Astronomia

Quale sarebbe il posto in assoluto più logico negli Stati Uniti per osservare l'eclissi solare totale il 21 agosto 2017?

Quale sarebbe il posto in assoluto più logico negli Stati Uniti per osservare l'eclissi solare totale il 21 agosto 2017?

Il tempo nuvoloso annullerebbe lo scopo, quindi immagino che gli stati occidentali sarebbero più ideali a causa della maggiore possibilità di cielo sereno. Sarebbe bello anche l'isolamento. In un campeggio sopra o vicino alla cima di una montagna. Inoltre, ci sono sforzi per istituire osservatori solari mobili nel percorso della totalità?


Presumo che quando consideri da dove vedere l'eclissi solare, stai cercando il luogo con la migliore osservanza della totalità. Ciò suscita due fattori, il grado di totalità e il tempo trascorso durante la totalità. La migliore eclissi osservata sarà un'eclissi totale, cioè 100% totalità, e per il più lungo tempo possibile.

Di seguito è mostrata una mappa del percorso della totalità del 100%. In esso, puoi vedere quella banda grigia che attraversa gli Stati Uniti. Ovunque all'interno di quella banda, sarai in grado di vedere un'eclissi solare totale del 100%.

Se visualizzi questa mappa interattiva della NASA, puoi vedere due punti specifici lungo la banda della totalità che vengono richiamati, uno etichettato GE e uno etichettato GD.

Il marker GE indica il punto di massima eclissi che è definito come:

L'istante in cui l'asse del cono d'ombra della Luna passa più vicino al centro della Terra.

Il marcatore GD indica il punto di maggiore durata, abbastanza sensatamente definito come:

L'istante in cui la lunghezza della fase totale (o anulare) raggiunge il massimo lungo il percorso centrale di un'eclissi solare.

Quindi, se stai cercando il punto della totalità del 100% che dura per il periodo di tempo più lungo, vorrai essere nel punto della massima durata. Geograficamente, questo è abbastanza vicino a Carbondale, IL.


Hai ragione sul fatto che gli stati occidentali hanno una maggiore probabilità di cieli sereni. NOAA ha analizzato i dati storici del 21 agosto e ha una pagina web in cui mostrano una mappa che indica le possibilità di nuvolosità in varie parti del paese:

Su quella mappa, un punto bianco indica una bassa probabilità di nuvolosità e più scuro è un punto, maggiore è la probabilità di nuvolosità in quell'area.

Sulla stessa pagina web, hanno una mappa interattiva che mostra il percorso della totalità e ti consente di fare clic su ciascun punto per vedere l'effettiva probabilità percentuale che l'eclissi sia visibile, insieme a una ripartizione delle probabilità di cieli sereni, un poche nuvole, nuvole sparse, nuvole spezzate e cielo coperto.

Sulla base di quella mappa interattiva, sembra che l'Ontario, in Oregon, abbia la più alta probabilità che l'eclissi sia visibile al 93,3%:


In Arkansas l'eclissi solare totale del 2024 passerà sopra la capitale di Little Rock. Nel percorso si trova anche una piccola parte dell'Oklahoma sudorientale.

L'eclissi solare totale del 2024 passerà sull'angolo sud-est del Missouri, appena a sud di St Louis, prima di passare nell'Illinois dove attraverserà la città di Carbondale, che ha visto un'altra eclissi solare totale il 21 agosto 2017.

L'eclissi solare totale del 2024 passerà sopra la maggioranza settentrionale dell'Ohio, coprendo il lato nord-occidentale della capitale Colombo.


Quale sarebbe il posto più logico in assoluto negli Stati Uniti per osservare l'eclissi solare totale il 21 agosto 2017? - Astronomia

Una scoperta delle linee temporali bibliche

Una scoperta delle linee temporali bibliche

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Il Grande Segno di Apocalisse 12 si verifica nel 2017


Mentre il segno di Apocalisse 12 raffigura Israele e il Messia, è ancora un grande segno in cielo. Dovrebbe essere trattato come un segno di grande importanza. Il problema è che alcuni hanno visto questo segno come relativo alla metà della Tribolazione. Il motivo per cui viene fatto è a causa del suo contesto con il drago (Satana) che viene precipitato dal cielo per perseguitare Israele per 1.260 giorni (3,5 anni) fino alla conclusione della 70a settimana. Tuttavia, questo segno ha una portata più ampia poiché si riferisce anche alla nascita di Gesù oltre 2000 anni fa. Alcuni hanno persino provato a dire che questo segno si è manifestato al momento della nascita di Cristo, ma gli allineamenti planetari proposti in quel periodo non sono paragonabili a ciò che accade nel 2017.

Per coloro che hanno seguito questo lavoro qui, c'è stata un'importante scoperta fatta qui otto anni fa riguardo alla Grande Piramide e al suo allineamento celeste appena tre giorni prima, il 20 settembre 2017. Sembra quasi comico ora che il grande segno di Apocalisse 12 è stato perso in quel momento mentre si concentrava su tre giorni prima. Tuttavia, quel ritrovamento, insieme a questo segno di Apocalisse 12, inquadra quello che sembra diventare oggi uno dei giorni più significativi della storia futura. Quel giorno è conosciuto come la Festa delle Trombe, Yom Teruah (l'esplosione del risveglio), il Giorno delle Grida, il Giorno della Resurrezione, il Giorno dell'Incoronazione e l'Ultimo Trionfo. Si crede che questo giorno sia il giorno della trasformazione dei santi morti e vivi al tempo conosciuto come il Rapimento. La Festa delle Trombe o Rosh Hashanah è nel mezzo di questi segni.

Il segno di Apocalisse 12 ha molti dettagli che sono comuni, ma non comuni se messi insieme. La prima parte del segno è la donna vestita di sole. Questo accade ogni anno, ma riduce il tempo a un mese intorno all'equinozio d'autunno. Quella donna è rappresentata dalla Vergine, la vergine. È vestita di sole da metà settembre a inizio ottobre. Il 23 settembre 2017 soddisfa questi requisiti.

Il prossimo requisito è che la luna deve essere sotto i piedi della Vergine. Con il sole in Vergine e i suoi piedi a est, la luna deve essere passata qualche giorno dalla luna nuova. Poiché il calendario ebraico è lunare e la Festa delle Trombe (21 settembre 2017) è sulla luna nuova, dal 23 al 25 settembre la luna si trova nella posizione corretta. Questo accade ogni anno nel calendario ebraico a condizione che la luna nuova non si verificasse troppo presto o troppo tardi rispetto all'equinozio, il che metterebbe il sole troppo alto o basso in Vergine. Qui è perfetto. Il requisito della luna e del sole lo restringe a pochi giorni dell'anno. Il resto delle parti del segno deve quindi coincidere con questo tempo se siamo in grado di osservare questo segno.

Il 23 settembre 2017 ci sono quattro pianeti nelle vicinanze che completano il segno e la sua massima unicità. Mercurio, Venere, Marte e Giove fanno la loro parte. Sopra la testa della Vergine c'è la costellazione del Leone. In Leone in questo momento ci saranno Marte, Venere e Mercurio. Essendo il Leone una costellazione di nove stelle principali, le tre stelle erranti ne fanno dodici in questo momento. Così la ghirlanda di dodici stelle è sulla donna. Per tre pianeti essere in Leone in questo momento con tutte le altre condizioni rende questo raro. In combinazione con il pezzo finale dell'immagine qui sotto è ciò che rende questo segno difficile o quasi impossibile da replicare ovunque vicino al tempo in cui viviamo. Quanto è raro? Una ricerca 150 anni prima e 150 anni dopo il 23 settembre 2017 non ha prodotto risultati.

L'ultimo pezzo del segno è Giove. Giove era conosciuto dagli ebrei come il pianeta del Messia. Giove entra nel segno della Vergine il 27 agosto 2016, che coincide con una stretta congiunzione di Venere. La prossima congiunzione così stretta con questi due pianeti più luminosi è di 49 anni dopo. Giove stesso entra in Vergine circa ogni 12 anni. La congiunzione del 27 agosto 2016 arriva esattamente 400 giorni prima dello Yom Kippur 2017. Yom Kippur termina sempre Teshuvah, che è una stagione di pentimento di 40 giorni. Giove e Venere segnano un'applicazione di dieci volte necessaria in quel momento?

Giove trascorre quindi quei 400 giorni in Vergine. Quando il segno di Apocalisse 12 si forma il 23 settembre 2017, Giove è nel grembo della Vergine e sta per nascere. Ricorda, il significato di Tribolazione si riferisce al periodo delle doglie prima della nascita. Il mondo attraverserà un periodo di consegna per sfociare nel Regno messianico. Questo segno parla ai prossimi sette anni, i peggiori della storia umana. Tuttavia, siamo stati avvertiti e Dio libererà coloro che hanno riposto la loro fiducia in Cristo portandoli in cielo prima che inizino i sette anni. Per coloro che perderanno questa opportunità, la grazia di Dio abbonderà ancora per coloro che cambiano e credono che Gesù Cristo è il salvatore del mondo, ma dovranno sopportare la Tribolazione.

Giove, però, trascorre più di 400 giorni in Vergine. È provocatorio che sei giorni prima di quello che sembra essere l'inizio dei 2520 giorni della Tribolazione, Venere e Giove fanno un'altra congiunzione (ma non visibile a causa del sole) il 13 novembre 2017. Sono 444 giorni dalla congiunzione di 27 agosto 2016. È quindi un caso che Giove lasci la Vergine quando inizierà la Tribolazione? Il segno successivo nel Mazzeroth (Zodiac) è la bilancia della Bilancia: giudizio. Tutto si allinea al momento giusto.

Tuttavia, torniamo indietro di 1260 giorni dal segno di Apocalisse 12 al giorno della prima eclissi lunare della Tetrade del 2014-2015. L'eclissi del 15 aprile 2014 si è verificata in un luogo specifico nei cieli. Come indicatore del tempo che punta al segno di Apocalisse 12, dovrebbe anche avere un certo significato. Questa eclissi di Pasqua 2014 si è verificata proprio accanto alla stella di Spica in Vergine. Lo stesso corpo di Gesù è stato sacrificato per noi a Pasqua. Era il Seme della Donna. Era la spiga che doveva morire affinché la vita abbondasse. Spica in ebraico è Zerah che significa "seme", il seme della donna. È la stessa parola che si trova nelle promesse della Genesi. È giusto quindi che questo segno dell'eclissi lunare indichi il segno di Apocalisse 12, che parla della nascita del Messia, ma anche della necessaria seconda parte del ritorno di Gesù sulla terra.

Con un intervallo di 1260 giorni tra i segni, sembrerebbe logico che il conteggio dei giorni rappresentasse una tappa della Tribolazione. Ma non può più farlo a meno che non si creda che siamo nella Tribolazione, ma NON lo siamo. Tuttavia, questo segno direttamente dall'Apocalisse 12 che appare nel cielo dal 23 al 25 settembre non può essere ignorato. Collocando questo segno nel contesto con tutti gli altri segni e calcoli presentati qui, sembrerebbe che questo segno sia un avvertimento della Tribolazione che presto inizierà.

La conclusione su questo sito web è che sembra che il Rapimento avverrà durante la Festa delle Trombe 2017, che sarebbe il 21 settembre. Questo giorno è racchiuso tra il segno che coinvolge la Grande Piramide e Apocalisse 12. Se la Tribolazione termina il Giorno dell'Espiazione 2024, quindi 2.520 indietro da quel giorno è il 19 novembre 2017. Il segno di Apocalisse 12 arriva quindi 57 giorni prima della Tribolazione. Questo divario corrisponde al divario tra la fine delle 69 settimane di Daniele la Domenica delle Palme e l'inizio della Chiesa a Pentecoste.

Il segno di Apocalisse 12 ha senso come segno che avverte tutti noi che la Tribolazione sta arrivando, proprio come raffigurato nel segno stesso con la vergine (Israele) che sta per passare attraverso la tribolazione. Per la Chiesa, allora, il nostro tempo è breve. I requisiti del segno lo rendono estremamente raro facendo del 2017 l'unico anno in cui coincide con la generazione finale. Per impostazione predefinita, deve essere un segno che precede la Tribolazione e i segni dovrebbero essere un avvertimento di ciò che sta arrivando. Ma troppo spesso, il segno celeste di Apocalisse 12 viene sorvolato e non guardato come un vero segno visibile che può essere osservato. Succede in poco più di tre anni. È ora di prepararsi.



Eclissi solare totale il 4 dicembre

L'ultima eclissi solare del 2021 sarà un'eclissi solare totale. Segnerà le eclissi solari dell'anno apparendo sopra il polo opposto all'evento del 10 giugno.

