Commentando un articolo di Donato Barone il 31 luglio scorso, avevo reso disponibile lo spettro dei dati di Cette et al. 2014. In quel caso si trattava dello spettro dei GN (group number), cioè dei gruppi di macchie solari per anno.
Adesso ho scaricato anche i numeri di macchie solari corretti (SN v2.0) e in questo post li confronto con i valori precedenti che chiamo “old” o v1.0. Dalla fig.1 (pdf), grafico in alto, si vede che i valori corretti sono sistematicamente più alti di quelli vecchi e dal grafico in basso si osserva come la differenza non sia costante: sembra che i valori “old” più bassi siano stati corretti meno dei valori più elevati.
Ho provato a verificare se i dati, v1.0 e v2.0, fossero in un rapporto costante tra loro e ho cercato di vedere se esiste un valore per il quale moltiplicare i dati v1.0 così da avvicinarli alla v2.0. Ho fatto questo in due modi: calcolando il rapporto tra alcuni massimi dei due dataset, da cui ho ottenuto il valore empirico 1.66, e il grafico di fig.2 (pdf).
Ho anche calcolato la retta di regressione tra i dati v1.0 e v2.0 e ho utilizzato il valore della pendenza calcolata come fattore di scala. La regressione è mostrata in fig 3 (pdf).
Il confronto tra i dati v2.0 e i dati v1.0 moltiplicati per 1.53 viene mostrato in fig.4 (pdf).
Quale delle due scalature è migliore? Sembra che il fattore empirico 1.66 ricostruisca meglio i dati della versione 2.0, ma la differenza massima nei due casi è uguale (circa il 19%, negativa per 1.66 e positiva per 1.53) e quest’ultimo fattore è stato ricavato in modo meno aleatorio. Nell’articolo di Clette et al., 2014 ci si riferisce ad alcuni fattori di scala utilizzati per uniformare le osservazioni che si sono succedute nel tempo, ma non ho trovato valori simili a quelli definiti qui per i totali annuali delle macchie solari.
Dai grafici delle differenze si nota che le vere correzioni si hanno attorno al 1850-1860 e a partire dal 1945, entrambe con variazioni massime del 19%. Le correzioni sono sicuramente state fatte con tutte le attenzioni necessarie, ma non si può fare a meno di notare che tutte le modifiche ai dati interessano il 1945 e, se possono, si estendono fino ai giorni nostri. Bisogna pensare che nel dopoguerra la capacità di misurare sia peggiorata anzichè migliorata come abitualmente si pensa?
Gli spettri MEM dei due dataset mostrano notevoli similitudini, come si poteva immaginare dai fattori di scala, e qualche differenza: il picco a 105 anni della v1.0 diventa un pianerottolo che si estende tra 105 e 114 anni e il massimo a 40.6 anni diventa 42 anni; la potenza complessiva è maggiore nella v2.0. Rispetto allo spettro mostrato nel commento citato all’inizio -che però si riferiva ai group number (GN)- qui scompare completamente il massimo a 67.7 anni.
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| Tutti i grafici e i dati, iniziali e derivati, relativi a questo post si trovano nel sito di supporto qui |
Bibliografia
Clette F., Svalgaard L., Vaquero J.M., Cliver E.W: Revisiting the Sunspot Number . arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1407/1407.3231.pdf, 2014
[…] l’intero data base del quale il prof. Franco Zavatti ha qualche tempo fa ampiamente discusso qui su Climate Monitor. In questo lavoro sono stati evidenziati egregiamente i vari dubbi e punti di […]
” L’unica spiegazione che riesco a darmi e’ che l’indice di gruppo stia per diventare lo standard di riferimento nel campo delle osservazioni solari…”
Credo che tu abbia ragione e me ne dispiace perché credo che la scelta dei gruppi (di cosa è un “gruppo”) sia meno oggettiva del conteggio delle macchie.
Nelle slides di Svalgaard citate nel mio commento precedente (la slide cui faccio riferimento è la numero 8) si vede nettamente che persone diverse possono scegliere gruppi e numero di gruppi diversi, e che le scelte sono tanto più attendibili quanto più è forte il gruppo che le propone (in particolare, i ricercatori già deceduti non possono difendere le loro scelte). E questo non mi piace.
