http://helios.gsfc.nasa.gov
Flusso di plasma ionizzato e di campo magnetico
che ha origine sul Sole…
e si propaga nello spazio interstellare per
effetto della differenza di pressione:
Pgas=4 mPa;
Pint=10-13-10-12 Pa
Cenni storici
e
modelli teorici
Configurazione e composizione
del vento solare
nello spazio interplanetario
Interazione dinamica
fra i fasci di vento
veloce e lento
Cenni storici
e
modelli teorici
Fin dal 1950 osservazione di fenomeni interplanetari
riconducibili all’esistenza del vento solare:
• Fenomeni aurorali;
• Coda ionica delle comete “via dal Sole”;
• Piccole variazioni dell’attività geomagnetica.
• Osservazione di fenomeni aurorali.
Orientazione “via dal Sole” della coda ionica delle comete
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
variazioni dell’attività geomagnetica
terrestre in connessione con l’attività solare
Inizio del 1950: primi modelli teorici
Cosa si conosceva del Sole a quei tempi?
www-istp.gsfc.nasa.gov/exhibit/index.html
Da misure ottiche della corona
(spettri di assorbimento):
Temperatura : T~ 106 K
Composizione:
miscuglio di gas e-- p
mistura di ioni di altri elementi più pesanti
Luce bianca:
prodotta dallo scattering degli e- coronali
con la luce fotosferica
Densità:
r ~ 108 - 109 cm-3
Conduttività:
k = 8  108 erg/cm•s•deg
(~ 20 volte quella del rame a Tambiente)
Modello di Chapman (1957):
corona solare in equilibrio idrostatico
• corona altamente conduttiva
• sfericamente simmetrica
• priva di sorgenti o perdite di calore
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
La conduttività termica, dovuta principalmente agli elettroni
più mobili, è:
k  Te5/2
In presenza di un gradiente di temperatura, la velocità di
conduzione del calore nel plasma coronale è:
fc  -Te
Per una corona statica e sfericamente simmetrica, l’andamento della
2
temperatura è:
r
Te  Te0 0 7
r

(es: a rTerra = 1.4  1013 cm e per T0=106 K
si avrebbe: T 2.19  105 K)
 L’alta conduttività del materiale coronale implica un piccolo gradiente
di T e, quindi, un’estensione di alte T coronali ben oltre lo spazio
interplanetario.
All’equilibrio idrostatico:
FORZA DI PRESSIONE = FORZA DI GRAVITA’
GMS ρ
dP

dr
r2
Pertanto, l’andamento della pressione e della densità sarà:

 7 GMSm n0
P(r)  P0 exp
 5 P0RS

5 


7 
R


S
1     
  r  


2
7
5 



7 
 r
GM
m
R
7



S
S
1     
n(r)  n0   exp
 RS 
 5 2KB T0RS   r   


(con densità: r= nm con n densità numerica ed m=mp+me massa di H;
pressione: P= 2nKT assumendo Te=Tp=T)
Secondo il modello di Chapman vicino alla Terra si avrebbe (r = 1 AU):
n ~ 102-103/cm3 >> ninterplanetarie
Pchapman= 10-5 dyne/cm2 >> Pinterst= 10-13-10-12 dyne/cm2
DENSITA’ E PRESSIONI ELETTRONICHE
NON RISCONTRATE
NEL MEZZO INTERSTELLARE!
Modello di Parker (1958):
corona solare in continua espansione
“…forse non è possibile per la corona solare o, per
l’atmosfera di qualsiasi stella, essere in completo
equilibrio idrostatico a grandi distanze dal Sole…”
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
Parker considerò una corona solare
IN CONTINUA ESPANSIONE VERSO L’ESTERNO:

per r 
P0
Definì tale flusso “vento solare”
Partendo dalle equazioni di conservazione della massa
e del momento di un fluido ed imponendo:
- flusso radiale, isotropo, isotermo,
indipendente dal tempo,
sfericamente simmetrico;
- effetti di campo magnetico
trascurabili (B = 0);
egli ricavò l’equazione differenziale per la velocità v(r)
 2 2KB T  1 dv 4KB T GMS
v 