L'eclissi solare totale del 4 dicembre passerà sopra la penisola antartica, situata vicino alla punta più meridionale del cono del Sud America. A differenza dell'emisfero settentrionale, tuttavia, le latitudini estreme nell'emisfero meridionale non hanno molta terra.

L'Antartide e le sue acque circostanti sono i posti migliori per vedere l'eclissi, ma alcuni luoghi in altri continenti avranno almeno una vista parziale. Le regioni più meridionali di Australia, Nuova Zelanda, Argentina e Sudafrica possono catturare una piccola ombra del disco lunare che si muove sul sole, secondo una mappa interattiva di Time and Date.

A differenza dell'eclissi solare anulare, questa volta la luna è più vicina alla Terra. La luna nuova coprirà l'intera faccia del sole, immergendo le aree all'interno del percorso della totalità nel crepuscolo temporaneo. Altrimenti, l'area nel percorso dell'eclissi sarà bagnata dalla luce del giorno perenne durante l'estate dell'emisfero australe.

Dopo l'eclissi, luoghi come Emperor Point in Antartide non sperimenteranno il crepuscolo fino alla metà di febbraio 2022, secondo questo grafico solare di Time and Date.

L'eclissi solare parziale inizia alle 2:00 EST (0700 GMT), il punto più grande dell'eclissi solare totale si verifica alle 2:33 EST (0733 GMT) e l'eclissi parziale termina alle 3:06 (0806 GMT), secondo NASA.

Di seguito è riportato un grafico con alcuni tempi di visualizzazione delle eclissi, con i dati di Ora e Data.

Orario dell'eclissi solare del 4 dicembre (tutti gli orari locali)
PosizioneInizia l'eclissi parzialeEclissi massimaL'eclissi parziale termina% di sole coperto
Stazione Palmer, Antartide3:34 del mattino4:23 del mattino5:1294%
Emperor Point, Antartide03:424:35 del mattino05:28100%
Melbourne, Australia19:5320:12sotto l'orizzonte2%
Città del Capo, Sudafrica07:428:198:5812%
Cabo Kempe, Argentinasotto l'orizzonte4:424:59 del mattino25%

Tempo e movimento

Interessante. L'astronomia ha scoperto la velocità finita della luce nel 1670 mentre osservava gli eventi di eclissi e transito su Giove dalle lune galileiane. È stato scoperto il tempo di viaggio della luce da Giove alla Terra. La Relatività Speciale ha tre dimensioni per lo spazio, il tempo è la quarta dimensione. Quando osservo un evento di occultazione di Io da parte di Giove nel mio telescopio sulla Terra, Io si è già spostato dietro Giove nella posizione di Giove ed è in una posizione diversa su Giove rispetto a quella che vedo nei miei telescopi.

In che modo il tuo concetto di tempo e distanza può calcolare le tabelle delle effemeridi per consentire agli utenti di telescopi di osservare gli eventi lunari galileiani su Giove che prevedono con precisione quando l'evento sarà visibile nei telescopi terrestri? La Relatività Speciale di Einstein con il tempo della luce e le orbite ellittiche funziona.

Teoria ed Esperimento

. Ooopss. Intendevo dire: se il concetto di tempo con movimento richiede che tempo e distanza siano della stessa dimensione.

Avrei una risposta migliore se spiegassi COMPLETAMENTE qual è la tua comprensione della relatività ristretta di Einstein.

A giudicare da una delle tue affermazioni nel primo paragrafo: " La relatività speciale ha tre dimensioni per lo spazio, il tempo è la quarta dimensione"

. stai dicendo che il TEMPO è la quarta dimensione dello SPAZIO.

Questo è ciò che intendo, ho bisogno di un'analisi più dettagliata della tua affermazione.

Vuotoenergia potenziale voi

. Ooopss. Intendevo dire: se il concetto di tempo con movimento richiede che tempo e distanza siano della stessa dimensione.

Avrei una risposta migliore se spiegassi COMPLETAMENTE qual è la tua comprensione della relatività ristretta di Einstein.

A giudicare da una delle tue affermazioni nel primo paragrafo: " La relatività speciale ha tre dimensioni per lo spazio, il tempo è la quarta dimensione"

. stai dicendo che il TEMPO è la quarta dimensione dello SPAZIO.

Questo è ciò che intendo, ho bisogno di un'analisi più dettagliata della tua affermazione.

IMO credo che il tempo non sia una cosa ma un effetto.
Come se la gravità fosse un effetto e non una cosa reale.

Penso che il vero spazio vuoto all'inizio avesse un'energia potenziale.
Quel potenziale equilibrio energetico è la fluttuazione quantistica.
La fluttuazione quantistica è l'effetto che sentiamo come tempo.
La gravità è solo una diminuzione della fluttuazione quantistica.
Velocizzare una diminuzione della fluttuazione quantistica di un individuo.

Con questo pensiero un buco nero non può mai ridursi a nulla perché ha quasi 0 tempo o quasi 0 fluttuazioni quantistiche all'interno.
Nessuna singolarità pazzesca e matematica fisica sconosciuta

L'universo può iniziare dal nulla, e da un numero infinito di essi.
Quando viaggi a L stai viaggiando in un'onda e una particella, un'onda nella fluttuazione quantistica e una particella nello spazio vuoto.
Perché L va a velocità L.

Tutto JMO ma risponde ad alcuni degli enigmi della fisica senza calcoli matematici complessi.

Teoria ed Esperimento

Facciamo un viaggio indietro di qualche migliaio di anni, fa. Grecia antica.

Spiccano un paio di nomi: Empedocle e Aristotele.


Empedocle: La luce viaggia con una velocità finita, . determinato attraverso il ragionamento mentale. Nel termine odierno, ci vuole tempo prima che la luce raggiunga la Terra proveniente dal Sole.

Aristotele: La luce viaggia istantaneamente, cioè nel momento in cui la luce viene prodotta dal Sole, viene vista sulla Terra e pensa istantaneamente al cosmo. Nessun ritardo.


Torniamo a quello che dici ora e a quello che hai detto prima:

ORA: "La velocità della luce definisce il tempo per gli eventi osservati in diverse coordinate spaziali, coordinate spaziali 3D definite da x, y, z. "
PRIMA: ". tre dimensioni per lo spazio, il tempo è la quarta dimensione."

Comprendo la situazione ADESSO come: ci vuole tempo dal momento in cui un evento si verifica al momento della sua osservazione in un altro punto dello spazio perché l'informazione viaggia alla velocità della luce e quindi c'è un ritardo nella sua osservazione.

Intendo la situazione PRIMA come: Spazio e Tempo coesistono insieme, o per dirla diversamente, lo Spazio non può esistere senza il Tempo.

Teoria ed Esperimento

Tu dici: " Quando viaggi a L (che significa velocità della luce) stai viaggiando in un'onda e in una particella"

Sai perché dicono su un'onda e una particella? È dedotto o dimostrato?

Vuotoenergia potenziale voi

Tu dici: " Quando viaggi a L (che significa velocità della luce) stai viaggiando in un'onda e in una particella"

Sai perché dicono su un'onda e una particella? È dedotto o dimostrato?

La dualità dell'universo.
È un dato di fatto che la luce è un'onda e una particella.
Tutto dipende da come misuri.
Una prospettiva difficile da spiegare per la fisica senza lunghe tavole di matematica.

Nel mio universo sono entrambi reali e viaggiano con due mezzi diversi.
Nessuna tavola matematica.

Teoria ed Esperimento

Vuotoenergia potenziale voi

La prima fotografia in assoluto della luce sia come particella che come onda

Vuotoenergia potenziale voi

E=MC2 ha resistito a lungo e alla relatività.
Entrambi sono matematica che non occupano molto spazio.
Penso che le idee rivoluzionarie verranno dalla semplice matematica.

Mi sono sempre chiesto (C) e perché è la velocità che è.
Penso che E=MC2 sarà anche un motivo per (C)

Penso che potremmo probabilmente fare un'ipotesi di unificazione come
Pe Vuoto=QF
QF=Tempo -Gravità
C=onda QF max

Quindi possiamo legare E=MC2 come una relazione di Energia.
E la relatività ora ha una causa, non solo un effetto.

Quindi questo universo e gli infiniti altri potrebbero essere solo un equilibrio di Energia.
PeVoid=universo

Teoria ed Esperimento

In una frase, il tuo castello di sabbia è caduto.

In una frase, il tuo castello di sabbia è caduto.

Vuotoenergia potenziale voi

In una frase, il tuo castello di sabbia è caduto.

Ho letto quel documento e contiene molte supposizioni e affermazioni errate.
Uno che spicca è (la gravità non influisce sulla luce)..
Dillo a un buco nero.

Vuotoenergia potenziale voi

Non sto dicendo che Einstein abbia totalmente ragione su E=MC2, ma diamo una conclusione migliore di quella che è in qualche modo sbagliata.

Senza dubbio E=MC2 sarà in qualche modo sbagliato e lo dimostrerà ad un certo punto nel tempo.
Come ogni teoria, sono solo le migliori idee di ora e chi conosce la vera verità.

Teoria ed Esperimento

Rispetto alle seguenti risposte"

"Ho letto quel documento e contiene molte supposizioni e affermazioni errate.
Uno che spicca è (la gravità non influisce sulla luce)..
Dillo a un buco nero. "

PUOI RILEVARE LE ASSUNZIONI E LE DICHIARAZIONI SBAGLIATE E IN PARTICOLARE " (la gravità non influisce sulla luce)."


"La gravità ha effetto sulla luce come Einstein predisse correttamente nel 1916, Relatività generale e principio di equivalenza. La famosa eclissi solare totale del maggio 1919 ha registrato questo tra molte altre eclissi solari da allora. Il più recente è stato l'agosto 2017, l'eclissi solare totale negli Stati Uniti e l'uso di un rifrattore TeleVue - risultati migliori anche a sostegno di Einstein "

ANCORA ALCUNI PUNTI IN TUTTA.

PUNTO N. 1.
NON È STATO EINSTEIN A PREDEDERE CHE LA GRAVITÀ STA EFFETTUANDO LA LUCE.
CHE LA LUCE SAREBBE EFFETTUATA DALLA GRAVITÀ FU, IN PRIMO LUOGO, INDAGATO NEL 1801 DA SOLDNER, TUTTAVIA, HA FATTO ALCUNI ERRORI NEI SUOI ​​CALCOLI MATEMATICI CHE POI SONO STATI CORRETTI DA JOE NAHHAS. SOLO GOOGLE JOE NAHHAS.

PUNTO N. 2.
EINSTEIN, IN PRIMO LUOGO, HA RIFIUTATO CHE LA LUCE HA MASSA E HA INVENTATO LA CURVATURA DELLO SPAZIOTEMPO PER SPIEGARE LA GRAVITÀ, CHE DEVO FAR NOTARE, LUI, IN SEGUITO, L'HA RIFIUTATA. TUTTAVIA, ALCUNI DIE HARD NON POSSONO LASCIARLO ANDARE.

È STATO INVENTATO E POI RIFIUTATO DA ALBERT EINSTEIN NEL SUO LIBRO.

. POICHÉ LA DOMANDA È STATA FATTA, LA CASA DI EINSTEIN

. e cito: "Daltra parte la curvatura della luce non solo invalida il suo secondo postulato della relatività ristretta, ma ha anche portato a ipotizzare erroneamente che sia dovuto a una fallace “curvatura dello spazio-tempo”"


Quale sarebbe il posto più logico in assoluto negli Stati Uniti per osservare l'eclissi solare totale il 21 agosto 2017? - Astronomia

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Mäkelä, P., Gopalswamy, N., e Akiyama, S.
Accettato per la pubblicazione su The Astrophysical Journal

Abstract Il brillamento X1.1 del 6 luglio 2012 a S13W59 e un'espulsione di massa coronale dell'alone (CME) con una velocità spaziale di &sim1900 km s -1 sono stati associati a burst radio di tipo III e di tipo II. Il burst radio di tipo II da metrico a decametrico si estendeva fino a &sim5 MHz. Contemporaneamente è stata osservata una caratteristica di lenta deriva con una struttura armonica dai ricevitori radio Wind e STEREO intorno e al di sotto di 1 MHz, al di sopra del forte burst radio di tipo III a frequenze più basse. L'analisi di rilevamento della direzione radio di questo lampo radio interplanetario (IP) di tipo II a bassa frequenza indica che la sorgente radio era situata vicino al naso e possibilmente verso il fianco meridionale dell'urto guidato da CME. Questi risultati forniscono una conferma indipendente dei precedenti suggerimenti secondo cui quando i burst metrico e IP di tipo II si sovrappongono, il burst radio IP di tipo II a frequenza inferiore ha origine vicino al naso dello shock, mentre la sorgente del burst metrico di tipo II a frequenza più elevata è più vicino al Sole nella regione del fianco d'urto. Questi risultati supportano ulteriormente l'idea che i burst coronali e IP di tipo II siano prodotti dallo stesso shock guidato da CME.

