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Dati sull'attività solare e terrestre
Raccolta delle differenze e delle caratteristiche dei dati utilizzati nell'ambito dello studio di correlazione tra l'attività sismica globale M6+, l'attività solare e l'attività geomagnetica
WINDMI
WINDMI è un acromino che condensa le parole: "Solar Wind Driven Magnetosphere-Ionosphere System". Si tratta di un progetto scientifico della Fondazione Nazionale della Scienza gestito dall'Università del Texas che si pone l'obiettivo di eseguire delle previsioni sull'attività geomagnetica attraverso il monitoraggio dei dati sull'interazione solare e terrestre.
I dati tenuti costantemente monitorati sono: Velocità della massa del vento solare (V*Massa); Densità dei protoni del vento solare (Np); Campo magnetico interplanetario o IMF (Bx, By, Bz in GSM, disponibile attraverso il satellite Advanced Composition Explorer o ACE). Queste informazioni sono utilizzate per ricavare la tensione di guida d'ingresso del vento solare. Il modello WINDMI è un insieme di 8 equazioni differenziali accoppiate per la corrente, la velocità e la pressione del vento solare che guida il Sistema Magnetosfera-Ionosfera. I dati includono:
Westward Auroral Electojet Index (AL Index): aggiornata ogni 10 minuti.
Equatorial Disturbance Storm Time Index (Dst Index): aggiornata ogni 10 minuti.
Westward Auroral Electojet Index (AL Index): aggiornata ogni 10 minuti.
Equatorial Disturbance Storm Time Index (Dst Index): aggiornata ogni 10 minuti.
K Index
L’indice K fornisce una misura dell’attività geomagnetica originata dalla radiazione corpuscolare proveniente dal Sole dopo aver eliminato la variazione regolare diurna prodotta dalla radiazione solare elettromagnetica.
L’indice K è calcolato su intervalli di tre ore; in una giornata ve ne sono quindi 8.
Per il computo si divide il giorno, secondo il tempo di Greenwich, in intervalli di tre ore e per ognuno di questi intervalli si misura il massimo scarto in nT dell’andamento effettivo delle componenti H e D rispetto all’andamento normale dei giorni calmi proprio del mese e della fase del ciclo solare. L’indice K dell’intervallo triorario in esame è un numero compreso nell’intervallo [0, 9], definito secondo una scala convenzionale che varia con la latitudine geomagnetica dell’osservatorio.
L’indice K è calcolato su intervalli di tre ore; in una giornata ve ne sono quindi 8.
Per il computo si divide il giorno, secondo il tempo di Greenwich, in intervalli di tre ore e per ognuno di questi intervalli si misura il massimo scarto in nT dell’andamento effettivo delle componenti H e D rispetto all’andamento normale dei giorni calmi proprio del mese e della fase del ciclo solare. L’indice K dell’intervallo triorario in esame è un numero compreso nell’intervallo [0, 9], definito secondo una scala convenzionale che varia con la latitudine geomagnetica dell’osservatorio.
Kp Index
Un’indicazione del livello di disturbo geomagnetico su scala planetaria è fornito dall’indice Kp che è la media dei valori dell’indice K registrati presso 13 osservatori di riferimento. La scala è sempre da 0 a 9 ma ogni unità (ad eccezione dei estremi) è tripartita permettendo di avere così una scala discreta di 28 valori.
Questo indice viene utilizzato per una preliminare discriminazione dei giorni di quiete da quelli di disturbo.L’indice Kp è stato introdotto come indice magnetico da Bartels nel 1949 ed è stato calcolato, fin da allora, presso l’Istituto di Geofisica dell’Università di Gottinga in Germania (Institut für Geophysik of Göttingen Universty, Germany). Nel 1951 è stato ufficialmente adottato come indice geomagnetico dalla IAGA. In questa occasione si è deciso di valutare la sequenza dei valori assunti dall’indice a partire dal 1932. Dall’indice Kp si derivano gli indici ap e Ap.