 2


m  v dr
mr
r

 2 2KB T  1 dv 4KB T GMS
v 


 2


m  v dr
mr
r

• Poiché GMS/r² decresce con r più rapidamente di 4KBT/mr, il
termine a destra dell’equazione cresce all’aumentare di r annullandosi
per r = rc (rc  raggio critico ):
rc 
GMSm
4KB T
• Quindi, se il termine a destra =0  termine a sinistra =0
Tale annullamento avviene attraverso due distinti modi:
2
v 2 (rC )  vC 
2KB T
m
1  dv 
  0
v  dr  r rc
che danno origine a quattro Classi di soluzioni per v(r):
Classi 1 e 4 per dv/dr=0: la funzione ha un massimo o un minimo.
Classe 2
Per r  v lnr (asintotica):
n(r) 0 e P 0
[Hundhausen, A. J., 1977]
Classe 3 per dv/dr<0 e v=vc; Classe 2 per dv/dr>0 e v=vc
Imponendo le condizioni al contorno, si determina quale fra
queste soluzioni sia fisicamente accettabile.
Soluzione “speciale” di Parker
v(r) = cost
Per r  
v  cost
n(r) 0
P 0
[Hundhausen, A. J., 1977]
ro 1.4RS
rc5 RS v(r>rc)> cs
vento supersonico
VENTO SOLARE COROTANTE
rA10 RS v(r>rA)> cA
vento super-Alfvénico
VENTO EMESSO RADIALMENTE
Questo “flusso continuo” di particelle si diffonde nello
spazio interplanetario interagendo con il nostro pianeta.
Era missioni spaziali
•1959: fu possibile confermare con
missioni “in situ” (Lunik III, Venus I)
l’esistenza del vento solare!
•1962: inizio di uno studio dettagliato
delle proprietà del vento solare
(Mariner III, missioni Venus)
La natura a “flusso continuo” della soluzione di Parker
non cambia nei modelli più complessi sviluppati nei
successivi 30 anni di ricerca sul vento solare……
Perché ancora oggi continua la ricerca sul
vento solare?
Relazioni Terra-Sole
Il vento solare è influenzato
dall’attività solare e trasmette
tale influenza a pianeti, comete,
polveri di particelle e
raggi cosmici in esso immersi.
Tale interazione può produrre
in concomitanza dei massimi di
attività solare (es. tempeste
magnetiche), seri danni alle
apparecchiature montate su
satelliti e disturbi a Terra
(es. radiocomunicazioni)
http://www.windows.ucar.edu/
Processi fisici
Il vento solare durante la sua formazione
ed espansione dalla corona calda fino alle
regioni più fredde e meno dense delle
parti più esterne del sistema solare
subisce varie trasformazioni nelle sue
proprietà (le collisioni fra e- o ioni
sono frequenti nella corona ma rare nello
spazio interplanetario: meno di 1 collisione
ogni 3 AU).
La Fisica di questo plasma può essere
studiata attraverso una gran varietà di
condizioni, molte delle quali non
riproducibili in laboratorio!
Cenni storici
e
modelli teorici
Composizione e configurazione
del vento solare
nello spazio interplanetario
Interazione dinamica
fra i fasci di vento
veloce e lento
Densità medie di flusso del vento solare osservate
ad 1 AU
Densità protonica
7 cm-3
Flusso di Protoni
3108 cm-2s-1
Densità
elettronica
7 cm-3
Flusso di Massa
610-16 gcm-2s-1
Densità He2+
0.3 cm-3
Componente radiale
del momento
2.610-9 Pascal
Velocità di flusso
450 kms-1
Flusso di Energia
cinetica
0.6 ergcm-2s-1
Temperatura
protonica
1.2105 K
Flusso di Energia
termica
0.02 ergcm-2s-1
Temperatura
elettronica
1.4105 K
Flusso di Energia
magnetica
0.01 ergcm-2s-1
Intensità del
campo magnetico
7 nT
(1nT=10-5 Gauss)
Flusso magnetico
radiale
510-9 T
Integrando su di una sfera di raggio
1AU si ha il flusso totale:
Protoni
8.41035 s-1
Massa
1.61012 gs-1
Componente radiale
del momento
7.31014 Nw
Energia cinetica
1.71027 ergs-1
Energia termica
0.051027 ergs-1
Energia magnetica
0.0251027 ergs-1
Flusso magnetico
radiale
1.41015 Weber
nP = densità protonica
nP vP = flusso di protoni
nP mP vP = densità del flusso di protoni
Etotal = energia totale
n/np = rapporto Helio-protoni
Il vento solare è un plasma perfettamente conduttore
(s  ) e per esso vale il teorema di Alfvén di campo
congelato:
In un fluido perfettamente conduttore in moto in un
campo magnetico, il flusso magnetico attraverso
una superficie in moto con il fluido è costante.
B(t1)
S(t1)
B(t2)
S(t2)
Per r  
v  cost
n(r) 0
P 0
[Hundhausen, A. J., 1977]
ro 1.4RS
rc5 RS v(r>rc)> cs
vento supersonico
VENTO SOLARE COROTANTE
rA10 RS v(r>rA)> cA
vento super-Alfvénico
VENTO EMESSO RADIALMENTE
Il campo magnetico, essendo congelato nel plasma, viene trascinato nello spazio
interplanetario dal flusso di vento solare. Per r > rA, infatti, la velocità del vento
diviene super-Alfvènica, l’energia cinetica del plasma supera quella magnetica ed il vento
si separa dalla rotazione del Sole trascinando con sé le linee di campo magnetico.
Il campo B superficiale è
trascinato via nello spazio
interplanetario dal flusso di
vento solare…
e le sue linee di campo assumono
la tipica configurazione 
Le componenti
campopossono
magnetico
:
Le componenti
del campo del
magnetico
esseresono
calcolate
2
applicando il teorema di solenoidalità
 RS 
(B = 0) ad un tubo di
Br (r)  B0 

