Relazioni Sole-Terra al minimo di attività solare

 

P. Francia, M. Vellante, U. Villante, M. De Lauretis, A.

Piancatelli 

Dipartimento di Fisica, Università dell’Aquila, ItalyConsorzio Area di Ricerca in Astrogeofisica, L’Aquila, Italy

 

52° Congresso SAIt – Teramo, 4-9 Maggio 2008

Cooperation of the University of L’Aquila 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(RE) 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

L’Aquila AQU 1.57 36.30°N 87.35°E

The variations of the geomagnetic field at L’Aquila during May 31-June 14, 2007

1 3 5 7 9 11

Wave activity but no storms

Coronal Image on June 4

black = outward field

The ejected SW reaches the Earth (the black square) about June 8-9

Pulsazioni geomagnetiche

Pc1 Pc2 Pc3 Pc4 Pc5 Pi1 Pi2

0.2-5 s 5-10 s 10-45 s 45-150 s 150-600 s 1-40 s 40-150 s

0.2-5 Hz 0.1-0.2 Hz 22-100 mHz 7-22 mHz 2-7 mHz 0.025-1 Hz 2-25 mHz

Instabilità di Kelvin-Helmoltz

pulsazioni Pc5-Pc4

Sono correlate con la velocità del vento solare

Si propagano in direzione antisolare

L’instabilità è più efficiente sul lato mattina della magnetopausa

Solar wind pulses

modi di cavità/guida d’onda

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

r=0.33

r=0.56

r=0.50

r=0.43

Pc5 (1.7-6.7 mHz) pulsations

Solar wind forcing of pulsations

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 (l’angolo tra la direzione radiale e la direzione del campo magnetico interplanetario).

radial IMF perpendicular IMF

(Greenstadt et al., 1980)

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 dell’orientazione del campo nel piano dell’eclittica.•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.

•L’osservazione di pulsazioni Pc3 è consistente con l’ipotesi di penetrazione di onde upstream nella magnetosfera.