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Gopalswamy, N., Mäkelä, P., Yashiro, S. e Akiyama, S.
Giornale di fisica atmosferica e solare-terrestre, volume 176, p. 26-33.

Riassunto Usiamo le osservazioni di imaging a microonde dal radioeliografo Nobeyama a 17 GHz per studi a lungo termine dell'attività solare. In particolare, usiamo le temperature di luminosità polare e a bassa latitudine come proxy rispettivamente dei campi magnetici polari e della regione attiva. Usiamo anche le posizioni delle eruzioni di prominenza come proxy per le posizioni dei filamenti per studiare la loro variazione temporale. Mostriamo che la temperatura di luminosità delle microonde polari è altamente correlata con l'intensità del campo magnetico polare e la velocità del vento solare veloce. Mostriamo anche che la luminosità polare delle microonde in un ciclo solare è correlata alla luminosità a bassa latitudine con un ritardo di circa metà ciclo solare. Usiamo questa correlazione per prevedere la forza del ciclo solare 25: i numeri di macchie solari levigati negli emisferi sud e nord possono essere previsti rispettivamente come 89 e 59. Questi valori indicano che il ciclo 25 non sarà troppo diverso dal ciclo 24 nella sua forza. Abbiamo anche combinato i dati della corsa al polo dalle prominenze di Nobeyama con i dati storici risalenti al 1860 per studiare l'asimmetria nord-sud dell'inversione di segno ai poli solari. Troviamo che l'asimmetria di inversione ha una quasi-periodicità di 3-5 cicli.

Una prestampa del documento può essere scaricata da arXiv.

Pal, S., Nandy, D., Srivastava, N., Gopalswamy, N. e Panda, S.
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Riassunto La cinematica del vicino Sole delle espulsioni di massa coronale (CME) determina la gravità e il tempo di arrivo delle tempeste geomagnetiche associate. Indaghiamo la relazione tra la velocità deproiettata e l'energia cinetica delle CME e le misure magnetiche delle loro sorgenti solari, il flusso di riconnessione degli eventi eruttivi associati e le caratteristiche intrinseche della fune di flusso. I nostri dati coprono il periodo 2010-2014 nel ciclo solare 24. Utilizzando i magnetogrammi vettoriali delle regioni attive della sorgente, stimiamo la dimensione e la non potenzialità. Calcoliamo il flusso di riconnessione magnetica totale nelle regioni di origine delle CME utilizzando il metodo arcade post-eruzione. Modellando in avanti le CME troviamo i loro parametri geometrici deproiettati e ne limitiamo la cinematica e le proprietà magnetiche. Sulla base di un'analisi di questo database riportiamo che la correlazione tra la velocità CME e la dimensione della regione attiva di origine e la non potenzialità globale è debole, ma non trascurabile. Troviamo che la velocità vicino al Sole e l'energia cinetica delle CME siano ben correlate con il flusso di riconnessione magnetica associato. Stabiliamo una relazione empirica statisticamente significativa tra la velocità CME e il flusso di riconnessione che può essere utilizzata a fini di previsione. Inoltre, troviamo che la cinematica CME è correlata con l'intensità del campo magnetico assiale e l'elicità magnetica relativa delle loro corde di flusso intrinseche. La quantità di elicità magnetica coronale rilasciata dalle CME è risultata essere ben correlata con le loro velocità vicine al Sole. L'energia cinetica delle CME è ben correlata con la loro densità di energia magnetica intrinseca. I nostri risultati vincolano i processi relativi all'origine e alla propagazione delle CME e possono portare a una migliore previsione empirica del loro arrivo e della loro geoefficacia.

Una prestampa del documento può essere scaricata da arXiv.

Gopalswamy, N., Mäkelä, P., Akiyama, S., Yashiro, S., Xie, H., Thakur, N.
Accettato per la pubblicazione in JASTP

Riassunto Indaghiamo la propagazione dello shock guidato da CME del 21 giugno 2015 come rivelato dai burst di tipo II a lunghezze d'onda metriche e più lunghe e dalle osservazioni del coronografo. Il CME è stato associato alla seconda più grande tempesta geomagnetica del ciclo solare 24 e a un grande evento di particelle energetiche solari (SEP). L'eruzione consisteva in due razzi di classe M, con il primo confinato, senza esplosioni radio metriche o interplanetarie. Tuttavia, c'era un'intensa esplosione di microonde, che indicava particelle accelerate iniettate verso il Sole. Il secondo bagliore è stato eruttivo che ha provocato un alone CME. Il CME è stato deviato principalmente da un foro coronale equatoriale che ha comportato la modifica del profilo di intensità dell'evento SEP associato e la durata del CME sulla Terra. L'esplosione interplanetaria di tipo II è stata particolarmente intensa ed era visibile dalla corona fino alle vicinanze della navicella spaziale Wind con struttura fondamentale-armonica. Abbiamo calcolato la velocità dello shock utilizzando i tassi di deriva di tipo II a varie distanze eliocentriche e ottenuto informazioni sull'evoluzione dello shock che corrispondevano alle osservazioni del coronografo vicino al Sole e alle osservazioni in situ vicino alla Terra. La profondità della tempesta geomagnetica è coerente con la velocità di 1-AU del CME e la magnitudo della componente sud.

Una prestampa del documento può essere scaricata da arXiv.

Gopalswamy, N., Yashiro, S., Mäkelä, P., Xie, H., Akiyama, S. e Monstein, C.

Riassunto Segnaliamo l'evento di potenziamento del livello del suolo (GLE) del 10 settembre 2017 associato a un'espulsione di massa coronale (CME) la cui accelerazione iniziale (

9,1 km s -2) e velocità iniziale (

4300 km/s) erano tra i più alti osservati nell'era SOHO. L'evento GLE è stato di bassa intensità (

4,4% sopra lo sfondo) e spettro di fluenza più morbido della media. Suggeriamo che la scarsa connettività (longitudinale e latitudinale) della sorgente verso la Terra, aggravata dal campo magnetico ambientale più debole, abbia contribuito a queste proprietà GLE. Eventi con velocità iniziale simile alta mancavano di associazione GLE o avevano spettri di fluenza più morbidi. L'altezza di formazione dell'urto dedotta dallo scoppio metrico di tipo II è stata

1.4 Rs, coerente con altri eventi GLE. L'altezza d'urto al rilascio di particelle solari (SPR) era

4,4+/-0,38 Rs, coerente con la relazione parabolica tra l'altezza dell'urto all'SPR e la longitudine della sorgente.

Una prestampa del documento può essere scaricata da arXiv.

Gaopalwamy, N., Akiyama, S., Yashiro, S. e Xie, H.
Space Weather of the Heliosphere: Processes and Forecasts, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium 335, pp. 258-262, 2018

Riassunto Riportiamo su una tecnica per costruire una corda di flusso (FR) dai dati di eruzione al sole. La tecnica prevede campi magnetici in linea di vista, arcate post-eruzione nella corona ed espulsioni di massa coronale a luce bianca (CME) in modo che le proprietà geometriche e magnetiche FR possano essere completamente definite oltre alle proprietà cinematiche. Ci riferiamo a questo FR come FRED (Flux Rope from Eruption Data). Illustriamo la costruzione del FRED utilizzando l'eruzione del 12 luglio 2012 e confrontiamo le proprietà coronali e interplanetarie del FR. I risultati indicano che l'input FRED dovrebbe aiutare a fare previsioni realistiche dei componenti del campo magnetico FR nell'eliosfera.

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Gopalswamy, Nat
Proc. Simposio IAU 340 sui set di dati a lungo termine per la comprensione dei cicli magnetici solari e stellari, 19-24 febbraio 2018 Jaipur, India. Accettato per la pubblicazione il 30 aprile 2018

Abstract Le espulsioni di massa coronale (CME) sono diventate uno degli indicatori chiave dell'attività solare, soprattutto in termini di conseguenze degli eventi transitori nell'eliosfera. Sebbene le CME siano strettamente correlate al numero di macchie solari (SSN), sono anche correlate ad altre regioni magnetiche chiuse sul Sole come le regioni di filamenti quiescenti. Ciò rende le CME un indicatore migliore dell'attività solare. Mentre le macchie solari rappresentano principalmente la componente toroidale del magnetismo solare, i filamenti quiescenti (e quindi i CME ad essi associati) collegano i componenti toroidali e poloidali tramite il fenomeno rush-to-the-pole (RTTP). Prendendo la fine dell'RTTP in ciascun emisfero come indicatore dell'inversione di polarità solare, si mostra che l'asimmetria di inversione nord-sud ha una quasi-periodicità di 3-5 cicli solari. Concentrandosi sulle conseguenze geospaziali delle CME, viene mostrato che le velocità massime CME mediate sul periodo di rotazione di Carrington mostrano una buona correlazione con indici di attività geomagnetica come Dst e aa.

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Kay, C., e Gopalswamy, N.
Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume 122, Issue 12, pp. 11.810-11.834, 2017

Abstract La previsione degli effetti di un impatto di espulsione di massa coronale (CME) richiede di sapere se si verificherà l'impatto, quale parte dell'impatto CME e le sue proprietà magnetiche. Esploriamo la relazione tra le deviazioni e le rotazioni della CME, che cambiano la posizione e l'orientamento di una CME, ei profili magnetici risultanti a 1 AU. Per 45 CME a impatto terrestre dell'era STEREO, determiniamo la sorgente solare di ogni CME, ne ricostruiamo la posizione e l'orientamento coronali ed eseguiamo una simulazione ForeCAT (Forecasting a CME's Altered Trajectory) della deflessione e rotazione coronale. Dalle deviazioni e rotazioni CME ricostruite e modellate, determiniamo la variazione del ciclo solare e le correlazioni con le proprietà CME. Non assumiamo alcuna evoluzione tra la corona esterna e 1 AU e utilizziamo i risultati ForeCAT per guidare il modello di campo magnetico in situ ForeCAT In situ Data Observer (FIDO), consentendo confronti con le osservazioni ACE e Wind. Non tentiamo di riprodurre l'orario di arrivo. In media FIDO riproduce il campo magnetico in situ per ogni componente del vettore con un errore equivalente al 35% dell'intensità media totale del campo magnetico quando il campo magnetico totale modellato viene ridimensionato per corrispondere al valore medio osservato. I migliori adattamenti della camminata casuale distinguono tra la capacità di ForeCAT di determinare i parametri di input di FIDO e le limitazioni del modello di fune di flusso semplice. Questi migliori adattamenti riducono l'errore medio al 30%. I risultati FIDO sono sensibili ai cambiamenti di ordine di un grado nella latitudine, longitudine e inclinazione CME, suggerendo che previsioni meteorologiche spaziali accurate richiedono misurazioni accurate della posizione e dell'orientamento di una CME. Un'analisi da sole a terra dell'elicità magnetica dell'espulsione di massa coronale interplanetaria del 17-18 marzo 2013

Pal, S., Gopalswamy, N., Nandy, D., Akiyama, S., Yashiro, S., Mäkelä, P. e Xie, H.
The Astrophysical Journal, Volume 851, Numero 2, ID articolo. 123, 10 pp. (2017)

Riassunto Confrontiamo l'elicità magnetica nella corda di flusso interplanetario di espulsione di massa coronale (ICME) del 17-18 marzo 2013 a 1 au e nella sua controparte solare. L'espulsione di massa coronale progenitrice (CME) è scoppiata il 15 marzo 2013 dalla regione attiva NOAA 11692 ed è associata a un flare M1.1. Deriviamo il flusso di riconnessione della regione di origine utilizzando il metodo dell'arcata post-eruzione (PEA) che utilizza il magnetogramma fotosferico e l'area sotto il PEA. Le proprietà geometriche della fune di flusso vicino al Sole sono ottenute modellando in avanti le osservazioni CME a luce bianca. Combinando le proprietà geometriche e il flusso di riconnessione, estraiamo le proprietà magnetiche della fune di flusso CME. Deriviamo l'elicità magnetica della fune di flusso usando le sue proprietà magnetiche e geometriche ottenute vicino al Sole ea 1 au. Utilizziamo un modello di fune a flusso cilindrico privo di forza costante e alfa adatto alle osservazioni in situ per ricavare le informazioni magnetiche e geometriche dell'ICME 1 au. Troviamo una buona corrispondenza sia nell'ampiezza che nel segno dell'elicità tra ICME e CME, ipotizzando una fune di flusso ICME semicircolare (mezzo toro) con una lunghezza di &pi au. Troviamo che circa l'83% dell'elicità totale della fune di flusso a 1 au viene iniettata dalla riconnessione magnetica nella corona bassa. Discutiamo l'effetto dell'assunzione della lunghezza della fune di flusso nel valore derivato dell'elicità magnetica. Questo studio che collega l'elicità delle funi di flusso magnetico attraverso il sistema Sole-Terra ha importanti implicazioni per l'origine dell'elicità nel mezzo interplanetario e la topologia delle funi di flusso ICME a 1 au e quindi le loro conseguenze meteorologiche nello spazio. Eruzione di rilievo iniziata dall'instabilità del nodo elicoidale di una corda di flusso incorporata

Vemareddy, P., Gopalswamy, N., and Ravindra, B.
The Astrophysical Journal, Volume 850, Issue 1, ID articolo. 38, 12 pp. (2017).