r
flusso di B che, trasportato dal  plasma, si espande radialmente
2 2
r

r

R
S S
con simmetria sferica:Bessendo
si avrà

dA
(r)   S BdA(r)


B
0
2
r
0
RS
v
rv
2
 r 
 dA0  B0 dA0
Br (r)
Bθ  0RS 
con Bo intensità del campo (radiale) alla base del tubo di flusso.
dA(r)
/
/
B(r)
B0
r
dA0
A causa della rotazione solare il
campo magnetico assumerà una
componente azimuthale, per cui:
In un sistema di riferimento inerziale il flusso del plasma è
radiale. In un sistema di coordinate (r,,q) corotante con il Sole
(q = 0 lungo l’asse di rotazione  colatitudine), il plasma acquista
una componente azimuthale, per cui:
Vr  v(r)

V  ωSrsinθ

Vθ  0
con S velocità angolare
di rotazione solare:
S 
2π
Tsiderale

2π
 2.7  106 rad/s
25,4 giorni

rsinq
q
r
Il cammino percorso dalle particelle
del plasma in questo sistema di
riferimento è una linea di flusso
determinata dall’equazione
differenziale:
1 dr Vr
v(r)


r d V   Srsinθ
(con q costante).
Dall’integrazione di quest’equazione, ponendo v (r) = v = cost e
(r = RS) = o (posizione iniziale sulla corona), si ricava:
r  RS   
v
   0 
 S sinθ
che, per q = 90 (lungo il piano dell’equatore solare), è proprio la
formula della spirale di Archimede.
La configurazione del flusso del plasma in un
sistema di riferimento che ruota col Sole è,
dunque, quella di una spirale (spirale dinamica),
la cui apertura dei bracci è funzione
unicamente della velocità del plasma.
[Hundhausen, A. J., 1977]
SISTEMA DI RIFERIMANTO STAZIONARIO
RIASSUMENDO:
A causa della rotazione solare,
le linee di flusso del campo
magnetico “congelate” nel
plasma hanno una configurazione
a spirale di Archimede
(spirale magnetica).
SISTEMA DI RIFERIMANTO COROTANTE
Nel sistema corotante col Sole,
le linee di forza di v || B
(spirale dinamica).
[Hundhausen, A. J., 1977]
Nel sistema corotante col Sole
le linee di v sono allineate con B
e la spirale dinamica coincide
con quella magnetica
(see the animation: the sun\shock.gif)
3200
NLento
NVeloce
2800
He lios all
(197 4 -1980 )
c = 17.34
2
100
|B| (nT)
0.29 AU < r < 1 AU
d.6h
Orbite missioni
Helios 1 e 2
1
0.2
0.4
0.6
2
10
400
[Hundhausen, A. J., 1977]
c =460.11
100
1200
800
10
0
0.3
0.8
0.4
0.5
1
0.2
1.0
0.6
FI NESTRA

