3. Cicli solari; origine fisica delle periodicità oltre il Ciclo di Hale.

Figure 4. Diagramma di Fase della tendenza di lungo periodo, per l’intervallo compreso tra il 1705 ed il 1880. Le linee verticali ed orizzontali attraversano le coordinate del “punto di transizione (10.34, 93.38) . La linea sottile nel diagramma di sinistra (1705-1724, ndr) corrisponde all’estremità ascendente del Minimo di Maunder. La linea spessa in entrambi i diagrammi corrisponde all’Episodio Regolare, del periodo 1724-1924. I versi di percorrenza sono sempre antiorari. I dati relativi ad aa_min precedenti il 1844 sono un’estrapolazione di Nagovitsyn (2006).

La variabilità del comportamento solare presenta periodicità caratteristiche. Tra queste, le più importanti per il presente studio sono note come la periodicità di Hale (17 – 32 anni), la Lower Gleissberg (34 – 68 anni), la Upper Gleissberg (72 – 118 anni) e la Suess (De Vries) ( ≈ 205 anni) (per uno studio generale, vedere De Jager, 2005). Queste periodicità richiedono un’interpretazione fisica. Si nota che il Minimo breve tipo Dalton, verificatosi attorno al 1810, non compare nel ciclo di Gleissberg (vedere figura 4). Questa osservazione suggerisce che i minimi di Maunder e di Dalton abbiano origini fisiche differenti.

Perciò, si procede ad uno studio più approfondito delle periodicità solari e tramite questo studio di intende evidenziare le differenze tra le caratteristiche delle periodicità di sistemi vincolati (da legami energetici, come ad esempio quelli che legano protoni ed elettroni, oppure un pianeta ai suoi satelliti, ndr) e sistemi aperti, di sistemi lineari e sistemi non lineari. E’ necessario specificare le differenze per dare un’interpretazione fisica alle osservazioni. I modi di oscillazione di sistemi vincolati lineari e stazionari sono costituiti da funzioni armoniche; perciò qualsiasi oscillazione di questi sistemi è ben rappresentata dalla funzione base di Fourier. Ciò non è però vero per i sistemi non lineari con un confine non stazionario per i quali i modi di oscillazione cambiano con tempo, sia in termini di frequenza che di ampiezza. Per descrivere le oscillazioni in tale tipo di sistema è necessaria una cosiddetta “base function of compact support” (funzione i cui valori sono pari a zero o trascurabili al di fuori di un certo intervallo, ndr). Nel caso di variabilità solare gli eventi importanti sono quelli nei quali le periodicità dominanti cambiano bruscamente col tempo, il che avviene durante una transizione caotica. Ciò indica che, al momento di una transizione si verifica un brusco cambiamento in qualche condizione al contorno. Come conseguenza le modulazioni di ampiezza del ciclo delle macchie solari sono costituite da una successione di ‘episodi quasi-armonici’. Questi sono episodi durante i quali la modulazione dell’ampiezza del ciclo delle macchie solari è una sovrapposizione di modi di oscillazione i quali hanno ampiezze molto variabili ma lunghezze quasi costanti. Queste oscillazioni si chiamano ‘quasi-armoniche’.

La modulazione di ampiezza del ciclo di Hale può essere suddivisa in un ciclo e due modi quasi-armonici. Questi sono il ciclo di Gleissberg, come definito in Sezione 2, una oscillazione semi-secolare e la sua prima quasi-armonica e l’oscillazione bi-decadale (vedi Fig. 5), contenenti rispettivamente le periodicità temporali variabili nella banda Lower Gleissberg e Hale. Questi modi possono essere collegati alle parti simmetriche e asimmetriche, rispetto all’equatore solare, di un identico fenomeno, probabilmente le oscillazioni torsionali della tachocline. Oscillazioni torsionali dello strato convettivo sono state effettivamente osservate nei dati eliosismici (per una loro trattazione, vedere Howe, 2009). A causa della conservazione della massa e del momento angolare, essi devono essere visibili anche nel flusso meridiano (vedere ad es. Shibahashi, 2006).

Attribuire un’interpretazione fisica al ciclo – variabile – di Gleissberg è più difficile ma più probabilmente questo ciclo è un ciclo “inertial spin”, se esso appare avere il suo fondamento nelle vibrazioni della rotazione del nucleo interno e della zona convettiva (a causa della conservazione del momento angolare) nelle coordinate di riferimento inerziali.

