i valori trovati sono correlabili e seguono una valenza ciclica. Si deve ancora scoprire a cosa è dovuto ciò, se esistono altri cicli solari più lunghi di quello stocastico, se il "periodo glaciale" del XVII secolo ricalca un ciclo solare misterioso. Solo la tecnologia, la ricerca e il tempo potranno dirlo

AUTOTORI DELLA RELAZIONI (in ordine alfabetico) : Adriano Massatani, Robeto Ricci, Marco Santinelli, Simone Spagnuolo

LICEO SCIENTIFICO A. MEUCCI - RONCIGLIONE (VT)