Dt = 1 2h
He lios all
10
1
0.2
0.4
0.6
r(AU)
1.0
0.8
1.0
0.8
1.0
-b
c =532.50
2
100
r (p/cm3)
|B| (nT)
0.29 AU < r < 1 AU
0.9
y =ax
3
a=(6.24 +/- 0.24) p/cm
b12h =(2.06 +/-0.04)
d.12h
2
(197 4 -1980 )
0.6
1000
c =17.15
100
0.8
r(AU)
y =ax
a =(5.28 +/- 0.05) nT
12h=(1.66 +/-0.01)
B.12h
0.7
r (AU)
0.4
r(AU)
1000
y =ax
3
a= (5.92 +/- 0.32) p/cm
b6h =(2.08 +/-0.05)
1000
r (p/cm3)
B.6h
Dt = 6h
Conteggi
FI NESTRA
-b
2400

y =ax
2000
a= (5.33 +/- 0.08) nT
6h =(1.67+/- 0.01)1600
1000
10
1
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
r(AU)
[Tesi S. De Amicis,, Tor Vergata]
Sistemi di riferimento più comunemente usati per
misure di plasma e campo magnetico nello Spazio
Interplanetario
Quando si definisce un sistema di coordinate, si sceglie la direzione di un
asse ed un piano perpendicolare ad esso sul quale definire i restanti due assi.
Uno dei restanti assi viene posto perpendicolare ad una data direzione.
RTN - Radiale Tangenziale Normale
E’ un sistema di riferimento che ha l’origine
centrata nel satellite.
R
T
è il vettore unitario orientato dal sole
al satellite e positivo via dal sole
risulta dal prodotto R /|R|
dove  è l’asse di spin del sole.
N= RT completa la terna destrorsa
N

T
R
SSE – Solare Eclittico
È un sistema di riferimento che ha l’origine centrata nel satellite.
X
Y
è il vettore unitario orientato dal satellite al Sole
giace sul piano dell’Eclittica ed è orientato in senso opposto
rispetto al moto di rivoluzione dei pianeti.
Z=XY ed è quindi normale al piano dell’Eclittica (positiva verso Nord)
Z

X

Y


Modello di Pneuman e Koop (1971)
Primo modello MHD di espansione di
corona isoterma:
• alte latitudini: linee di campo
aperte (buchi coronali)
• basse latitudini: linee di campo
chiuse (elmetti coronali)
[Hundhausen, A. J., 1977]
Le due linee di campo aperte, emesse ad una
colatitudine di circa q  45 dai lati opposti del
dipolo equatoriale (e che si estendono dalla
cima della regione di campo chiusa fino alle
basse latitudini, per rimanere poi parallele al
piano dell’equatore solare), delimitano un “foglio
magneticamente neutro” o,
neutral sheet: •B = 0