Figura 5: le componenti simmetriche ed asimmetriche delle oscillazioni torsionali della tachocline come si possono vedere rispettivamente nelle oscillazioni semi-secolari (linea spessa) e bi-decadali (linea sottile). Queste si trovano nei dati di Fig. 5a. Nel 1620, 1788, 1880 e 1924 il percorso del ciclo di Gleissberg nel diagramma di fase è passato vicino all’origine (Duhau e De Jager, 2008) (esempi sono riportati in Fig. 3). Nel 1724 si verificò un improvviso calo di ampiezza del ciclo di Gleissberg, all’inizio di un Episodio Regolare (cfr. Figg. 3b e 6a).

Nel 1620 e nel 1924 il ciclo di Gleissberg è passato vicino all’origine e simultaneamente le oscillazioni semi-secolari e bi-decadali sono anch’esse passate lì vicino. In quei momenti il ciclo di Gleissberg ha improvvisamente incrementato la sua lunghezza e la sua ampiezza, evidentemente collegate rispettivamente ai Grandi Episodi di tipo M ed H. All’opposto, nel 1788 e nel 1880 il ciclo semi secolare fu forte e positivo. In quelle date il ciclo di Gleissberg il suo ciclo di ampiezza più debole, la quale è una caratteristica di un Episodio Regolare (cfr. Figg 3b, 5, 6a).

Nell’ambito dell’interpretazione suggerita dal presente articolo circa i tre modi della dinamo solare, si conclude che oscillazioni torsionali stabilizzano i movimenti del sistema costituito dallo strato tachocline-convettivo, portando ad un trasferimento di momento angolare in direzione latitudinale dal nucleo verso il tachocline.

Quanto appena suggerito conduce alla conclusione che, dopo una data transizione, l’ampiezza e la lunghezza del ciclo di Gleissberg dipendono fortemente dalla fase delle oscillazioni torsionali. Questa circostanza determina l’apparente evoluzione casuale della dinamo solare. Comunque, l’evoluzione della dinamo solare è determinata da una sequenza regolare di tre episodi quasi-armonici ben definiti, separati da transizioni caotiche molto brevi.

4. Previsione del prossimo Grande Episodio

In precedenza, si è presentata (Duhau e De Jager, 2009) una previsione di attività solare durante il ciclo di Schwabe numero 24, da poco iniziato. In quella previsione, si è indicato un massimo solare tardo (metà 2013) e debole (R_max = 67). Questa attività solare notevolmente bassa fa sorgere la questione del comportamento dell’attività solare che ci si deve attendere nel lungo periodo. Per rispondere, si utilizza il diagramma di fase diagnostico, come descritto in Sezione 2. A titolo di correzione di uno studio precedente (De Jager e Duhau, 2009) si sono utilizzati i dati migliorati di aa per derivare migliori diagrammi di fase del ciclo di Gleissberg. Ciò viene presentato in Fig. 6 (sinistra) e mostra un comportamento significativo se comparato a quelli dei periodi precedenti, mostrati in Fig.4. Esso rappresenta una perfetta correlazione tra le componenti di lungo termine di R_max ed aa_min. Si nota che nell’anno 2009 il ciclo di Gleissberg cycle passa esattamente attraverso l’origine. In uno studio precedente degli stessi autori, si concluse che questo passaggio non sarebbe avvenuto (vedere Fig. 1 in De Jager e Duhau, 2009) e così fu previsto un Episodio Regolare, che sarebbe iniziato con un breve (circa mezzo secolo) minimo di tipo Dalton. Tuttavia, i nuovi dati inducono a prevedere un Grande Minimo. A rafforzare questa conclusione è il fatto che entrambe le oscillazioni, semi-secolare e bi-decadale, sono passate vicino all’origine nel 2009 (Figg. 5 e 6b). In più, come accaduto durante la transizione del 1924, il ciclo semi secolare passa attraverso il medesimo punto: (-0.045, 0.0) tre anni prima della data della corrispondente transizione (fig. 6 sinistra).

Fig. 6: Il notevole diagramma di fase del ciclo di Gleissberg per il periodo dal 1880 al 2009 (sinistra) e l’oscillazione semi-secolare per il periodo 1921-2009 (destra), ottenuti dalle nuove serie temporali omogeneizzate dell’indice geomagnetico aac (Lockwood et al. (priv. comm., 2009). I valori delle coordinate del punto di transizione sono stati sottratti dai dati normalizzati.

A supporto delle succitate conclusioni circa l’imminenza di un Grande Minimo si cita Makarov et al. (2010), i quali hanno mostrato che le latitudini di arresto (grosso modo le latitudini limite, superiore ed inferiore, del “butterfly diagram”, ndr) delle fasce di macchie solari gradualmente tendevano a decrescere durante le ultime decadi passate (cfr. Fig. 16 in De Jager e Duhau, 2010). Tale fenomeno fu interpretato dagli autori come una indicazione che un Grande Minimo potesse iniziare attorno al 2020 ~ 2030. La situazione attuale può essere comparata con quella attorno al 1620, quando il minimo di Maunder fu preceduto da cicli di Schwabe progressivamente sempre più deboli (cfr Fig. 2).