Questo indice viene utilizzato per una preliminare discriminazione dei giorni di quiete da quelli di disturbo.L’indice Kp è stato introdotto come indice magnetico da Bartels nel 1949 ed è stato calcolato, fin da allora, presso l’Istituto di Geofisica dell’Università di Gottinga in Germania (Institut für Geophysik of Göttingen Universty, Germany). Nel 1951 è stato ufficialmente adottato come indice geomagnetico dalla IAGA. In questa occasione si è deciso di valutare la sequenza dei valori assunti dall’indice a partire dal 1932. Dall’indice Kp si derivano gli indici ap e Ap.
archivio_kp-index_2009-2011.rar | |
File Size: | 10215 kb |
File Type: | rar |
ap e Ap Index
L’indice triorario ap e l’indice giornaliero Ap sono direttamente collegati all’indice Kp. Infatti, per poter ottenere una scala lineare dall’indice Kp, L’indice ap può essere considerato come l’intervallo in cui la più disturbata delle due componenti orizzontali, espressa in unità di 2 nT, varia ad una stazione a circa 50° di latitudine dipolare.
Ap è un indice giornaliero ottenuto dalla semplice media aritmetica degli otto valori di ap per ciascun giorno. I valori ufficiali di Ap (e di altri indici simili di attività geomagnetica come l’indice triorario Kp) sono calcolati dal “GeoForschungsZentrum Potsdam Adolf-Schmidt-Observatory for Geomagnetism”.
Ap è un indice giornaliero ottenuto dalla semplice media aritmetica degli otto valori di ap per ciascun giorno. I valori ufficiali di Ap (e di altri indici simili di attività geomagnetica come l’indice triorario Kp) sono calcolati dal “GeoForschungsZentrum Potsdam Adolf-Schmidt-Observatory for Geomagnetism”.
AA Index
L’indice aa (espresso in nT) è il più semplice indice triorario tra tutti gli indici di attività geomagnetica globale. Infatti, viene calcolato a partire dai dati di soli due osservatori geomagnetici. Questi sono approssimativamente antipodali ed attualmente sono l’osservatorio di Hartland nel Regno Unito e Canberra in Australia. Il vantaggio più importante che si ha dall’uso dell’indice aa per studi scientifici è che la sua serie temporale è la più lunga disponibile tra tutti gli indici planetari, infatti i primi valori risalgono al 1868.
Indici dell'elettrogetto aurorale
AL Index
Rappresenta, in ogni istante, il valore minimo della variazione della componente H del campo magnetico terrestre registrata presso gli osservatori di riferimento. E' uno degli indici dell'elettrogetto aurorale.
AU Index
rappresenta, in ogni istante, il valore massimo della variazione della componente H del campo magnetico terrestre registrata presso gli osservatori di riferimento. E' uno degli indici dell'elettrogetto aurorale.
AO Index
E' uno degli indici dell'elettrogetto aurorale. AO = (AU + AL ) / 2
AE Index
E' uno degli indici dell'elettrogetto aurorale. AE = AU – AL
DST Index o Indice del disturbo di tempesta equatoriale
L’indice Dst è una misura diretta della variazione della componente orizzontale (H) del campo magnetico terrestre dovuta alla corrente ad anello equatoriale.
Questo indice, calcolato con frequenza oraria, è ottenuto utilizzando 4 osservatori geomagnetici collocati sufficientemente lontano tanto dall’elettrogetto aurorale quanto da quello equatoriale. L’indice Dst monitorizza il livello di tempesta magnetica su scala globale, infatti a seconda del valore assunto dall’indice le tempeste geomagnetiche vengono catalogate in:
Super Tempeste = DST < -200nT
Tempeste Intense = DST compreso tra -200 e -100nT
Tempeste moderate = DST compreso tra -100 e -50nT
Tempeste deboli = DST compreso tra -50 e -30 nT
Sebbene l’indice Dst sia sempre stato considerato un indicatore dell’intensità della corrente ad anello, altre correnti quali la corrente della magnetopausa, la corrente ad anello parziale, la corrente trasversa alla coda e le correnti allineate al campo, posso contribuire a determinarne il valore. Per questo motivo, attualmente, l’indice Dst è considerato come una misura indiscriminata degli effetti prodotti da più sistemi di correnti che fluiscono sul piano equatoriale.