Riassunto Studiamo il meccanismo di attivazione di un'eruzione della prominenza degli arti e la associata espulsione di massa coronale (CME) vicino all'AR 12342 utilizzando l'Osservatorio di dinamica solare e le osservazioni dell'Osservatorio eliosferico ad ampio angolo e spettrometrico. La protuberanza è vista con un filo di flusso incorporato (FT) a un'estremità e si biforca dal centro a una diversa posizione del footpoint. L'evoluzione morfologica del FT è simile a quella di una fune di flusso instabile (FR), che consideriamo un FR con prominenza. La torsione FR supera il valore critico. Inoltre, la morfologia del plasma di prominenza nelle immagini 304 Å segna la natura elicoidale dello scheletro magnetico, con un totale di 2,96 spire lungo la lunghezza dell'arco. Il modello di estrapolazione del campo potenziale indica che l'altezza critica del gradiente del campo magnetico di fondo rientra nella corona interna (105 Mm), che è coerente con l'estensione dei loop di plasma coronali. Questi risultati suggeriscono che l'instabilità del nodo elicoidale nella FR incorporata ha causato il lento aumento della prominenza all'altezza del dominio di instabilità del toro. Inoltre, l'analisi della misura dell'emissione differenziale rivela il riscaldamento del plasma di prominenza alle temperature coronali durante un'eruzione, suggerendo un riscaldamento correlato alla riconnessione al di sotto del FR incorporato che sale verso l'alto. La protuberanza inizia con un movimento ascendente lento di 10 km s -1 , seguito da fasi di accelerazione rapida e lenta che hanno un'accelerazione media di 28,9 m s -2 e 2,4 m s -2 rispettivamente nel campo visivo C2 e C3. Come previsto da precedenti simulazioni numeriche, i profili cinematici sincroni osservati del bordo d'attacco CME e del nucleo supportano l'instabilità FR coinvolta nell'inizio della protuberanza. Verso un coronagrafo solare di nuova generazione: sviluppo di un coronagrafo diagnostico compatto sulla ISS

Cho, K.-S., Bong. S.-C., Choi, S., Yang, H., Kim, J., Baek, J.-H., Park, J., Lim, E.-K., Kim, R.-S., Kim, S., Kim, Y.-H., Park, Y.-D., Clarke, SW, Davilla, JM, Gopalswamy, N., Bakariakov, VM, Li, B. e Pinto, RF
Giornale della Società Astronomica Coreana, vol. 50, nr. 5, pp. 139-149, 2017

Abstract Il Korea Astronomy and Space Science Institute prevede di sviluppare un coronografo in collaborazione con la National Aeronautics and Space Administration (NASA) e di installarlo sulla Stazione Spaziale Internazionale (ISS). Il coronografo è un coronografo a uno stadio occultato esternamente con un campo visivo da 3 a 15 raggi solari. La lunghezza d'onda di osservazione è di circa 400 nm, dove le forti linee di assorbimento di Fraunhofer dalla fotosfera subiscono un allargamento termico e lo spostamento Doppler attraverso la diffusione degli elettroni coronali. Le osservazioni del filtro fotometrico attorno a questa banda consentono di stimare la temperatura degli elettroni 2D e la distribuzione della velocità degli elettroni nella corona. Insieme a un'elevata cadenza temporale (Una relazione gerarchica tra gli spettri di fluenza e la cinematica CME in eventi di grandi particelle energetiche solari: una prospettiva radiofonica

N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Yashiro, N. Thakur, S. Akiyama e H. Xie
Journal of Physics: Conference Series (JPCS), Atti della 16a Conferenza Annuale Internazionale di Astrofisica tenutasi a Santa Fe, NM, 2017

Riassunto Riportiamo ulteriori prove che le particelle energetiche solari sono organizzate dalle proprietà cinematiche delle espulsioni di massa coronale (CME). In particolare, ci concentriamo sulla frequenza iniziale dei burst di tipo II, che è correlata alla distanza dal Sole dove inizia l'emissione radio.Troviamo che i tre gruppi di eventi di particelle energetiche solari (SEP) noti per avere valori distinti di accelerazione iniziale CME, hanno anche frequenze iniziali medie distinte dei burst di tipo II associati. Gli eventi SEP con miglioramento del livello del suolo (GLE) hanno la frequenza iniziale più alta (107 MHz), mentre quelli associati all'eruzione del filamento (FE) nelle regioni quiescenti hanno la frequenza iniziale più bassa (22 MHz) gli eventi SEP regolari hanno una frequenza iniziale intermedia (81 MHz ). Prendendo il tempo di inizio delle esplosioni di tipo II come tempo di formazione dell'urto, determiniamo le altezze di formazione dell'urto misurate dal centro del Sole. Troviamo che gli shock si formano in media più vicini al Sole (1,51 Rs) negli eventi GLE, più lontani dal Sole negli eventi FE SEP (5,38 Rs) e a distanze intermedie negli eventi SEP regolari (1,72 Rs). Infine, presentiamo i risultati di un caso studio di una CME con elevata accelerazione iniziale (

3 km s -2) e un burst radio di tipo II con alta frequenza iniziale (

200 MHz) ma associato a un evento SEP minore. Troviamo che la relazione tra l'indice spettrale di fluenza e l'accelerazione iniziale CME continua a valere anche per questo evento SEP minore.

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Gopalswamy, Nat
accettato l'8 agosto 2017 per essere pubblicato da Elsevier come capitolo del libro "Eventi estremi nel geospazio: origini, prevedibilità e conseguenze", ed. Natalia Buzulukova

Riassunto Le eruzioni solari generalmente si riferiscono a espulsioni di massa coronale (CME) e brillamenti. Entrambe sono importanti fonti di meteorologia spaziale. I brillamenti solari causano un cambiamento improvviso nel livello di ionizzazione nella ionosfera. Le CME causano eventi di particelle energetiche solari (SEP) e tempeste geomagnetiche. Un brillamento con intensità insolitamente alta e/o un CME con un'energia estremamente elevata possono essere considerati esempi di eventi estremi sul Sole. Questi eventi possono anche portare a eventi SEP estremi e/o tempeste geomagnetiche. In definitiva, l'energia che alimenta le CME e i brillamenti viene immagazzinata in regioni magnetiche del Sole, note come regioni attive. Le regioni attive con dimensioni e campo magnetico straordinari hanno il potenziale per produrre eventi estremi. Sulla base degli insiemi di dati attuali, stimiamo le dimensioni di un evento su cento e su mille come indicatore dell'estrema gravità degli eventi. Consideriamo sia l'estremo nella fonte delle eruzioni sia nelle conseguenze. Quindi confrontiamo le dimensioni stimate di 100 anni e 1000 anni con le dimensioni degli eventi estremi storici misurati o dedotti.

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Michalek, G., gopalswamy, N. e Yashiro, S.
Solar Physics, Volume 292, Numero 8, articolo id.114, 14 pp, 2017

Abstract Il metodo bootstrap viene utilizzato per determinare gli errori degli attributi di base delle espulsioni di massa coronale (CME) identificati visivamente nelle immagini ottenute dagli strumenti LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). I parametri di base delle CME sono archiviati, tra l'altro, in un database noto come catalogo SOHO/LASCO CME e sono ampiamente utilizzati per molti studi di ricerca. Gli attributi di base delle CME (ad esempio velocità e accelerazione) sono ottenuti da grafici altezza-tempo generati manualmente. La natura soggettiva delle misurazioni manuali introduce errori casuali difficili da quantificare. In molti studi l'impatto di tali errori di misurazione è trascurato. In questo studio presentiamo una nuova possibilità di stimare gli errori di misurazione negli attributi di base delle CME. Questo approccio è un metodo ad alta intensità di computer perché richiede di ripetere più volte la procedura di analisi dei dati originale utilizzando set di dati replicati. Questo è anche comunemente chiamato metodo bootstrap in letteratura. Mostriamo che l'approccio bootstrap può essere utilizzato per stimare gli errori degli attributi di base delle CME con un numero moderatamente elevato di misurazioni altezza-tempo. Gli errori di velocità sono nella stragrande maggioranza piccoli e dipendono principalmente dal numero di punti altezza-tempo misurati per un particolare evento. Nel caso dell'accelerazione, gli errori sono significativi e per più della metà di tutte le CME sono maggiori dell'accelerazione stessa. Confronto dell'accelerazione CME-shock di tre eventi SEP diffusi durante il ciclo solare 24

H. Xie, P. Mäkelä, O. C. St. Cyr e N. Gopalswamy
Accettato per la pubblicazione nel Journal of Geophysical Research

Abstract Abbiamo studiato tre eventi di particelle energetiche solari (SEP) osservati il ​​14 agosto 2010, il 3 novembre 2011 e il 5 marzo 2013 da STEREO A, B e dalla navicella spaziale Near-Earth (L1) con una distribuzione longitudinale di particelle > 90 gradi . Utilizzando un metodo di modellazione in avanti combinato con immagini ultraviolette estreme e luce bianca, abbiamo determinato l'estensione angolare dell'urto, il tempo e la posizione (cobpoint) dell'intersezione dell'urto con la linea del campo magnetico che si collega a ciascun veicolo spaziale e calcolato la velocità dell'urto alla cobpoint di ogni navicella spaziale. Quindi esaminiamo se le osservazioni dei SEP su ciascun veicolo spaziale sono state accelerate e iniettate dagli shock spazialmente estesi o se è necessario un altro meccanismo come il trasporto cross-field per una spiegazione alternativa. I risultati delle nostre analisi indicano che i SEP osservati sui tre veicoli spaziali il 03 novembre, STB e L1 il 14 agosto e l'evento SEP del 05 marzo presso la STA possono essere spiegati dall'accelerazione dello shock diretto. Ciò è coerente con le significative anisotropie osservate, i brevi ritardi tra i tempi di rilascio delle particelle e i tempi di connessione magnetica e i bruschi aumenti nei profili temporali SEP. La diffusione cross-field è la probabile causa dell'evento SEP del 14 agosto osservato da STA e dei SEP del 05 marzo osservati dalla sonda STB e L1, poiché le osservazioni delle particelle presentavano deboli aniotropie elettroniche e profili di intensità a lenta crescita. Altrimenti, l'ampia diffusione longitudinale di questi aumenti di SEP richiederebbe l'esistenza di uno shock circumsolare, che potrebbe non essere un'ipotesi corretta nella corona e nell'eliosfera.

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Kumari, A., Ramesh, R., Kathiravan, C., e Gopalswamy, N.
The Astrophysical Journal, Volume 843, Issue 1, ID articolo. 10, 7 pagine (2017)

Riassunto Riportiamo le osservazioni del lampo radio ad alta frequenza di tipo II (&asymp430-30 MHz) che si è verificato nella corona solare il 4 novembre 2015. Il tasso di deriva del lampo, stimato vicino alla frequenza iniziale della sua componente fondamentale (&asymp215 MHz) , è insolitamente alto (&asymp2 MHz s -1 ). La nostra analisi mostra che la velocità stimata dello shock driver magnetoidrodinamico dello scoppio varia con il tempo. La velocità di picco e l'accelerazione sono molto grandi, rispettivamente &asymp2450 km s -1 e &asymp17 km s -2 . Esiste una correlazione spazio-temporale tra il burst di tipo II e l'associata espulsione di massa coronale (CME) nelle immagini a luce bianca e ultraviolette estreme. Il profilo temporale della velocità d'urto e la curva di luce del bagliore di raggi X molli associati sono ben correlati. Questi risultati indicano che nel caso in esame, (i) lo shock magnetoidrodinamico responsabile del burst coronale di tipo II ad alta frequenza è guidato dal CME e (ii) il profilo temporale della velocità dello shock di burst di tipo II rappresenta la cinematica del vicino Sole di il ECM. Corde di flusso coronale e loro controparti interplanetarie

Gopalswamy, N., Akiyama, S., Yashiro, S. e Xie, H.
JASTP, accettato per la pubblicazione il 6 giugno 2017

Riassunto Riportiamo uno studio che confronta le corde di flusso coronale dedotte dai dati di eruzione con le loro controparti interplanetarie costruite da dati in situ. I dati sull'eruzione includono il campo magnetico della regione di origine, le arcate post-eruzione e le espulsioni di massa coronale (CME). Le funi di flusso sono state adattate alle CME interplanetarie (ICME) considerate per i workshop di analisi dei dati coordinati (CDAW) del 2011 e 2012. Abbiamo calcolato il flusso ricollegato totale coinvolto in ciascuna delle eruzioni solari associate e abbiamo scoperto che è strettamente correlato alle proprietà dei brillamenti, alla cinematica CME e alle proprietà ICME. Adattando le funi di flusso ai dati del coronografo a luce bianca, abbiamo ottenuto le proprietà geometriche delle funi di flusso e le proprietà magnetiche aggiunte derivate dal flusso ricollegato. Abbiamo scoperto che il campo magnetico CME nella corona è significativamente più alto del campo magnetico ambientale a una data distanza eliocentrica. La dipendenza radiale dell'intensità del campo magnetico della fune di flusso è più veloce di quella del campo magnetico ambientale. L'intensità del campo magnetico della fune di flusso coronale è anche correlata con quella delle funi di flusso interplanetarie costruite da dati in situ e con l'intensità del campo magnetico di picco osservata negli ICME. La ragione fisica della correlazione osservata tra l'intensità di campo di picco nei MC è il contenuto di campo magnetico più elevato nelle corde di flusso coronale più veloci e, in definitiva, il flusso ricollegato più elevato nella regione dell'eruzione. Le funi di flusso magnetico costruite dai dati dell'eruzione e dalle osservazioni del coronografo forniscono un input realistico che può essere utilizzato da vari modelli per prevedere le proprietà magnetiche degli ICME sulla Terra e altre destinazioni nell'eliosfera.