Il fatto che la porzione simmetrica delle oscillationi torsionali osservabili nella oscillazione semi secolare (vedere figura 5) abbia ancora una apprezzabile componente polare ( – 0.045 nT) indica che un campo iniziale (seed field) che punta verso sud è al livello della tachocline durante queste transizioni.

L’intensità del massimo solare che si verifica al termine di una transizione caotica dipende dal tipo di episodio che si sviluppa successivamente (De Jager e Duhau, 2009). Dopo la transizione del 2009 ci si aspetta si verifichi un episodio di tipo M oppure R. Perciò l’ampiezza del ciclo di Gleissberg sarà pari a circa tre volte quella precedentemente assunta. Pertanto ci si aspetta che il massimo del ciclo numero 24 sarà persino più debole rispetto alla previsione precedente, ovvero con un R_max = 55.

5. Riassunto e conclusioni

Il sistema costituito dalla dinamo solare evolve secondo tre tipologie di episodi quasi-armonici, separati da brevi transizioni caotiche. Questi episodi sono ben rappresentati da una sovrapposizione di un ciclo e due modi quasi-armonici: il ciclo di Gleissberg, il semi-secolare e la propria prima quasi-armonica, le oscillazioni bi-decadali, attorno allo Stato di Transizione (Duhau e de Jager, 2008, De Jager e Duhau, 2009). Una transizione verso un Grande (M or H) Episodio si verifica solo quando i tre modi passano simultaneamente attraverso il punto zero (origine, ndr). In quel momento i movimenti dello strato tachocline-convettivo layer motions procedono secondo una simmetria nord/sud. Un’evidenza di tale moto è stata fornita dalle osservazioni di Mursula e Zeiger (2001), secondo cui il campo magnetico eliosferico si è modificato da simmetria verso nord a simmetria verso sud attorno al 1930, che rappresenta il termine della transizione iniziata nel 1924.

L’attività solare sta attualmente attraversando un periodo di transizione (2000 – 2013). Tale periodo sarà caratterizzato da un ciclo di Schwabe molto debole, che è iniziato da poco. A sua volta, questo ciclo precede un prossimo Grande Minimo, molto probabilmente di lunga durata.

I modelli di trasporto del flusso della dinamo (per una loro trattazione vedere Dikpati e Gilman, 2009) sembrano contenere tutti gli ingredienti necessari per effettuare simulazioni realistiche del comportamento della dinamo solar. Comunque, essi prevedono un ciclo solare numero 24 intenso (Dikpati et al., 2006), paragonabile a quelli verificatisi nel corso del recente Grande Massimo. Le osservazioni, invece, indicano che quell’episodio si è concluso (vedere De Jager e Duhau, 2010). Tali modelli assumono un’origine costante poloidale presso il bordo dello strato tachocline-convettivo. I loro risultati indicano che il fallimento di quel modello è dovuto al fatto che la condizione al contorno presso il bordo dello strato tachocline-convettivo cambia improvvisamente durante le transizioni, una possibilità che non è contemplata dai modelli di trasporto del flusso.

Tali condizioni al contorno che mutano durante le transizioni caotiche sono verosimilmente dovute ad un cambiamento improvviso dell’orientamento dei moti tachocline-convettivi con riferimento al campo residuo che si situa nel nucleo. Infatti, per far avviare il ciclo della dinamo, i modelli di trasporto del flusso della dinamo necessitano di un campo iniziale (seed field) presso il bordo dello strato tachocline-convettivo. Inoltre, un campo residuo sembra essere necessario per far sì che l’interno radiativo ruoti come un corpo rigido e le evidenze che questo campo sia orientato a sud sono state fornite fin da quando Cowling (1945) ne ha suggerito l’esistenza. (Per una sua trattazione si veda De Jager e Duhau, 2010; cfr. anche Mursula et al. 2001). La persistenza di un componente negativo del campo polare allo stato di transizione come riscontrato nel presente articolo, fornisce ulteriori elementi a queste conclusioni.

Ulteriori studi sulla fisica che suscita il ciclo di Gleissberg e delle oscillazioni torsionali dello strato convettivo osservato (per una loro trattazione vedere Howe, 2009) costituirebbero un notevole passo in avanti verso modelli di previsione dell’attività solare più attendibili.

Fonte: 

http://journalofcosmology.com/ClimateChange111.html

Fine

Fabio 2