Questo indice, calcolato con frequenza oraria, è ottenuto utilizzando 4 osservatori geomagnetici collocati sufficientemente lontano tanto dall’elettrogetto aurorale quanto da quello equatoriale. L’indice Dst monitorizza il livello di tempesta magnetica su scala globale, infatti a seconda del valore assunto dall’indice le tempeste geomagnetiche vengono catalogate in:
Super Tempeste = DST < -200nT
Tempeste Intense = DST compreso tra -200 e -100nT
Tempeste moderate = DST compreso tra -100 e -50nT
Tempeste deboli = DST compreso tra -50 e -30 nT
Sebbene l’indice Dst sia sempre stato considerato un indicatore dell’intensità della corrente ad anello, altre correnti quali la corrente della magnetopausa, la corrente ad anello parziale, la corrente trasversa alla coda e le correnti allineate al campo, posso contribuire a determinarne il valore. Per questo motivo, attualmente, l’indice Dst è considerato come una misura indiscriminata degli effetti prodotti da più sistemi di correnti che fluiscono sul piano equatoriale.
NOAA POES - Hemispheric Power
NOAA e POES sono gli acronimi di:
National Oceanic and Atmospheric Administration o Amministrazione Nazionale Oceanica ed Atmosferica: agenzia federale statuinitense che si interessa di meteorologia.
Polar Orbiting Enviromental Satellites o Satelliti Ambientali in Orbita Polare.
National Oceanic and Atmospheric Administration o Amministrazione Nazionale Oceanica ed Atmosferica: agenzia federale statuinitense che si interessa di meteorologia.
Polar Orbiting Enviromental Satellites o Satelliti Ambientali in Orbita Polare.
Attraverso 6 satelliti della serie POES (il numero dei satelliti operativi all'inizio della missione era di 10) , il NOAA esegue una lettura della potenza elettromagnetica stimata che si deposita nelle regioni polari per effetto del transito di particelle energetiche che si trovano nel vento solare. Le misurazioni sono effettuate da 45° in direzione dei Poli a 45° in direzione dell'equatore.
Magnetopause Standoff Distance
Definita anche come Distanza di Stallo della Magnetopausa, corrisponde alla distanza in raggi terrestri della magnetopausa dal centro del nostro pianeta.
Poiché la distanza di stallo della magnetopausa è direttamente proporzionale alla pressione di radiazione solare (intesa come pressione del vento solare) essa è in grado di quantificare l'entità dello schiaffo prodotto dal vento solare sulla magnetosfera terrestre. La distanza di stallo si riduce quando tanto più denso e tanto più veloce è il vento solare.
Poiché la distanza di stallo della magnetopausa è direttamente proporzionale alla pressione di radiazione solare (intesa come pressione del vento solare) essa è in grado di quantificare l'entità dello schiaffo prodotto dal vento solare sulla magnetosfera terrestre. La distanza di stallo si riduce quando tanto più denso e tanto più veloce è il vento solare.
Per questo motivo è possibile osservare una drastica riduzione della distanza di stallo della magnetosfera quando un'eiezione di massa coronale solare (CMEs) raggiunge la terra.
I dati sulla distanza di stallo della magnetopausa vengono forniti in tempo reale dalla CCMC o Community Coordinated Modeling Center situata presso il Goddard Space Flight Center (GSFC) della NASA.
I dati sulla distanza di stallo della magnetopausa vengono forniti in tempo reale dalla CCMC o Community Coordinated Modeling Center situata presso il Goddard Space Flight Center (GSFC) della NASA.
GOES Magnetometer - Interplanetary Magnetic Field o IMF
Dal 1975, lungo il piano equatoriale della Terra, ad un'orbita di circa 6,6 raggi terrestri dal centro della Terra, si trovano i satelliti GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite) equipaggiati di magnetometri in grado di monitorare il campo geomagnetico e il campo magnetico interplanetario (IMF). In genere sono due i satelliti GOES operativi: il GOES orientale, situato sulla costa orientale degli Stati Uniti e il GOES occidentale, situato sopra il Pacifico, a ovest del continente americano. A volte, tuttavia, i dati sono disponibili da più di due satelliti operativi principali.
Le misure del campo geomagnetico sono importanti per fornire di avvisi alla popolazione, in particolare per indicare l'inizio di una tempesta geomagnetica
Lo strumento utilizzato per eseguire la lettura del campo magnetico interplanetario è rappresentato da uno speciale magnetometro ad montato sui satelliti della serie GOES (GOES-13, conosciuto anche come GOES-N e GOES-15 conosciuto anche come GOES-P; il primo lanciato nel 2006, il secondo nel 2010 dovrebbero essere operativi per 10 anni. Il termine GOES è l'acronimo di: Geostationary Operational Environmental Satellite o Satellite Geostazionario per Operazioni Ambientali.