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C. Kay, N. Gopalswamy, H. Xie e S. Yashiro
Fisica solare, vol. 292, numero 6, art. 78, 2017

Riassunto Tra il 13 e il 16 febbraio 2011, una serie di espulsioni di massa coronale (CME) è eruttata da linee di inversione di polarità multiple all'interno della regione attiva 11158. Per sette di queste CME utilizziamo il modello a fune di flusso cilindrico graduato (GCS) per determinare la traiettoria CME utilizzando sia le immagini del Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) che le immagini dell'ultravioletto estremo (EUV) e del coronografo. Utilizziamo quindi il modello chiamato Forecasting a CME's Altered Trajectory (ForeCAT) per le dinamiche CME non radiali guidate da forze magnetiche per simulare la deflessione e la rotazione delle sette CME. Troviamo un buon accordo tra i risultati di ForeCAT e le posizioni e gli orientamenti ECM ricostruiti. Le deviazioni CME variano in magnitudo tra 10° e 30°. Tutte le CME sono deviate a nord, ma troviamo variazioni nella direzione della deviazione longitudinale. Le rotazioni vanno da 5° a 50° con rotazioni sia in senso orario che antiorario. Tre delle CME iniziano con posizioni iniziali entro 2° l'una dall'altra. Questi tre CME sono tutti deviati principalmente verso nord, con qualche piccola deviazione verso est, e ruotano in senso antiorario. Le loro posizioni e orientamenti finali, tuttavia, differiscono rispettivamente di 20° e 30°. Questa variazione di deflessione e rotazione deriva dalle differenze nell'espansione CME e nella propagazione radiale vicino al Sole, nonché dalla massa CME. Alla fine, solo una di queste sette CME ha prodotto firme in situ distinguibili vicino alla Terra, sebbene la regione attiva fosse rivolta verso la Terra durante le eruzioni. Suggeriamo che le differenze nella deflessione e rotazione delle CME possono spiegare se ciascuna CME ha avuto un impatto o mancato la Terra.

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Gopalswamy, N., Yashiro, S., Akiyama, S. e Xie, H.
Fisica solare 292, articolo id.65, 18 pp, 2017

Riassunto Segnaliamo un nuovo metodo per calcolare il flusso di riconnessione del flare (RC) dalle arcate post-eruzione (PEA) e dai campi magnetici fotosferici sottostanti. In lavori precedenti, il flusso RC è stato calcolato utilizzando l'area cumulativa del nastro flare. Qui otteniamo il flusso RC come il flusso in metà dell'area sottostante il PEA in EUV ripreso dopo il massimo del flare. Applichiamo questo metodo a una serie di 21 eruzioni che hanno avuto origine vicino al centro del disco solare nel ciclo solare 23. Troviamo che il flusso RC dal metodo arcade (&PhiRA) ha un ottimo accordo con il flusso dal metodo flare-ribbon (&PhirR) secondo &PhiRA = 1.24(&FirR) 0,99. Troviamo anche &PhiRA da correlare con il flusso poloidale (&PhiP) della nube magnetica associata a 1 AU: &PhiP = 1.20(&PhiRA) 0,85. Questa relazione è quasi identica a quella ottenuta da Qiu et al. (Astrophys. J. 659, 758, 2007) utilizzando una serie di sole 9 eruzioni. Il nostro risultato supporta l'idea che la riconnessione della torcia porta alla formazione della fune di flusso e del PEA come processo comune.

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C. Kay, N. Gopalswamy, A. Reinard e M. Opher
The Astrophysical Journal, Volume 835, ID articolo. 117, 2017

Abstract Prevedere l'impatto delle espulsioni di massa coronale (CME) e della componente verso sud del loro campo magnetico è uno degli obiettivi chiave delle previsioni meteorologiche spaziali. Presentiamo un nuovo modello, il ForeCAT In situ Data Observer (FIDO), per la previsione del campo magnetico in situ delle CME. Per prima cosa simuliamo una CME utilizzando ForeCAT, un modello per la deflessione e la rotazione CME risultanti dalle forze magnetiche solari di fondo. Utilizzando la posizione e l'orientamento della CME da ForeCAT, determiniamo quindi il passaggio della CME su un veicolo spaziale simulato. Modelliamo il campo magnetico della CME utilizzando una fune di flusso priva di forza e determiniamo il profilo magnetico in situ del veicolo spaziale sintetico. Mostriamo che FIDO può riprodurre il comportamento generale di quattro CME osservate. I risultati FIDO sono molto sensibili alla posizione e all'orientamento della CME e mostriamo che l'incertezza nella posizione e nell'orientamento di una CME dalle immagini del coronografo corrisponde a un'ampia gamma di magnitudini in situ e persino di polarità. Questa piccola gamma di posizioni e orientamenti include anche CME che mancano completamente il satellite. Mostriamo che due parametri derivati ​​(la distanza angolare normalizzata tra il naso CME e la posizione del satellite e la differenza angolare tra l'inclinazione CME e l'angolo di posizione del satellite rispetto al naso CME) possono essere utilizzati per determinare in modo affidabile se un impatto o si verifica la mancanza. Troviamo che gli stessi criteri separano gli impatti e le mancanze per i casi che rappresentano tutte e quattro le CME osservate. Sostituzione della ruota del polarizzatore con una telecamera di polarizzazione per aumentare la risoluzione temporale e ridurre la complessità complessiva di un coronografo solare

Nelson, R. L., Gopalswamy, N., Yashiro, S., Qian, G. e Madhulika, G.
Journal of Astronomical Telescopes, Instruments and Systems, Volume 3, id. 014001

Abstract Esperimenti che richiedono misurazioni della luminosità polarizzata linearmente, tradizionalmente hanno ottenuto tre immagini successive attraverso un polarizzatore lineare che viene ruotato di tre angoli ben definiti e le immagini vengono combinate per ottenere la luminosità polarizzata linearmente. Questa tecnica richiede un meccanismo per mantenere in posizione il polarizzatore lineare e per ruotarlo con precisione attraverso i tre angoli. Ovviamente, la risoluzione temporale si perde in uno scenario del genere, poiché le tre immagini che vengono utilizzate per derivare la luminosità polarizzata linearmente sono prese in tre momenti diversi. In particolare, in una corona dinamica che è in costante rimodellamento delle sue strutture, l'immagine di luminosità polarizzata linearmente prodotta in questo modo potrebbe non produrre valori veri intorno alla corona. A questo proposito, con l'avvento della telecamera di polarizzazione, la luminosità polarizzata linearmente può essere misurata da una singola immagine. Ciò elimina anche la necessità di un polarizzatore lineare e dei meccanismi di rotazione associati e può contribuire a ridurre il peso, le dimensioni, i requisiti di alimentazione, il rischio complessivo dello strumento e, soprattutto, aumentare la risoluzione temporale. Valutiamo le capacità di una telecamera di polarizzazione selezionata e come queste capacità potrebbero essere testate in un esperimento a terra condotto in concomitanza con un'eclissi solare totale. L'esperimento a terra richiede la misurazione della luminosità polarizzata linearmente, nota anche come K-corona, in una corona che contiene anche luminosità non polarizzata, nota come F-corona, al fine di misurare tre importanti proprietà fisiche relative agli elettroni coronali, vale a dire, la densità elettronica, temperatura dell'elettrone e velocità dell'elettrone. 2016 L'eruzione posteriore del 23 luglio 2012: un evento di particelle energetiche estreme?

N. Gopalswamy, S. Yashiro, N. Thakur, P. Mäkelä, H. Xie e S. Akiyama
Il Giornale Astrofisico, Vol. 833, Numero 2, art. 216, 2016

Riassunto L'espulsione di massa coronale (CME) del 23 luglio 2012 ha avuto un breve tempo di transito dello shock Sole-Terra (18,5 ore). L'evento associato alla particella energetica solare (SEP) ha avuto un flusso di protoni >10 MeV con un picco a

5000 pfu, e l'evento di particelle di tempesta energetica (ESP) era un ordine di grandezza più grande, rendendolo l'evento più intenso nell'era spaziale a queste energie. Da un'analisi dettagliata delle caratteristiche CME, shock e SEP, troviamo che l'evento del 23 luglio è coerente con un evento SEP ad alta energia (accelerazione di particelle a energie GeV). I tempi degli spettri di massimo e di fluenza nell'intervallo 10-100 MeV erano molto rigidi, simili a quelli degli eventi di potenziamento del livello del suolo (GLE). Abbiamo trovato una relazione gerarchica tra le velocità iniziali della CME e gli indici spettrali di fluenza: le CME con basse velocità iniziali avevano eventi SEP con gli spettri più morbidi, mentre quelle con velocità iniziali più alte avevano eventi SEP con gli spettri più difficili. Le CME che raggiungono velocità intermedie producono spettri moderatamente duri. L'evento del 23 luglio era nel gruppo degli eventi a spettro duro. Durante l'evento del 23 luglio, la velocità d'urto (>2000 km s -1 ), l'accelerazione iniziale (

1,70 km s -2 ), e l'altezza di formazione dell'urto (

1,5 raggi solari) erano tutti tipici degli eventi GLE. Il burst di tipo II associato aveva componenti di emissione da lunghezze d'onda metriche a chilometriche che suggerivano un forte shock. Queste osservazioni confermano che l'evento del 23 luglio 2012 sarà probabilmente un evento estremo in termini di particelle energetiche che ha accelerato.

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H. Xie, P. Mäkelä, N. Gopalswamy e O. C. St. Cyr
Journal of Geophysical Research: Space Physics Vol. 121, numero 7. p6168, 2016

Abstract Studiamo gli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) che sono stati rilevati da GOES nel canale di energia > 10 MeV da dicembre 2006 a marzo 2014. Deriviamo e confrontiamo i tempi di rilascio di particelle solari (SPR) per gli elettroni 0,25-10,4 MeV e 10-100 protoni MeV per gli eventi del 28 settembre. Nello studio, i tempi SPR dell'elettrone sono derivati ​​con l'analisi del time-shifting (TSA) e i tempi SPR del protone sono derivati ​​usando sia il TSA che l'analisi della dispersione della velocità (VDA). Le anisotropie degli elettroni vengono calcolate per valutare la quantità di dispersione per gli eventi in studio. I nostri risultati principali includono: 1) elettroni quasi relativistici e protoni ad alta energia vengono rilasciati contemporaneamente entro 8 minuti per la maggior parte degli eventi SEP (16 di 23). 2) Esiste una buona correlazione tra accelerazione di elettroni e protoni, intensità di picco e profili temporali di intensità. 3) I tempi TSA SPR per i protoni da 90,5 MeV e 57,4 MeV hanno errori massimi di 6 min e 10 min rispetto ai tempi di rilascio del protone VDA, rispettivamente, mentre l'errore massimo per i protoni da 15,4 MeV può raggiungere i 32 min. 4) Per 7 eventi a bassa intensità dei 23, si sono verificati grandi ritardi tra elettroni da 6,5 ​​MeV e protoni da 90,5 MeV rispetto a elettroni da 0,5 MeV. Rimane irrisolto se questi ritardi siano dovuti ai tempi necessari per il rafforzamento dello shock in evoluzione o agli effetti del trasporto di particelle.

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P. Mäkelä, N. Gopalswany, M. J. Reiner, S.Akiyama e V. Krupar
accettato per la pubblicazione su The Astrophysical Journal il 20 giugno 2016.