B
  B  x

x

B
y
B

 z
y
z

 0


Questa superficie è caratteristica per l’alta
densità di corrente che scorre al suo interno;
per questo motivo è anche detta “foglio di
corrente interplanetaria” o, interplanetary
current sheet:
[Hundhausen, 1977]
j = (1/m)B
con j –alla base della corona- normale al piano
della figura e circolante lungo il piano
equatoriale nella direzione della corrente del
dipolo.
NB: Il campo magnetico B è considerato
“primario” mentre la corrente elettrica ed il
campo elettrico come secondari.
L’effetto della rotazione solare su questa
configurazione magnetica dipolare, unito
all’espansione del vento nello spazio
interplanetario, fa assumere al current
sheet una forma tipica, definita da
Alfvén come “il gonnellino di una
ballerina”, inclinata di un angolo 
rispetto all’asse di rotazione solare.
Quest’angolo  (che rappresenta
l’inclinazione dell’asse del dipolo rispetto
[Hundhausen, 1977]
all’asse di rotazione solare o,
equivalentemente, l’angolo fra il current
sheet interplanetario ed il piano
dell’equatore solare) mostra una chiara
dipendenza dal ciclo solare: esso è circa
nullo ai minimi solari
(mostrando una configurazione quasi
dipolare), mentre arriva fino   30
durante i massimi (caratterizzati da una
configurazione magnetica molto più
[Marsch and Schwenn, 1995]
complessa).
http://nastol.astro.lu.se/~henrik/spacew1.html
Un osservatore posto
sull’Eclittica, attraversando lo
strato neutro, registra un
cambiamento della polarità…
…in quanto si troverà
alternativamente sopra e sotto
al neutral sheet.
Il numero di settori magnetici
osservati varia con la fase del ciclo
solare (2-4 al minimo solare).
Misure in-situ nello spazio interplanetario confermano la relazione che c’è fra
i buchi coronali ed il vento solare ad alta velocità
- Il pannello inferiore mostra in blu l’estensione dei buchi coronali nel Marzo
del 1975 assieme alla proiezione delle orbite della Terra e di Helios 1.
- Il pannello superiore mostra la velocità del vento misurata da Helios 1 e da
IMP7 ed 8 corretta per il tempo di volo del plasma da Helios ad IMP.
Dati di vento solare
registrati da Helios 2
fra 0.5 AU e 1 AU
(Eliosfera Interna)
Modulazione della velocità
in rapporto alla struttura magnetica
sul Sole osservata ad 1 AU con ricorrenza
di 27 giorni:
•
Fasci di bassa v (300-400 Km/s):
presenti in prossimità di un settore
magnetico ove si inverte la polarità
(al confine del settore si misurano
anche alte r);
•
Fasci di alta v (fino a 700 Km/s):
all’interno di un settore magnetico
fino al passaggio di un nuovo confine.
Interpretando questo andamento alla luce del modello di Pneuman e Kopp (1971), possiamo stabilire
una connessione fra la dipendenza spaziale della velocità di espansione coronale e la configurazione
magnetica della corona (modulazione della velocità).
Al MINIMO SOLARE, in cui vale la descrizione di dipolo:
il vento lento (300-400 Km/s) viene emesso dalle regioni di campo magnetico chiuso
(elmetti coronali, di colatitudine q  90) e si propaga lungo il foglio di corrente interplanetario;
il vento veloce (700-800 Km/s), invece, ha origine nelle zone aperte di campo magnetico
(buchi coronali posti a q < 70 e q > 110) e, solo per effetto dell’increspatura del current sheet
interplanetario, si estende fino al piano equatoriale.
Lanciato dallo Space Shuttle Discovery nell’Ottobre 1990, Ulysses ha subito un
fly-by con Giove (1992) che lo ha immesso su di un’orbita polare permettendogli di
sorvolare il polo Sud del Sole nel 1994 e quello Nord nel 1995. Attualmente Ulysses
sta percorrendo la seconda orbita che sarà completata nel Dicembre 2001.
Ulysses è un progetto in comune fra ESA e NASA
lcs
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
[Bruno et al., Solar Physics, 104,431,1986]
Al minimo solare, in cui vale la descrizione di dipolo, il vento lento (300-400 Km/s) viene emesso
dalle regioni di campo magnetico chiuso (elmetti coronali, di colatitudine q  90) e si propaga lungo
il foglio di corrente interplanetario; il vento veloce (700-800 Km/s), invece, ha origine nelle zone
aperte di campo magnetico (buchi coronali posti a q<70 e q>110) e, solo per effetto
dell’increspatura del current sheet interplanetario,si estende fino al piano equatoriale.
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
Attività in X, ciclo delle macchie e configurazione coronale in funzione del ciclo solare
…ai MINIMI SOLARI
…ai MASSIMI SOLARI
Principali disturbi temporali del vento solare