Le misure del campo geomagnetico sono importanti per fornire di avvisi alla popolazione, in particolare per indicare l'inizio di una tempesta geomagnetica
Lo strumento utilizzato per eseguire la lettura del campo magnetico interplanetario è rappresentato da uno speciale magnetometro ad montato sui satelliti della serie GOES (GOES-13, conosciuto anche come GOES-N e GOES-15 conosciuto anche come GOES-P; il primo lanciato nel 2006, il secondo nel 2010 dovrebbero essere operativi per 10 anni. Il termine GOES è l'acronimo di: Geostationary Operational Environmental Satellite o Satellite Geostazionario per Operazioni Ambientali.
La misura del campo magnetico è espressa sul grafico in nanoTesla (nT) ed è aggiornata ogni minuto.
archivio_dati_goes_magnetometer_2011.rar | |
File Size: | 3578 kb |
File Type: | rar |
EPAM - Densità Elettronica e Protonica del vento solare
Il grafico mostra la variazione della densità ionica del vento solare intesa come concentrazione degli elettroni e dei protoni, rispetto alla loro energia, in un centimetro quadrato (la formula: cm^2-s-ar-MeV).
La misura è effettuata ad opera del satellite ACE o Advanced Composition Explorer Satellite (Satellite per l'Esplorazione Avanzata della Composizione, intendendo con questo termine la composizione del vento solare) in orbita presso il punto L1 di Lagrange a 1,5 milioni di Km dalla Terra in direzione del Sole.
Questo satellite è equipaggiato del sensore EPAM (acronimo di Electron, Proton and Alpha Monitor) che è in grado di eseguire delle misurazioni sul flusso di particelle provenienti dal Sole. Il sensore EPAM non misura solo la densità degli ioni del mezzo interplanetario ma è in grado di misurarne anche la temperatura, l'angolo e l'energia.
La misura è effettuata ad opera del satellite ACE o Advanced Composition Explorer Satellite (Satellite per l'Esplorazione Avanzata della Composizione, intendendo con questo termine la composizione del vento solare) in orbita presso il punto L1 di Lagrange a 1,5 milioni di Km dalla Terra in direzione del Sole.
Questo satellite è equipaggiato del sensore EPAM (acronimo di Electron, Proton and Alpha Monitor) che è in grado di eseguire delle misurazioni sul flusso di particelle provenienti dal Sole. Il sensore EPAM non misura solo la densità degli ioni del mezzo interplanetario ma è in grado di misurarne anche la temperatura, l'angolo e l'energia.
WSA ENLIL Heliosphere Nowcast
Densità + Connessione delle linee del campo magnetico terrestre
Densità + Connessione delle linee del campo magnetico terrestre
I grafici mostrano la densità del vento solare all'interno del mezzo interplanetario e cioè all'interno dello spazio che separa il Sole dalla Terra. La prima immagine a sinistra mostra la densità del vento solare sul piano dell'eclittica e cioè sul piano che interseca il Sole e la Terra.
La seconda immagine (immagine al centro) mostra invece la densità del vento solare sul pianto longitudinale. Questo piano, interseca il piano dell'eclittica formando un angolo di 90°. La terza immagine (immagine a destra) mostra la densità del vento solare che si trova nel mezzo interplanetario presente sul piano dell'eclittica ma che segue l'orbita terrestre. L'orbita terrestre, infatti, possiamo immaginarla come un corridoio curvo, una strada ad una sola corsia che circonda il Sole e che non ha né capo, né fine... Se noi prendiamo questo corridoio e lo raddrizziamo avremo prodotto una strada rettilinea i cui capi però, anche se "finiti" dobbiamo considerarli l'uno il proseguo dell'altro. Ecco, la "strada" percorsa dalla Terra è proprio l'immagine di destra. La rotazione del flusso di particelle che si osserva nell'immagine di sinistra non è il prodotto della velocità di rivoluzione terrestre (in realtà lo è solo in piccolissima parte) ma è dovuto al movimento di rotazione del Sole sul proprio asse che equivale a 25,38 giorni (Il periodo di rotazione sinodico è di 27,2753 giorni).