Fattori di scala simili ai miei si trovano in Svalgaard e Schatten (2015).
Ad esempio a pag.7 (1.48+-0.03),R2=0.994, porta Schwabe su Wolfer; pag.12
(0.91+-0.01), R2=0.997, porta Locarno su Koyama; pag.14 (1.05+-0.02) porta
Koyama-Locarno su Schwabe-Wolfer; (1.68+-0.05) porta Staudach su low-high
Group Number; pag.19 per portare Staudach su Wolfer bisogna moltiplicare Staudach per
(1.68+-0.05)x(1.48+-0.03)=(2.49+-0.10).
Quindi questi fattori servono ad omogeneizzare singoli “pezzi” di
osservazioni, mentre i miei sono usati per sovrapporre al meglio i dati V1.0
a quelli V2.0.
Scrivo che i dati dopo il 1945 sembrano peggiori: ovviamente questo
dipende dal fatto che ho scalato i dati di un fattore (1.66) calcolato dai
rapporti tra i dati più vecchi. Se avessi usato rapporti tra i dati
più recenti i dati peggiori sarebbero stati quelli iniziali. Questo
però non avrebbe cambiato il fatto che il 1945 sembra essere un
punto critico in molte “ricostruzioni” di dataset vari.
Secondo me i GN si prestano a maggiore incertezza. Ad esempio nelle
slides di Svalgaard (qui, 2120) su un lavoro di Zolotova e Ponyavin (2015) si vede che la scelta dei grupp
è
abbastanza arbitraria e dipende dalla “visione” che si ha di quelli che
possono essere definiti “gruppi”. Nella migliore delle ipotesi la scelta
dipende dalla “modernità” della definizione e dall’ipotesi che le
scelte moderne siano migliori di quelle precedenti.
Penso che il numero di macchie (SSN) possa essere più oggettivo di
quello dei gruppi (GN), anche se si dovesse perdere qualche macchia più debole.
Bibliografia
Svalgaard L., Schatten K.H.: Reconstruction of the Sunspot Group Number:
the Backbone Method, Solar Physics, accepted 28 July 2015.
testo
Zolotova, N.V. and Ponyavin, D.I.-The Maunder minimum is not as grand as
it seemed to be, Astropys.J., 800, 42-55, 2015.
E’ successo qualcosa al mio commento e non tutto è chiaro.
il testo originale era: Donato sei stato troppo veloce e non sono riuscito a inserire prima di te alcuni commenti che avevo preparato dopo aver spedito il post. Forse alcuni di questi rispondono a qualche tua domanda.
Eccoli.
Franco
Come al solito un ottimo articolo!
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Che il 1945 rappresenti un anno di svolta non mi meraviglia. A partire da quell’anno divenne prassi calcolare l’indice SSN secondo la metodologia di Weldmeier: fu introdotto un coefficiente di ponderazione che teneva conto della grandezza delle singole macchie solari che Wolf non aveva mai utilizzato. Tale prassi si e’ protratta fino ai giorni nostri e cio’ spiega la correzione.
L’altra correzione sostanziale riguarda i valori intorno al 1860. Anche questa correzione appare spiegabile con il fatto che nel 1880 fu introdotto un coefficiente empirico di 0,6 per tener conto del fatto che era aumentata la capacita’ osservativa dei telescopi. Le due correzioni sono di segno opposto proprio come evidenziato in Clette et al., 2014.
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Il coefficiente correttivo di cui parlava Svalgaard in un commento su WUWT era di circa1,6: intermedio tra quelli calcolati da F. Zavatti!
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Sono rimasto sorpreso dal fatto che le correzioni dell’indice SSN riguardino anche il periodo moderno: originariamente non sembrava. In Clette et al., 2014 si parla, pero’, di possibili sorprese per il futuro: ecco la sorpresa. 🙂
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Perche’ tutto questo? L’unica spiegazione che riesco a darmi e’ che l’indice di gruppo stia per diventare lo standard di riferimento nel campo delle osservazioni solari e che ad esso sia stato adeguato anche l’indice SSN.
E’ giusto? Cerchero’ di rispondere in modo piu’ articolato a breve.
Ciao, Donato.