I CMEs sono i disturbi temporali coronali più
importanti e significativi. Essi si formano dalla
distruzione di un elmetto coronale ed immettono nel
vento solare una grande quantità di materiale
cromosferico e coronale.
Sono anticipati dalla formazione alla base della
corona di una prominenza, inizialmente in equilibrio
statico col campo magnetico sovrastante:
all’aumentare dell’attività magnetica coronale di
larga scala, tale prominenza “apre” le linee di
campo immettendo il suo materiale nello spazio
interplanetario.
I brillamenti sono delle improvvise
luminosità di una piccola regione del
Sole vista ai raggi X (linee di
emissione e, solo in rari casi,
emissione continua) a seguito di un
improvviso riscaldamento del materiale
coronale di quella regione.
Ad essi sono associati campi magnetici
di scala nettamente inferiore rispetto
a quelli dei CMEs.
Cenni storici
e
modelli teorici
Configurazione e composizione
del vento solare
nello spazio interplanetario
Interazione dinamica
fra i fasci di vento
veloce e lento
Nel corso
dell’espansione,
a causa
Quando
il gradiente
di pressione
di
della diversa
dei duesarà
venti,
queste
regionivelocità
di interazione
si avrà una interazione
fra glial
sufficientemente
alto da opporsi
streams (ildel
vento
solare
veloce
sopravanzare
vento
supersonico,
tenderà a superare
il vento lento
quest’ultimo
sarà completamente
gli formazione
è davanti), di
con
frenatoche
dalla
unlashock
conseguente formazione
una
interplanetario,
attraverso ildi quale
regione la
di sua
compressione
lungo
la
convertirà
energia del
flusso
di contatto
dei fasci.
in superficie
energia termica
o in pressione.
Gli shocks interplanetari possono,
allora, essere considerati come il
meccanismo primario di interazione e
“fusione” dei fasci di diversa
velocità, fino a produrre -a grandi
distanze dal Sole- la perdita
completa di questa configurazione
dinamica: “Uno stream dà origine ad
una regione di interazione ed una
regione di interazione porta alla
morte dello stream” [Burlaga, L.F.].
[Hundhausen, A. J., 1977]
La presenza delle compressioni
modifica i parametri caratteristici
del vento solare
Utilizzando una finestra oraria di ampiezza
fissata Dt (con Dt = 6h, 12h, 24h) e scorrevole
di 1h, escludiamo dal dataset iniziale quegli
intervalli contenenti meno del 66% di misure e
per i quali non siano contemporaneamente
verificate - a seconda dei casi - le condizioni :
per la finestra oraria Dt = 6h
σ|B|
| B | 6h
 10%
e
σρ
 ρ 6h
 10%
per la finestra oraria Dt = 12h
σ|B|
| B | 12h
 18%
e
σρ
 ρ 12h
 18%
per la finestra oraria Dt = 24h
σ|B|
| B | 24h
 30%
e
σρ
 ρ 24h
[Hundhausen, A. J., 1977]
 30%
Dataset con compressioni
Satellite
N totale
(v veloce e v lento)
Helios
19486
PVO
OMNI
N veloce
(v  550 Km/s)
N lento
(v < 400 Km/s)
Durata
missione
Latitudine
sonda
5082
14404
1974 -1980
-7.3 <l < +7.3
28062
6258
21804
1978 -1988
-3.8 < l < +3.8
42640
12170
30470
1965 -1991
-7.3 < l < +7.3
Dataset senza compressioni
Satellite
N totale a 6h
(v veloce e v lento)
N totale a 12h
(v veloce e v lento)
N totale a 24h
(v veloce e v lento)
Durata
missione
Latitudine
sonda
Helios
2931
5875
4376
1974 -1980
-7.3 < l < +7.3
PVO
6332
10346
11082
1978 -1988
-3.8 < l < +3.8
OMNI
11383
13890
14879
1965 -1991
-7.3 < l < +7.3
[Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]
0.16
|B|CMP= ( 6.48 +/- 0.01) nT
|B| 6h = ( 6.18 +/- 0.02) nT
|B| 12h = ( 6.14 +/- 0.02) nT
|B| 24h = ( 6.23 +/- 0.02) nT
Frequenza Normalizzata
0.14
0.12
0.10
0.08
0.06
B.CMP
B.6h
B.12h
B.24h
0.04
0.02
0.00
0
2
4
6
8
10
12
14
16
18
20
|B| (nT)
rCMP=( 9.63 +/- 0.03) p/cm
0.10
3
r 6h =( 7.08 +/- 0.04) p/cm
3
Frequenza Normalizzata
0.08
r12h =( 7.20 +/- 0.04) p/cm
3
0.06
r24h =( 6.82 +/- 0.04) p/cm
3
0.04
D.CMP
D.6h
D.12h
D.24h
0.02
0.00
0
5
10
15
20
25
30
35
40
r(part/cm )
3
[Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]
0.06
enza Normalizzata
0.05
0.04
0.03
|v|CMP= ( 431.40 +/- 0.61) Km/s
|v| 6h = ( 464.06 +/- 0.30) Km/s
|v| 12h = ( 466di
.10 +/1.16)
Aumento
|B|
eKm
di/s
|v| 24h = ( 457.84 +/- 1.09) Km/s
r per effetto delle compressioni
Aumento dell’angolo di avvolgimento della spirale magnetica rispetto
a quella dinamica per effetto delle compressioni
4
OM NI
H elios
Sistema di riferimento corotante
PVO
d (gradi)
2
0
-2
V.cmp
L.cmp
-4
0. 6
0. 7
0. 8
0. 9
1. 0
r (AU)
OM NI
H elios
4
PVO
d (gradi)
2
0
-2
V.6 h
L.6 h
-4
0. 6
4
d (gradi)
2
0
-2
-4
0. 6
0. 7
0. 8
cosλ 
 v  Ω Sr  rrA(AU)
ΨParker tg1 y