La seconda immagine (immagine al centro) mostra invece la densità del vento solare sul pianto longitudinale. Questo piano, interseca il piano dell'eclittica formando un angolo di 90°. La terza immagine (immagine a destra) mostra la densità del vento solare che si trova nel mezzo interplanetario presente sul piano dell'eclittica ma che segue l'orbita terrestre. L'orbita terrestre, infatti, possiamo immaginarla come un corridoio curvo, una strada ad una sola corsia che circonda il Sole e che non ha né capo, né fine... Se noi prendiamo questo corridoio e lo raddrizziamo avremo prodotto una strada rettilinea i cui capi però, anche se "finiti" dobbiamo considerarli l'uno il proseguo dell'altro. Ecco, la "strada" percorsa dalla Terra è proprio l'immagine di destra. La rotazione del flusso di particelle che si osserva nell'immagine di sinistra non è il prodotto della velocità di rivoluzione terrestre (in realtà lo è solo in piccolissima parte) ma è dovuto al movimento di rotazione del Sole sul proprio asse che equivale a 25,38 giorni (Il periodo di rotazione sinodico è di 27,2753 giorni).
Il nome Enlil è un chiaro richiamo al Dio dell'atmosfera della mitologia mesopotamica che assieme agli Dei An/Anum ed Enki/Ea costituisce la triade cosmica. Considerato fra le divinità creatrici del cosmo. Questa definizione, seppur pagana, non si discosta molto dall'utilizzo che l'uomo ne ha fatto recentemente nell'ambito dell'eliofisica.
Anche in questo caso i dati sono forniti dal CCMC ma sviluppati dall'Università del Colorado. La ENLIL è un modello 3D tempo-dipendente dell'eliosfera computato attraverso misurazioni della massa del plasma interplanetario, del suo campo magnetico, della sua quantità di moto e la sua densità energetica.
Anche in questo caso i dati sono forniti dal CCMC ma sviluppati dall'Università del Colorado. La ENLIL è un modello 3D tempo-dipendente dell'eliosfera computato attraverso misurazioni della massa del plasma interplanetario, del suo campo magnetico, della sua quantità di moto e la sua densità energetica.
Componenti Vettoriali del Campo Geomagnetico
Il campo geomagnetico è un fenomeno naturale presente sul pianeta Terra. Esso è assimilabile al campo magnetico generato da un dipolo magnetico con poli magnetici non coincidenti con quelli geografici e non statici, e con asse inclinato di 11,5° rispetto all'asse di rotazione terrestre. Le ipotesi sulle origini di questo campo sono numerose, ma oggi le teorie sono orientate verso un modello analogo a quello di una dinamo ad autoeccitazione. Anche altri corpi celesti, come il Sole o Giove, generano un loro campo magnetico planetario.
Il campo magnetico è un campo vettoriale caratterizzato da un vettore, funzione del punto di osservazione e del tempo, che nel seguito chiameremo F; introducendo una terna cartesiana levogira con origine in O, luogo di osservazione, e assi x, y, z orientati come in figura, definiamo:
X = componente del vettore nel piano orizzontale, diretta verso il Nord geografico;
Y = componente del vettore nel piano orizzontale, diretta verso l'Est geografico;
Z = componente verticale, assunta positiva quando e' diretta verso l'interno della Terra;
H = componente orizzontale totale, di intensita' pari alla radice quadrata della somma dei quadrati della componente X ed Y;
F = intensita' totale del campo, data dalla radice quadrata della somma dei quadrati dellecomponenti X, Y e Z;
D = declinazione magnetica, angolo tra la direzione di H e il meridiano geografico passante per il punto in esame, assunto come positivo quando H punta ad est del Nord geografico, dato da arctang(Y/X);
I = inclinazione magnetica, angolo tra la direzione del vettore F ed il piano orizzontale, dato da arctang(Z/H) e assunto positivo quando F e' diretto verso l'interno della Terra.
X = componente del vettore nel piano orizzontale, diretta verso il Nord geografico;
Y = componente del vettore nel piano orizzontale, diretta verso l'Est geografico;
Z = componente verticale, assunta positiva quando e' diretta verso l'interno della Terra;
H = componente orizzontale totale, di intensita' pari alla radice quadrata della somma dei quadrati della componente X ed Y;
F = intensita' totale del campo, data dalla radice quadrata della somma dei quadrati dellecomponenti X, Y e Z;
D = declinazione magnetica, angolo tra la direzione di H e il meridiano geografico passante per il punto in esame, assunto come positivo quando H punta ad est del Nord geografico, dato da arctang(Y/X);
I = inclinazione magnetica, angolo tra la direzione del vettore F ed il piano orizzontale, dato da arctang(Z/H) e assunto positivo quando F e' diretto verso l'interno della Terra.