Riassunto Riportiamo il nostro studio delle regioni di sorgenti radio durante il burst radio di tipo II il 22 maggio 2013 basato sull'analisi di rilevamento della direzione (DF) delle osservazioni radio Wind/WAVES e STEREO/WAVES (SWAVES) a lunghezze d'onda decametro-ettometriche (DH) . L'emissione di tipo II ha mostrato un miglioramento che ha coinciso con l'interazione di due espulsioni di massa coronale (CME) lanciate in sequenza lungo traiettorie ravvicinate. La triangolazione delle direzioni delle sorgenti SWAVES ha posto le proiezioni eclittiche delle sorgenti radio vicino alla linea che collega il Sole e la navicella STEREO-A. Le direzioni della sorgente WAVES e SWAVES hanno rivelato spostamenti nella latitudine della sorgente radio indicando che la posizione spaziale della sorgente dominante dell'emissione di tipo II varia durante l'interazione CME-CME. Le direzioni della sorgente WAVES vicine alle frequenze di 1 MHz corrispondevano alla posizione del bordo anteriore della CME primaria vista nelle immagini del coronografo LASCO/C3. Questa corrispondenza delle posizioni spaziali ad entrambe le lunghezze d'onda conferma che la regione di interazione CME-CME è la fonte del potenziamento di tipo II. Il confronto delle osservazioni radio e della luce bianca ha anche mostrato che a frequenze più basse lo scattering influisce in modo significativo sulla propagazione delle onde radio.

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P. Mäkelä, N. Gopalswany e S. Yashiro
accettato per la pubblicazione su Space Weather il 4 maggio 2016.

Riassunto Le espulsioni di massa coronale (CME) dirette dalla Terra sono i principali motori delle principali tempeste geomagnetiche. Pertanto, è necessaria una buona stima del tempo di arrivo del disturbo sulla Terra per le previsioni del tempo spaziale. I veicoli spaziali STEREO e SOHO stavano osservando il Sole in quasi quadratura da gennaio 2010 a settembre 2012, offrendo un'opportunità unica per studiare la velocità radiale (Vrad) - velocità di espansione (Vesp) relazione delle CME orientate alla Terra. Questa relazione è utile per stimare il Vrad di CME dirette verso la Terra, quando sono osservate solo dalla vista della Terra. Abbiamo selezionato 19 CME Earth-directed osservate dal coronografo LASCO/C3 su SOHO e dal coronografo SECCHI/COR2 su STEREO nel periodo gennaio 2010-settembre 2012. Abbiamo trovato che dei tre modelli geometrici CME testati il ​​modello a cono gelato intero del CME descrive meglio il Vrad -Vesp relazione, come suggerito da precedenti indagini. Abbiamo anche testato l'accuratezza della previsione del modello empirico di arrivo dello shock (ESA) proposto da Gopalswamy et al. [2005a], stimando le velocità di propagazione della CME dalle velocità di espansione della CME. Se usiamo le osservazioni STEREO per stimare la larghezza CME richiesta per calcolare il Vrad dal Vesp misurazioni, l'errore assoluto medio (MAE) dei tempi di arrivo dello shock del modello ESA è di 8,4 ore. Se le misurazioni LASCO vengono utilizzate per stimare l'ampiezza del CME, il MAE rimane comunque al di sotto delle 17 ore. Quindi usando il semplice Vrad -Vesp relazione per stimare il Vrad delle CME dirette dalla Terra, il modello ESA è in grado di prevedere i tempi di arrivo degli shock con una precisione paragonabile alla maggior parte degli altri modelli più complessi. Le espulsioni di massa coronale dirette verso la Terra (CME) sono le principali

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Nat Gopalswamy, Sachiko Akiyama, Pertti Mäkelä, Seiji Yashiro e Iver H. Cairns
ha contribuito con la relazione b presentata alla URSI Asia-Pacific Radio Science Conference a Seoul, 21-25 agosto 2016

Riassunto Un intenso burst radio di tipo IV è stato osservato dalla navicella spaziale STEREO Behind (STB) situata a circa 144 gradi dietro la Terra. L'esplosione è stata associata a una grande eruzione solare avvenuta sul lato posteriore del Sole (N05E151) vicino al centro del disco nella vista STB. L'eruzione è stata osservata anche dalla navicella spaziale STEREO Ahead (STA) (situata a 149 gradi davanti alla Terra) come un'eruzione vicino al lembo ovest (N05W60) in quella vista. Il burst di tipo IV era completo nelle osservazioni STB in quanto l'inviluppo ha raggiunto la frequenza più bassa e poi si è ritirato a frequenze più alte. Il burst è stato visto parzialmente da STA, rivelando solo il bordo che scende alla frequenza più bassa. L'esplosione di tipo IV non è stata affatto osservata vicino alla Terra perché la sorgente si trovava a 61 gradi dietro il lembo est. L'eruzione è stata associata a un'esplosione di tipo II a bassa frequenza osservata in tutte e tre le viste, sebbene non fosse molto intensa. Particelle energetiche solari sono state anche osservate sia allo STEREO che al SOHO, suggerendo che lo shock fosse molto esteso, coerentemente con l'altissima velocità del CME (circa 2048 km/s). Queste osservazioni suggeriscono che l'emissione di tipo IV sia diretta lungo un cono stretto sopra il sito del flare. Confermiamo questo risultato statisticamente utilizzando i burst di tipo IV del ciclo solare 23.

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Nat Gopalswamy
intervento su invito alla Conferenza sulla scienza radiofonica URSI Asia-Pacifico a Seoul, 21-25 agosto 2016 August

Riassunto Riportiamo lo stato del ciclo solare 24 sulla base delle eruzioni di prominenza polare (PE) e delle informazioni sul miglioramento della luminosità delle microonde (MBE) ottenute dal radioeliografo Nobeyama. La regione polare nord del Sole ha avuto un'intensità di campo vicina allo zero per più di tre anni (dal 2012 al 2015) e si è conclusa solo a settembre 2015, come indicato dalla presenza di PE polari e dalla mancanza di MBE. La condizione di campo polare zero nel sud è iniziata solo intorno al 2013, ma è terminata entro giugno 2014. Quindi l'asimmetria nei tempi di inversione di polarità è passata tra il ciclo 23 e 24. L'MBE polare è un buon proxy per il campo magnetico polare forza come indicato dall'alto grado di correlazione tra i due. La correlazione incrociata tra gli MBE ad alta e bassa latitudine è significativa per un ritardo di

Da 5,5 a 7,3 anni, suggerendo che il campo polare di un ciclo indica il numero di macchie solari del ciclo successivo in accordo con il meccanismo dei cicli solari di Babcock-Leighton. Il lungo periodo di campo vicino allo zero nella regione polare nord dovrebbe tradursi in un'attività delle macchie solari debole e ritardata nell'emisfero settentrionale nel ciclo 25.

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Nat Gopalswamy
intervento su invito alla Conferenza sulla scienza radiofonica URSI Asia-Pacifico a Seoul, 21-25 agosto 2016 August

Abstract I fenomeni radio a bassa frequenza sono dovuti alla presenza di elettroni non termici nel mezzo interplanetario (IP). Comprendere questi fenomeni è importante per caratterizzare l'ambiente spaziale vicino alla Terra e altre destinazioni nel sistema solare. Negli ultimi due decenni sono stati compiuti progressi sostanziali, grazie ai set di dati continui e uniformi disponibili dalla radio spaziale e dalla strumentazione a luce bianca. Questo lavoro mette in evidenza alcuni recenti risultati ottenuti sui fenomeni radio IP. In particolare, vengono considerate la sorgente dei lampi radio di tipo IV, il comportamento delle tempeste di tipo III, la propagazione degli shock nel mezzo IP e la variazione del ciclo solare dei lampi radio di tipo II. Tutti questi fenomeni sono strettamente correlati alle eruzioni solari e all'evoluzione della regione attiva. I risultati presentati sono stati ottenuti combinando i dati delle missioni Wind e SOHO.

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Nat Gopalswamy, Seiji Yashiro e Sachiko Akiyama
Accettato per la pubblicazione in ApJ Lett. il 6 maggio 2016

Riassunto Riportiamo le condizioni di massimo solare prolungate fino alla fine del 2015 nella regione nord-polare del Sole, indicate dal verificarsi di eruzioni di prominenza ad alta latitudine e dalla temperatura di luminosità delle microonde vicino al livello del Sole tranquillo. Questi due aspetti dell'attività solare indicano che l'inversione di polarità è stata completata entro la metà del 2014 nel sud e verso la fine del 2015 nel nord. . La luminosità delle microonde nella regione del polo sud è aumentata a un livello superiore al livello del minimo del ciclo 23/24, ma ha appena iniziato ad aumentare al nord. L'asimmetria nord-sud nell'inversione di polarità è passata da quella del ciclo 23. Queste osservazioni ci portano a ipotizzare che l'inizio del ciclo 25 nell'emisfero nord sia probabilmente ritardato rispetto a quello nell'emisfero sud. Troviamo che la condizione insolita nel nord è una diretta conseguenza dell'arrivo di ondate di polarità opposta dalla fascia della regione attiva. Troviamo anche che più episodi di corsa al polo sono stati indicati dalle posizioni di eruzione di rilievo che si sono allineate al confine tra picchi di polarità opposta. Le eruzioni di rilievo ad alta latitudine si sono verificate nel confine tra il flusso polare in carica e il flusso insorto di polarità opposta.

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N. Thakur, N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, S. Yashiro e H. Xie
Accettato per la fisica solare, marzo 2016

Riassunto Discutiamo i nostri risultati da un'indagine su tutti gli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) dei cicli solari 23 e 24, ovvero gli eventi SEP in cui l'intensità dei protoni >10 MeV osservati da GOES era >10 pfu. Nel nostro lavoro precedente (Gopalswamy et al., 2014 Geophys. Res. Lett. 41, 2673) abbiamo suggerito che i miglioramenti del livello del suolo (GLE) nei cicli 23 e 24 producono anche un aumento di intensità nel canale protonico GOES >700 MeV. La nostra indagine, ora estesa per includere tutti i grandi eventi SEP del Ciclo 23, conferma che ciò è vero per tutti tranne due eventi: i) il GLE del 6 maggio 1998 (GLE57) per il quale GOES non ha osservato un miglioramento in intensità di protoni >700 MeV e ii) un evento SEP ad alta energia dell'8 novembre 2000, per il quale GOES ha osservato protoni >700 MeV ma non è stato registrato alcun GLE. Qui discutiamo queste due eccezioni. Confrontiamo GLE57 con altri piccoli GLE e l'evento SEP dell'8 novembre 2000 con quelli che hanno mostrato aumenti di intensità simili nei protoni GOES >700 MeV ma hanno prodotto GLE. Troviamo che, poiché i miglioramenti dell'intensità del protone GOES > 700 MeV sono in genere piccoli per piccoli GLE, sono difficili da discernere vicino ai minimi solari a causa di uno sfondo più elevato. I nostri risultati supportano anche che i GLE sono generalmente osservati quando gli shock delle espulsioni di massa coronale (CME) associate si formano ad altezze di 1,2-1,93 raggi solari [RSOLE] e quando il rilascio di particelle solari avviene tra 2-6 RSOLE. I nostri risultati secondari supportano l'idea che la regione del naso del CME-shock possa accelerare le prime particelle GLE in arrivo e l'osservazione di un GLE dipende anche dalla connettività latitudinale dell'osservatore al naso del CME-shock. Concludiamo che il canale protonico GOES >700 MeV può essere utilizzato come indicatore di GLE escludendo alcune rare eccezioni, come quelle discusse qui.

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Nat Gopalswamy
Accettato per la pubblicazione in Geoscience Letters, 10 febbraio 2016

Le espulsioni di massa oronale astratte (CME) sono un fenomeno scoperto di recente, nel 1971, circa quindici anni dopo l'era spaziale. Ci sono voluti altri due decenni per rendersi conto che i CME sono gli attori più importanti nella relazione solare terrestre come causa principale delle condizioni meteorologiche avverse nell'ambiente spaziale terrestre. Le CME sono ora annoverate tra i principali rischi naturali perché causano grandi eventi di particelle energetiche solari (SEP) e grandi tempeste geomagnetiche, entrambi i quali rappresentano un pericolo per gli esseri umani e la loro tecnologia nello spazio e nel suolo. Le tempeste geomagnetiche scoperte nel 1700, i brillamenti solari scoperti nel 1800 e gli eventi SEP scoperti nel 1900 sono ora tutti strettamente correlati alle CME attraverso vari processi fisici che si verificano in varie località all'interno e intorno alle CME, quando interagiscono con il mezzo ambientale . Questo articolo identifica una serie di sviluppi chiave che hanno preceduto la scoperta delle CME a luce bianca, suggerendo che le CME stavano aspettando di essere scoperte. Gli ultimi due decenni hanno visto un'esplosione della ricerca CME in seguito al lancio della missione dell'Osservatorio solare ed eliosferico nel 1995, che ha portato alla creazione di un quadro completo delle CME.