vx


0. 9
1. 0
Spirale dinamica
H elios
OM NI
PVO
 B
ΨB  tg1  t 
 Br 
Spirale magnetica
Angolo di avvolgimento
delle due spirali
d  (YParker - Y B)
0. 7
0. 8
r (AU)
0. 9
V.12 h
L .12 h
1. 0
[Tesi S. De Amicis, Tor Vergata]
Aumento dei valori dei raggi di corotazione del vento veloce e lento
V ENTO LENTO
V ENTO VELOCE
Max cy _20
20
Dati OMNI
r = 1AU
(1 965 - 1991)
Max cy _22
Max cy _21
min cy _20
min cy _19
min cy _19
Max cy _21
Max cy _22
min cy _20
min cy _21
15
rA (Rs)
rA (Rs)
15
10
V.cmp
V.6h
V.12h
5
10
Per r  
v  cost
n(r) 0
P 0
L.cmp
L.6h
L.12h
5
0
0
500 00
1000 00
1500 00
2000 00
2500 00
3000 00
500 00
hc od
20
Dati PVO
Max cy _20
20
min cy _21
1000 00
1500 00
2000 00
2500 00
3000 00
2000 00
2500 00
3000 00
2000 00
2500 00
3000 00
hc od
20
r = 0.7AU
(1978 - 1988)
15
rA (Rs)
rA (Rs)
15
10
V.cmp
V.6h
V.12h
5
L.cmp
L.6h
L.12h
5
0
0
500 00
1000 00
1500 00
2000 00
2500 00
500 00
3000 00
hc od
20
Dati Heli os
10
1000 00
1500 00
hc od
20
0. 29 AU < r < 1AU
(1 974 - 1980)
15
rA (Rs)
rA (Rs)
15
10
V.cmp
V.6h
V.12h
5
0
500 00
|
PVO
L.cmp
L.6h
L.12h
5
0
Helios
10
|
66
|
68
1000 00
|
70
|
72
|
74
1500 00
|
76
|
78
hc od
|
80
|
82
2000 00
|
84
2500 00
|
86
|
88
|
90
500 00
3000 00
|
92 an no
|
|
66
D
6h RS v(r>rc)> cs
ro 1.4RFinestra
rc=5
S
ventoN supersonico
r
= (6.66  0.06) R
= 1231
r
A veloce
S
rAVENTO
0.15) RS
SOLARE
lento = (9.02 
rA veloce = (6.38  0.07) RS
rA lento = (7.26  0.05) RS
veloce
N lento = 1700
COROTANTE
N veloce = 1543
N lento = 4789
|
68
1000 00
|
70
|
72
1500 00
|
74
|
76
|
78
hc od
|
80
|
82
|
84
|
88
|
90
|
92 an no
Finestra
D = 12hA)> cA
rA10
RS v(r>r
vento super-Alfvénico
= (6.55  0.04) R
N
= 2555
VENTO
EMESSO
rA lento
= (8.45 0.10)
RS
A veloce
|
86
S
rA veloce = (6.50  0.04) RS
rA lento = (7.52  0.04) RS
veloce
RADIALMENTE
N
= 3320
lento
N veloce = 2695
N lento = 7651
A causa dei diversi processi di emissione, il vento veloce e lento hanno due diversi
rA veloce = (6.26  0.05) RS
N veloce = 4523
rA veloce = (6.24  0.04) RS
N veloce = 5643
OMNI
raggi
diRcorotazione:
r
rA lento = (9.51
 0.07)
N lento = 6860rA veloce
rA <
=
(9.41

0.06)
R
N lento = 8247
A
lento
lento
S