Vento Solare
La Terra è costantemente immersa nel vento solare, un flusso rarefatto di plasma caldo (gas formato da elettroni liberi e ioni positivi) emesso dal Sole in tutte le direzioni. Questo è generato dalla Corona solare e cioè dallo strato più esterno del Sole dove si raggiungono temperature di due milioni di °C. In pratica, il vento solare è prodotto dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. La componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Questo flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare.
Queste particelle, infatti, sfuggono alla gravità del Sole a causa delle alte energie cinetiche che possiedono e all'alta temperatura della corona solare che accelera, trasferendo ulteriore energia, le particelle.
Il vento solare di solito raggiunge la Terra con una velocità compresa tra 200 e 400km/s e con una densità di circa 5 ioni/cm^3. Durante forti incrementi dell'attività solare questo flusso può raggiungere una velocità di 900km/s ed una densità di decine di ioni a cm^3.
La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole (1 Unità Astronomica o UA).
Il plasma del vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (23,93 miliardi di km o 22,16 ore luce). Poiché le linee di forza del campo magnetico del vento solare (2-5 nT di intensità nei pressi della Terra) rimangono collegate alla loro origine nella fotosfera, l'espansione radiale del vento solare dal Sole e la rotazione di questo (periodo 28 giorni) fanno sì che le linee del campo magnetico si curvino in modo da formare una spirale.
Queste particelle, infatti, sfuggono alla gravità del Sole a causa delle alte energie cinetiche che possiedono e all'alta temperatura della corona solare che accelera, trasferendo ulteriore energia, le particelle.
Il vento solare di solito raggiunge la Terra con una velocità compresa tra 200 e 400km/s e con una densità di circa 5 ioni/cm^3. Durante forti incrementi dell'attività solare questo flusso può raggiungere una velocità di 900km/s ed una densità di decine di ioni a cm^3.
La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole (1 Unità Astronomica o UA).
Il plasma del vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (23,93 miliardi di km o 22,16 ore luce). Poiché le linee di forza del campo magnetico del vento solare (2-5 nT di intensità nei pressi della Terra) rimangono collegate alla loro origine nella fotosfera, l'espansione radiale del vento solare dal Sole e la rotazione di questo (periodo 28 giorni) fanno sì che le linee del campo magnetico si curvino in modo da formare una spirale.
Il vento solare interagisce con il campo magnetico terrestre (20000-70000 nT di intensità) e lo confina in una regione di spazio detta magnetosfera. Il confine tra il campo magnetico terrestre e quello interplanetario (IMF) è detto magnetopausa. Le variazioni nel tempo della pressione dinamica del vento solare e dell'intensità e orientazione del suo campo magnetico perturbano in modo a volte drammatico la magnetosfera terrestre. Tali perturbazioni, insieme con gli effetti di altri disturbi provenienti dal Sole, sono oggetto di studio da parte di una disciplina emergente, la cosiddetta "meteorologia spaziale". Tra tali effetti vi sono, ad esempio, il danneggiamento delle sonde spaziali e dei satelliti artificiali e la ben nota aurora boreale e quella australe. Altri pianeti con campi magnetici simili a quelli della Terra hanno anch'essi le loro aurore.Il vento solare crea una "bolla" nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia), che prende il nome di eliosfera. Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare. La distanza dell'eliopausa non è conosciuta con precisione. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare al momento, e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone. Le sonde spaziali Voyager 1 e Voyager 2, dopo aver terminato la loro esplorazione planetaria, si stanno dirigendo verso l'esterno del sistema e si spera che arrivino fino all'eliopausa. (www.wikipedia.org)
In alcune aree della superficie solare il campo magnetico del Sole può assumere intensità molto superiori alla media. Quando questo avviene è possibile assistere alla formazione delle cosiddette macchie solari (zone più fredde della corona solare che assumono una colorazione più scusa se osservate attraverso un coronografo a luce bianca). Nei pressi delle macchie solari le linee del campo magnetico solare si concentrano e possono ricombinarsi; quando questo avviene si osservano delle esplosioni (Flare solari o Solar Flares) che rilasciano un'elevata quantità di energia sottoforma di raggi-X e luce ultravioletta (UV). L'esplosione scaraventa nello spazio enormi quantità di massa coronale solare che si proiettano nello spazio interplanetario seguendo le linee del campo magnetico solare che a volte possono raggiungere anche i pianeti. Queste eiezioni di massa coronale solare (CMEs o Solar Coronal Mass Ejection) sono da considerarsi come delle aree del mezzo interplanetario (come abbiamo detto il mezzo inteplanetario è un plasma) in cui la concentrazione, la temperatura e la velocità degli ioni raggiunge livelli molto elevati. Un CMEs, quindi, è una bolla di gas plasma più denso, più incandescente e più veloce rispetto al comune vento solare attraverso cui questo si propaga.