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Toshitada Tsuda, Marianna Shepherd e Nat Gopalswamy
Progressi nelle scienze della Terra e dei pianeti 2015, 2, 28

Abstract Il Comitato Scientifico di Fisica Solare-Terrestre (SCOSTEP) dell'International Council for Science (ICSU) ha implementato un programma collaborativo internazionale chiamato Climate and Weather of the Sun-Earth System (CAWSES), attivo dal 2004 al 2008 a cui è seguito dal programma CAWSES II nel periodo 2009-2013. Il programma CAWSES aveva lo scopo di migliorare la comprensione del sistema accoppiato solare-terrestre, con particolare enfasi posta sulla variabilità a breve (meteo) e a lungo termine (clima) delle attività solari e sui loro effetti e risposte del Geospazio e della Terra. ambiente. A seguito dell'implementazione di successo di CAWSES, il programma CAWSES II ha perseguito quattro questioni fondamentali che affrontano il modo in cui il sistema accoppiato Sole-Terra opera su scale temporali che vanno da minuti a millenni, vale a dire, (1) Quali sono le influenze solari sul clima della Terra ? (2) Come reagirà il Geospace a un clima alterato? (3) In che modo la variabilità solare a breve termine influisce sull'ambiente geospaziale? e (4) Qual è la risposta del geospazio agli input variabili dalla bassa atmosfera? Oltre a questi quattro compiti principali, SCOSTEP e CAWSES hanno promosso attività di scienza elettronica e informatica, compresa la creazione di database scientifici e il loro utilizzo efficace nella ricerca sulla fisica solare-terrestre. Anche le attività di sviluppo delle capacità sono state potenziate durante CAWSES II, e questo ha rappresentato un importante contributo di SCOSTEP alla comunità mondiale della fisica solare-terrestre. Questo documento introduttivo fornisce una panoramica delle attività CAWSES II e funge da prefazione ai documenti di revisione dedicati che riassumono i risultati dei quattro gruppi di lavoro (TG) del programma e della componente E-science.

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Nat Gopalswamy, P. Mäkelä, Sachiko Akiyama, Seiji Yashiro e N. Thakur
Accettato per la pubblicazione su Sun and Geosphere, 12 settembre 2015

Riassunto Riportiamo un confronto tra gli eventi meteorologici spaziali che si sono verificati intorno ai due picchi nel numero di macchie solari (SSN) durante il ciclo solare 24. I due picchi SSN si sono verificati negli anni 2012 e 2014. Anche se SSN era più grande durante il secondo picco, scopriamo che ci sono stati più eventi meteorologici spaziali durante il primo picco. Gli eventi meteorologici spaziali che abbiamo considerato sono grandi eventi di particelle energetiche solari (SEP) e grandi tempeste geomagnetiche associate a espulsioni di massa coronale (CME). Abbiamo anche considerato i lampi radio interplanetari di tipo II, che sono indicativi di CME energetici che provocano shock. Quando abbiamo confrontato le proprietà CME tra i due picchi SSN, troviamo che si sono verificati CME più energetici durante il picco del 2012. In particolare, troviamo che le CME che accompagnano i burst di IP di tipo II avevano una velocità media di 1543 km/s durante il picco del 2012 rispetto ai 1201 km/s durante il picco del 2014. Questo risultato è coerente con la riduzione della velocità media della popolazione generale delle CME durante il secondo picco. Tutti gli eventi SEP sono stati associati alle esplosioni interplanetarie di tipo II, che sono migliori delle CME Halo come indicatori del tempo spaziale. Il confronto tra i due picchi ha inoltre rivelato che il comportamento discordante tra il tasso CME e il SSN era più pronunciato durante il secondo picco. Nessuno dei 14 CME dell'alone del centro del disco è stato associato a una grande tempesta nel 2014. L'unica grande tempesta nel 2014 è stata dovuta all'intensificazione del campo magnetico (verso sud) nella nube magnetica associata da uno shock che ha raggiunto e si è propagato in la nuvola magnetica

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Nat Gopalswamy, Sachiko Akiyama, Seiji Yashiro, Hong Xie, P. Mäkelä e Grzegorz Michalek
il Proc. 14° Simposio internazionale sugli effetti ionosferici su "Colmare il divario tra le applicazioni e la ricerca che coinvolgono le discipline ionosferiche e meteorologiche spaziali" 12-14 maggio 2015, Alessandria, VA

Abstract Il clima spaziale è estremamente mite durante il ciclo solare 24: il numero di grandi tempeste geomagnetiche e di eventi di particelle energetiche solari ad alta energia è al minimo dall'alba dell'era spaziale. Le misurazioni del vento solare a 1 UA utilizzando gli strumenti Wind e ACE hanno mostrato che c'è un calo significativo della densità, del campo magnetico, della pressione totale e della velocità di Alfven nell'eliosfera interna a causa della bassa attività solare. Il calo degli eventi meteorologici spaziali di grandi dimensioni è sproporzionatamente elevato perché il numero di espulsioni di massa coronale energetica che causano questi eventi non è diminuito in modo significativo. Ad esempio, il tasso di CME alone, che è un buon indicatore di CME energetici, è simile a quello del ciclo 23, anche se il numero di macchie solari è diminuito di circa il 40%. Il clima spaziale mite sembra essere una conseguenza dell'espansione anomala dei CME dovuta alla bassa pressione ambientale nell'eliosfera. L'espansione anomala provoca la diluizione del contenuto magnetico delle CME, quindi le tempeste geomagnetiche sono generalmente deboli. Gli shock guidati da CME che si propagano attraverso il debole campo eliosferico sono meno efficienti nell'accelerare le particelle energetiche, quindi le particelle non raggiungono energie elevate. Infine, vorremmo sottolineare che eventi estremi come i CME del 23 luglio 2012 che si sono verificati nella parte posteriore del Sole e non hanno influenzato la Terra tranne che per un piccolo evento protonico.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Yashiro, H. Xie, S. Akiyama e N. Thakur
Accettato per la pubblicazione su Journal of Physics: Conference Series, 21 luglio 2015

Abstract Il Sole è già nella fase di declino del ciclo 24, ma la scarsità di eventi di particelle energetiche solari (SEP) ad alta energia continua con solo due eventi di potenziamento del livello del suolo (GLE) al 31 marzo 2015. Nel tentativo di capire questo, abbiamo considerato tutti i grandi eventi SEP del ciclo 24 che si sono verificati fino alla fine del 2014. Abbiamo confrontato le proprietà delle CME associate con quelle del ciclo 23. Abbiamo scoperto che le velocità CME nel piano del cielo erano simili, ma quasi tutte quelle CME del ciclo-24 erano aloni. Una frazione significativa del (16%) degli eventi SEP frontside è stata associata a eventi di prominenza eruttiva. I CME associati agli eventi di eruzione del filamento accelerano lentamente e raggiungono velocità di picco oltre le tipiche altezze di rilascio GLE. Quando abbiamo considerato solo gli eventi dell'emisfero occidentale che avevano una buona connettività al naso CME, c'erano solo 8 eventi che potevano essere considerati candidati GLE. Uno si è rivelato il primo evento GLE del ciclo 24 (17 maggio 2012). In due eventi, le CME sono state molto veloci (>2000 km/s) ma sono state lanciate in un medio tenue (alta velocità di Alfven). Nei restanti cinque eventi, le velocità erano ben al di sotto della tipica velocità GLE CME (

2000 km/s). Inoltre, le CME hanno raggiunto le loro velocità di picco oltre le altezze tipiche in cui vengono rilasciate le particelle GLE. Concludiamo che diversi fattori contribuiscono al basso tasso di eventi SEP ad alta energia nel ciclo 24: (i) ridotta efficienza dell'accelerazione d'urto (debole campo magnetico eliosferico), (ii) scarsa connettività latitudinale e longitudinale) e (iii) variazione in condizioni ambientali locali (ad es. velocità Alfven elevata).

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N. Gopalswamy, S. Yashiro e S. Akiyama
Accettato per la pubblicazione sull'Astrophysical Journal, 14 luglio 2015

Riassunto Riportiamo l'energia dell'espulsione di massa coronale polare (CME) del 12 marzo 2012 originata da una latitudine meridionale di

60°. La CME polare è simile alle CME a bassa latitudine sotto quasi tutti gli aspetti: morfologia in tre parti, arcade post-eruzione (PEA), cinematica della CME e dei filamenti, massa ed energia cinetica della CME e il relativo contenuto di energia termica della PEA. Dalle immagini di luminosità polarizzata, stimiamo la massa CME, che è vicina alla massa media delle CME a bassa latitudine. Anche l'energia cinetica CME (3,3x10 30 erg) è tipica della popolazione generale delle CME. Dai magnetogrammi fotosferici, stimiamo l'energia libera (1.8x10 31 erg) nella regione di sorgente della corona polare, che troviamo sufficiente per alimentare la CME e la PEA. Circa il 19% dell'energia libera è andato nell'energia cinetica CME. Calcoliamo il contenuto di energia termica del PEA (2,3x10 29 erg) e troviamo che è una piccola frazione (6,8%) dell'energia cinetica CME. Questa frazione è notevolmente simile a quella nelle CME della regione attiva associate a razzi maggiori. Mostriamo anche che il 12 marzo 2012 è uno tra i punteggi di CME polari osservati durante la fase massima del ciclo 24. Le eruzioni di prominenza della corona polare del ciclo 24 hanno lo stesso tasso di associazione con CME di quelle delle basse latitudini. Questa indagine supporta l'idea che tutti i CME sono spinti magneticamente da regioni di campo chiuso, indipendentemente dalla loro posizione sul Sole (regioni di filamenti polari della corona, regioni di filamenti quiescenti o regioni attive).

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Nat Gopalswamy, Bruce Tsurutani e Yihua Yan
Progress in Earth and Planetary Science, accettato il 13 aprile 2015

Abstract Questo articolo presenta una panoramica dei risultati ottenuti durante il periodo CAWSES-II sulla variabilità a breve termine del Sole e su come influenza l'ambiente spaziale vicino alla Terra. CAWSES-II è stato progettato per esaminare il comportamento del sistema solare-terrestre quando l'attività solare è salita alla sua fase massima nel ciclo solare 24. Dopo un minimo profondo successivo al ciclo 23, il Sole è salito a un massimo molto debole in termini di macchia solare numero nel ciclo 24 (MiniMax24), quindi molti dei risultati presentati qui si riferiscono a questa debole attività rispetto al ciclo 23. La variabilità a breve termine che ha conseguenze immediate sulla Terra e sul geospazio si manifesta come eruzioni solari da regioni a campo chiuso e alte -flussi veloci dai fori coronali. Sia le emissioni elettromagnetiche (flares) che quelle di massa (coronal mass ejections - CME) sono coinvolte nelle eruzioni solari, mentre i buchi coronali provocano flussi ad alta velocità che si scontrano con il vento lento formando le cosiddette regioni di interazione corotante (CIR). Le CME veloci colpiscono la Terra tramite shock principali che accelerano le particelle energetiche e creano grandi tempeste geomagnetiche. I CIR e i loro flussi ad alta velocità (HSS), d'altra parte, sono responsabili rispettivamente di piccole tempeste geomagnetiche ricorrenti e di estesi (giorni) di attività della zona aurorale. Questi ultimi portano all'accelerazione degli elettroni magnetosferici relativistici “killer”. Una delle principali conseguenze della debole attività solare è lo stato fisico alterato dell'eliosfera, che ha gravi implicazioni per le proprietà di provocare shock e tempeste delle CME. Infine, viene presentata una discussione sugli eventi meteorologici spaziali estremi provocati dall'evento di super tempesta del 23 luglio 2012 che si è verificato sul lato posteriore del Sole. Molti di questi studi sono stati resi possibili dalla disponibilità simultanea di telerilevamento e osservazioni in situ da più punti di osservazione rispetto alla linea Sole-Terra.

