52° Congresso SAIt – Teramo, 4-9 Maggio 2008
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, Italy
Consorzio Area di Ricerca in Astrogeofisica, L’Aquila, Italy
SEGMA magnetometer array
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.
Station
L(RE)
Corr. Geomag. Coor.
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
Nagycenk
Code
NCK
The variations of the geomagnetic field at L’Aquila during May 31-June 14, 2007
1
3
5
7
Wave activity but no storms
9
11
Coronal Image on June 4
The ejected SW
reaches the Earth
(the black square)
about June 8-9
black = outward field
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
Solar wind pulses
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
Onde upstream
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
modi di cavità/guida d’onda
f = 1.3, 1.9, 2.6, 3.4, 4.2 mHz

pulsazioni Pc5
Pc5 (1.7-6.7 mHz) pulsations
r=0.33
r=0.56
r=0.43
r=0.50
Solar wind forcing of pulsations
Pc3 (22-100 mHz) pulsations
radial IMF
perpendicular IMF
(Greenstadt et al., 1980)
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).
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.