Poiché la densità e la velocità degli ioni che compongono un CMEs sono più elevate rispetto agli ioni che compongono il restante vento solare, questi generano un campo magnetico maggiore (ricordiamo che un campo magnetico si genera dal movimento di una carica elettrica) che può determinare brusche perturbazioni della magnetosfera terrestre quando la raggiungono (quando un CMEs si dirige verso la terra prende il nome di "CMEs Halo"). Quando la magnetosfera terrestre urta contro un'onda di vento solare più densa e più veloce rispetto alla norma o, nel nostro caso, contro un CMEs, il campo magnetico terrestre subisce delle oscillazioni per effetto delle perturbazioni generatesi dall'incontro del campo magnetico e degli ioni del CMEs con la magnetosfera terrestre.
Queste perturbazioni del campo magnetico terrestre possono essere misurate e monitorate sia nello spazio che sulla superficie terrestre attraverso un magnetometro.
In alcune aree della superficie solare il campo magnetico del Sole può assumere intensità molto superiori alla media. Quando questo avviene è possibile assistere alla formazione delle cosiddette macchie solari (zone più fredde della corona solare che assumono una colorazione più scusa se osservate attraverso un coronografo a luce bianca). Nei pressi delle macchie solari le linee del campo magnetico solare si concentrano e possono ricombinarsi; quando questo avviene si osservano delle esplosioni (Flare solari o Solar Flares) che rilasciano un'elevata quantità di energia sottoforma di raggi-X e luce ultravioletta (UV). L'esplosione scaraventa nello spazio enormi quantità di massa coronale solare che si proiettano nello spazio interplanetario seguendo le linee del campo magnetico solare che a volte possono raggiungere anche i pianeti. Queste eiezioni di massa coronale solare (CMEs o Solar Coronal Mass Ejection) sono da considerarsi come delle aree del mezzo interplanetario (come abbiamo detto il mezzo inteplanetario è un plasma) in cui la concentrazione, la temperatura e la velocità degli ioni raggiunge livelli molto elevati. Un CMEs, quindi, è una bolla di gas plasma più denso, più incandescente e più veloce rispetto al comune vento solare attraverso cui questo si propaga.
Poiché la densità e la velocità degli ioni che compongono un CMEs sono più elevate rispetto agli ioni che compongono il restante vento solare, questi generano un campo magnetico maggiore (ricordiamo che un campo magnetico si genera dal movimento di una carica elettrica) che può determinare brusche perturbazioni della magnetosfera terrestre quando la raggiungono (quando un CMEs si dirige verso la terra prende il nome di "CMEs Halo"). Quando la magnetosfera terrestre urta contro un'onda di vento solare più densa e più veloce rispetto alla norma o, nel nostro caso, contro un CMEs, il campo magnetico terrestre subisce delle oscillazioni per effetto delle perturbazioni generatesi dall'incontro del campo magnetico e degli ioni del CMEs con la magnetosfera terrestre.
Queste perturbazioni del campo magnetico terrestre possono essere misurate e monitorate sia nello spazio che sulla superficie terrestre attraverso un magnetometro.
Satellite Environment
Questo grafico del NOAA combina dati satellitari e terrestri per fornire una panoramica del contesto attuale delle condizioni meteo dello spazio e dell'attività geomagnetica registrata sulla Terra.
I dati presenti nello spazio sono di tipo diverso: Indice Kp; Variazione del campo magnetico interplanetario (IMF); Densità elettronica del vento solare e densità del flusso di protoni.
I dati satellitari derivano da misurazioni effettuate dai satelliti GOES. (Proton Flux from GOES-13, Electron Flux and GOES Hp from GOES-13 & GOES-15)
I dati presenti nello spazio sono di tipo diverso: Indice Kp; Variazione del campo magnetico interplanetario (IMF); Densità elettronica del vento solare e densità del flusso di protoni.
