Relazioni Sole-Terra al minimo di attività solare P. Francia, M. Vellante, U. Villante, M. De Lauretis, A. Piancatelli Dipartimento di Fisica, Università

Presentazione sul tema: "Relazioni Sole-Terra al minimo di attività solare P. Francia, M. Vellante, U. Villante, M. De Lauretis, A. Piancatelli Dipartimento di Fisica, Università"— Transcript della presentazione:

1 Relazioni Sole-Terra al minimo di attività solare P. Francia, M. Vellante, U. Villante, M. De Lauretis, A. Piancatelli Dipartimento di Fisica, Università dellAquila, Italy Consorzio Area di Ricerca in Astrogeofisica, LAquila, Italy 52° Congresso SAIt – Teramo, 4-9 Maggio 2008

2 Cooperation of the University of LAquila with the Institut fuer Weltraumforschung (Graz, Austria) and the Geophysical Institute della Bulgarian Academy of Science (Sofia, Bulgaria). Instrumentation: high sensitivity triaxial fluxgate and search-coil magnetometers. Sampling period: 1 s, continuous recording, timing via GPS. SEGMA magnetometer array Station Code L(R E ) Corr. Geomag. Coor. Nagycenk NCK 1.89 42.76°N 91.49°E Castel Tesino CST 1.78 40.82°N 86.64°E Ranchio RNC 1.65 38.26°N 86.57°E LAquila AQU 1.57 36.30°N 87.35°E

3 The variations of the geomagnetic field at LAquila during May 31-June 14, 2007 1357911 Wave activity but no storms

4 Coronal Image on June 4 black = outward field The ejected SW reaches the Earth (the black square) about June 8-9

5 Pulsazioni geomagnetiche Pc1Pc2Pc3 Pc4Pc5Pi1Pi2 0.2-5 s5-10 s10-45 s45-150 s150-600 s1-40 s40-150 s 0.2-5 Hz0.1-0.2 Hz22-100 mHz7-22 mHz2-7 mHz0.025-1 Hz2-25 mHz Instabilità di Kelvin-Helmoltz pulsazioni Pc5-Pc4 Sono correlate con la velocità del vento solare Si propagano in direzione antisolare Linstabilità è più efficiente sul lato mattina della magnetopausa Solar wind pulses modi di cavità/guida donda f = 1.3, 1.9, 2.6, 3.4, 4.2 mHz pulsazioni Pc5 Generate da protoni riflessi dal bow shock lungo le linee del campo magnetico interplanetario B Tipicamente osservate nel lato mattina La frequenza è linearmente dipendente B: f(mHz) 6B (nT) pulsazioni Pc3 Onde upstream

6 r=0.33 r=0.56 r=0.50 r=0.43 Pc5 (1.7-6.7 mHz) pulsations Solar wind forcing of pulsations

7 Pc3 (22-100 mHz) pulsations Le pulsazioni originate da upstream waves sono amplificate da condizioni di vento solare veloce e vengono osservate per valori piccoli (< 45°) del cone angle (langolo tra la direzione radiale e la direzione del campo magnetico interplanetario). radial IMFperpendicular IMF (Greenstadt et al., 1980)

8 SOMMARIO La struttura osservata del vento solare sembra essere correlata agli attraversamenti dell heliospheric current sheet. Le regioni di interazione tra vento lento e veloce sono caratterizzate da variazioni della pressione dinamica del vento solare, da alti valori del campo magnetico interplanetario e da cambiamenti dellorientazione del campo nel piano delleclittica. Il campo elettrico del vento solare è sempre inferiore a 5 mV/m e pertanto a terra non si osserva lo sviluppo di tempeste. Si osserva una modesta attività geomagnetica in corrispondenza con le variazioni della pressione dinamica del vento solare nelle regioni di interazione. Le variazioni di pressione dinamica sembrano essere la sorgente diretta delle pulsazioni Pc5. Losservazione di pulsazioni Pc3 è consistente con lipotesi di penetrazione di onde upstream nella magnetosfera.