I dati satellitari derivano da misurazioni effettuate dai satelliti GOES. (Proton Flux from GOES-13, Electron Flux and GOES Hp from GOES-13 & GOES-15)
CCMC SWAN Weather Timeline Ensemble
Il grafico contiene diversi tipi di dati di natura solare, tra cui i più importanti sono: flusso di raggi X (GOES 15); densità del flusso protonico in relazione alla loro energia (GOES 13); densità del flusso elettronico in relazione alla loro energia (GOES 13); Densità ionica del vento solare (ACE); velocità degli ioni presenti nel vento solare (ACE); campo magnetico interplanetario misurato su tre assi (ACE).
I dati sono forniti in tempo reale dalla CCMC o Community Coordinated Modeling Center situata presso il Goddard Space Flight Center (GSFC) della NASA, e dallo SWAN o Space Weather Awareness at Nasa.
I dati sono forniti in tempo reale dalla CCMC o Community Coordinated Modeling Center situata presso il Goddard Space Flight Center (GSFC) della NASA, e dallo SWAN o Space Weather Awareness at Nasa.
Magnetopause Standoff Distance
Questo grafico contiene la variazione della distanza (in raggi terrestri o Re) misurata tra il centro della Terra e la Magnetopausa terrestre, definita anche come "distanza di stallo della magnetopausa". I dati sono stati elaborati dalla CCMC o Community Coordinated Modeling Center situata presso il Goddard Space Flight Center (GSFC) della NASA.
Poiché la distanza di stallo della magnetopausa varia in funzione del vento solare e precisamente in relazione alla sua densità e alla sua velocità, una variazione della distanza di stallo della magnetopausa indica, indirettamente, una variazione della pressione dinamica del vento solare, ossia la pressione che il vento solare esercita sulla magnetosfera. (La pressione dinamica del vento solare varia da 0,1 a 100 nPa). Questo si traduce in una variazione dell'attività solare.
Poiché la distanza di stallo della magnetopausa varia in funzione del vento solare e precisamente in relazione alla sua densità e alla sua velocità, una variazione della distanza di stallo della magnetopausa indica, indirettamente, una variazione della pressione dinamica del vento solare, ossia la pressione che il vento solare esercita sulla magnetosfera. (La pressione dinamica del vento solare varia da 0,1 a 100 nPa). Questo si traduce in una variazione dell'attività solare.
vento_solare_e_magnetosfera_terrestre.pdf | |
File Size: | 3032 kb |
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Magnetogrammi in tempo reale in cooperazione con l'Osservatorio Geomagnetico di Tromso (TGO)
L'immagine rappresenta un grafico che contiene 3 tipi di dati aggiornati in tempo reale:
1) Componente Z del campo geomagnatico (in Verde): rappresenta l'intensità del campo magnetico terrestre misurato sull'asse verticale.
2) Componente H del campo geomagnetico (in Blu): rappresenta l'intensità del campo magnetico terrestre misurato sull'asse del Nord magnetico (direzione parallela all'asse dell'ago di una bussola che indica il Nord magnetico).
3) Componente D del campo geomagnetico (in Rosso): corrisponde ad una misura sessagesimale (variazione di gradi), ossia alla variazione (scostamento) angolare del Nord magnetico registrata sul sito di monitoraggio (in questo caso, dall'Osservatorio Geomagnetico di Tromso - Norvegia settentrionale). Questa variazione è generata da un aumento dell'attività solare e cioè da una variazione della concentrazione ionica del vento solare che incontra il nostro pianeta.
1) Componente Z del campo geomagnatico (in Verde): rappresenta l'intensità del campo magnetico terrestre misurato sull'asse verticale.
2) Componente H del campo geomagnetico (in Blu): rappresenta l'intensità del campo magnetico terrestre misurato sull'asse del Nord magnetico (direzione parallela all'asse dell'ago di una bussola che indica il Nord magnetico).
3) Componente D del campo geomagnetico (in Rosso): corrisponde ad una misura sessagesimale (variazione di gradi), ossia alla variazione (scostamento) angolare del Nord magnetico registrata sul sito di monitoraggio (in questo caso, dall'Osservatorio Geomagnetico di Tromso - Norvegia settentrionale). Questa variazione è generata da un aumento dell'attività solare e cioè da una variazione della concentrazione ionica del vento solare che incontra il nostro pianeta.