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N. Gopalswamy, H. Xie, S. Akiyama, P. Mäkelä, S. Yashiro e G. Michalek
Accettato per

Pubblicazione astratta nell'Astrophysical Journal, 7 aprile 2015 Riportiamo una scoperta notevole che le espulsioni di massa coronale dell'alone (CME) nel ciclo 24 sono più abbondanti rispetto al ciclo 23, sebbene il numero di macchie solari nel ciclo 24 sia diminuito del &sim40%. Troviamo anche che la distribuzione delle posizioni delle sorgenti dell'alone-CME è diversa nel ciclo 24: la distribuzione della longitudine degli aloni è molto più piatta con il numero di aloni che hanno origine alla distanza del meridiano centrale &ge60° il doppio di quello nel ciclo 23. D'altra parte , la velocità media e la dimensione del bagliore di raggi X molli associati sono le stesse nei due cicli, suggerendo che il mezzo ambientale in cui vengono espulsi i CME è significativamente diverso. Suggeriamo che sia la maggiore abbondanza che la maggiore longitudine del meridiano centrale delle CME dell'alone possono essere spiegate come conseguenza della diminuzione della pressione totale nell'eliosfera nel ciclo 24 (Gopalswamy et al. 2014). La ridotta pressione totale consente alle CME di espandersi più del solito facendole apparire come aloni.

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P. Mäkelä, N. Gopalswamy, S. Akiyama, H. Xie e S. Yashiro
Accettato per la pubblicazione sull'Astrophysical Journal, 7 aprile 2015

Abstract Abbiamo studiato l'altezza di eiezione della massa coronale (CME) all'inizio di 59 lampi radio metrici di tipo II associati ai principali eventi di particelle energetiche solari (SEP), esclusi i miglioramenti del livello del suolo (GLE), durante i cicli solari 23 e 24. Abbiamo calcolato CME altezze utilizzando un semplice metodo di insorgenza della riacutizzazione utilizzato da Gopalswamy et al. (2012b) per stimare le altezze CME all'inizio della metrica di tipo II per i GLE del ciclo-23. Abbiamo trovato che l'altezza media CME per eventi non-GLE (1,72 R◎ ) è &sim12% maggiore di quella (1,53 R◎ ) per GLE ciclo-23. La differenza potrebbe essere causata da un'accelerazione più impulsiva delle CME associate a GLE. Per gli eventi non-GLE del ciclo-24, abbiamo confrontato le altezze CME ottenute utilizzando il metodo dell'insorgenza della riacutizzazione e il metodo di adattamento a shock sferico 3-D e abbiamo riscontrato che la correlazione era buona (CC=0,68). Abbiamo riscontrato che l'altezza media CME per gli eventi non-GLE del ciclo 23 (1,79 R◎ ) è maggiore rispetto agli eventi non GLE del ciclo 24 (1,58 R◎ ), ma i test statistici non rifiutano definitivamente la possibilità di coincidenza. Suggeriamo che l'altezza di formazione inferiore degli shock durante il ciclo 24 indica un cambiamento nel profilo di velocità di Alfvén perché i campi magnetici solari sono più deboli e i livelli di densità del plasma sono più vicini alla superficie del solito durante il ciclo 24. Abbiamo anche trovato quel complesso di tipo III i burst che mostrano una diminuzione dell'emissione di tipo III nell'intervallo di frequenza 7-14 MHz sono più probabilmente associati a eventi con l'altezza CME all'insorgenza di tipo II superiore a 2 R◎, supportando i suggerimenti che la struttura CME/shock causa la caratteristica.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, S. Yashiro, H. Xie, N. Thakur e S. W. Kahler
Accettato per la pubblicazione sull'Astrophysical Journal, 31 marzo 2015

Riassunto Segnaliamo su quattro grandi eruzioni di filamenti (FE) dai cicli solari 23 e 24 che sono stati associati a grandi eventi di particelle energetiche solari (SEP) e scoppi radio interplanetari di tipo II. Le arcate post-eruzione corrispondevano per lo più a miglioramenti a raggi X molli di classe C, ma un bagliore M1.0 era associato a un evento. Tuttavia, le espulsioni di massa coronale (CME) associate erano veloci (velocità di circa 1000 km/s) e apparivano come CME di alone nel campo visivo del coronografo. I lampi radio interplanetari di tipo II si sono verificati su un ampio intervallo di lunghezze d'onda indicando l'esistenza di forti shock in tutta l'eliosfera interna. Nessun burst metrico di tipo II era presente in tre eventi, indicando che gli shock si sono formati oltre 2 o 3 Rs. In un caso, c'era un burst metrico di tipo II con bassa frequenza iniziale che indicava un'altezza di formazione dell'urto di circa 2 Rs. Gli eventi SEP associati a FE avevano spettri più morbidi (indice spettrale maggiore di 4) nell'intervallo da 10 a 100 MeV, ma c'erano altri eventi SEP a bassa intensità con indici spettrali & ge 4. Alcuni di questi eventi sono probabilmente eventi FE-SEP , ma non sono stati classificati così in letteratura perché si sono verificati vicino a regioni attive. Alcuni erano sicuramente associati a grandi razzi di regioni attive, ma l'altezza della formazione d'urto era grande. Troviamo sicuramente un ruolo diminuito per i brillamenti e le complesse durate di burst di tipo III in questi grandi eventi SEP. CME veloci e formazione di shock a distanze maggiori dal Sole sembrano essere le caratteristiche principali degli eventi SEP associati a FE.

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N. Gopalswamy
In "Solar Prominences", a cura di J.-C. Vial & O. Engvold, Springer, in stampa (2014)

Abstract Questo capitolo discute le proprietà dinamiche delle protuberanze eruttive in relazione alle espulsioni di massa coronale (CME). Il fatto che le protuberanze eruttive facciano parte delle CME è enfatizzato in termini di associazione fisica e cinematica. La continua propagazione del materiale di rilievo nell'eliosfera è illustrata utilizzando osservazioni in situ. La variazione del ciclo solare delle posizioni di prominenza eruttiva è discussa con particolare enfasi sul fenomeno rush-to-the-pole (RTTP). Una delle conseguenze del fenomeno RTTP sono le CME polari, che si sono dimostrate simili alle CME a bassa latitudine. Questa somiglianza è importante perché fornisce importanti indizi sul meccanismo con cui scoppiano le CME. Viene discusso il movimento non radiale delle CME, inclusa la deflessione dei fori coronali che hanno importanti conseguenze meteorologiche nello spazio. Infine, vengono delineate le implicazioni delle osservazioni presentate per la modellazione della modellazione CME.

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N. Gopalswamy, H. Xie, S. Akiyama, P. Mäkelä e S. Yashiro
Terra, pianeti e spazio, Volume 66, ID articolo. 104, 2014

Riassunto Riportiamo uno studio di tutte le principali eruzioni solari che si sono verificate sul lato anteriore del Sole durante la fase di picco del ciclo 24 (primi 62 mesi) al fine di comprendere i fattori chiave che influenzano il verificarsi di grandi eventi di particelle energetiche solari ( SEP) e gli eventi di miglioramento dei livelli del suolo (GLE). Le eruzioni coinvolgono razzi maggiori con flusso di picco di raggi X molli & ge 5,0 x10 -5 Wm -2 (cioè, dimensione del bagliore & ge M5.0) e accompagnamento di espulsioni di massa coronale (CME). Il criterio di selezione si basava sul fatto che l'unico GLE front-side nel ciclo 24 (GLE 71) aveva una dimensione del flare di M5.1. Solo il &sim37% delle principali eruzioni dall'emisfero occidentale ha provocato grandi eventi SEP. Quasi il lo stesso numero di grandi eventi SEP è stato prodotto in eruzioni più deboli (flare size <M5.0), suggerendo che il bagliore di raggi X molli non è un buon indicatore di eventi SEP o GLE. D'altra parte, la velocità CME è un indicatore migliore degli eventi SEP e GLE perché è costantemente elevata supportando il meccanismo di accelerazione degli urti per SEP e GLE. Abbiamo trovato la velocità CME, la connettività magnetica alla Terra e le condizioni ambientali come i fattori principali che contribuiscono alla mancanza di eventi di particelle ad alta energia durante il ciclo 24. Diverse eruzioni scarsamente collegate alla Terra (eventi dell'emisfero orientale o dietro l'arto occidentale) hanno provocato eventi SEP molto grandi rilevati dal veicolo spaziale STEREO. Alcuni CME molto veloci , probabilmente con particelle accelerate a energie GeV, non ha provocato un evento GLE a causa della scarsa connettività latitudinale. Il rigoroso requisito latitudinale suggerisce che le particelle a più alta energia sono probabilmente accelerate nella parte anteriore degli urti. C'erano anche CME veloci ben collegate, che non sembravano aver accelerato particelle ad alta energia a causa di possibili condizioni ambientali sfavorevoli (alta velocità di Alfven, riduzione complessiva dell'efficienza di accelerazione nel ciclo 24).

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S. Yashiro, N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, W. Uddin, A.K. Srivastava, N.C. Joshi, R. Chandra, P.K. Manoharan, K. Mahalakshmi, V.C. Dwivedi, R. Jain, A.K. Awasthi, N.V. Nitta, M.J. Aschwanden e D.P. Choudhary
Progressi nella ricerca spaziale, Volume 54, Numero 9, p. 1941-1948, 2014

Abstract La regione attiva NOAA 11158 ha prodotto molti bagliori durante il passaggio del disco. Almeno due di questi brillamenti possono essere considerati omologhi: il brillamento C6.6 alle 06:51 UT e il brillamento C9.4 alle 12:41 UT del 14 febbraio 2011. Entrambi i brillamenti si sono verificati nella stessa posizione (bordo orientale del regione attiva) e hanno un decadimento simile della curva di luce dei raggi X molli GOES. Le espulsioni di massa coronale associate (CME) erano lente (334 km/s e 337 km/s) e di larghezze apparenti simili (43° e 44°), ma avevano firme radio differenti. Il secondo evento è stato associato a un burst metrico di tipo II mentre il primo non lo era. I coronografi COR1 a bordo della navicella STEREO mostrano chiaramente che la seconda CME si è propagata nella precedente CME avvenuta 50 minuti prima. Queste osservazioni suggeriscono che l'interazione CME-CME potrebbe essere un processo chiave nell'eccitare l'emissione radio di tipo II da parte delle CME lente.

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N. Thakur, N. Gopalswamy, H. Xie, P. Mäkelä, S. Yashiro, S. Akiyama e J. M. Davila
Le lettere del giornale astrofisico, vol. 790, art. L13, 2014

Riassunto Vi presentiamo uno studio sull'evento di particelle energetiche solari (SEP) del 6 gennaio 2014, che ha prodotto un piccolo miglioramento del livello del suolo (GLE), rendendolo il secondo GLE di questo insolito ciclo solare 24. Questo evento è stato osservato principalmente dal Polo Sud monitor di neutroni (aumento di

2,5%) mentre alcuni altri monitor di neutroni hanno registrato aumenti minori. L'associata espulsione di massa coronale (CME) ha avuto origine dietro l'arto occidentale e aveva una velocità di 1960 km/s. L'altezza del CME all'inizio del lampo radio metrico di tipo II associato, che indica la formazione di un forte shock, è stata misurata in 1,61 Rs utilizzando un'immagine diretta da STEREO-A/EUVI. L'altezza della CME al momento del rilascio delle particelle GLE (determinata utilizzando i dati del monitoraggio dei neutroni del Polo Sud) è stata misurata direttamente come 2,96 Rs, dalle osservazioni a luce bianca STEREO-A/COR1. Queste altezze CME sono coerenti con quelle ottenute per il GLE71, l'unico altro GLE del ciclo attuale così come i GLE del ciclo-23 derivati ​​usando l'estrapolazione all'indietro. GLE72 è di particolare interesse perché è uno degli unici due GLE del ciclo 24, uno dei due GLE dietro l'arto e uno dei due GLE più piccoli dei cicli 23 e 24.

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N. Gopalswamy, S. Akiyama, S. Yashiro, H. Xie, P. Mäkelä e G. Michalek
Geofisi. Ris. Lett. vol. 41, Numero 8, pp.2673-2680. 2014

Riassunto La familiare correlazione tra la velocità e l'ampiezza angolare delle espulsioni di massa coronale (CME) si trova anche nel ciclo solare 24, ma la linea di regressione ha una pendenza maggiore: per una data velocità CME, le CME del ciclo 24 sono significativamente più ampie di quelle del ciclo 23. Il cambiamento di pendenza indica un cambiamento significativo nello stato fisico dell'eliosfera, dovuto alla debole attività solare. La pressione totale nell'eliosfera (magnetica + plasma) si riduce di

40%, che porta all'espansione anomala delle CME spiegando l'aumento della pendenza. L'espansione eccessiva della CME contribuisce alla ridotta efficacia delle CME nel produrre tempeste magnetiche durante il ciclo 24, sia perché il contenuto magnetico delle CME è diluito, sia a causa dei campi ambientali più deboli. Il campo magnetico ridotto nell'eliosfera può contribuire alla mancanza di particelle energetiche solari accelerate a energie molto elevate durante questo ciclo.

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N. Gopalswamy e P. Mäkelä
Atti di: 12th Annual International Astrophysical Conference, ASP Conference Series, ed. Q. Hu e G. Zank, in stampa, 2013

Riassunto Abbiamo esaminato le regioni di origine e l'ambiente coronale degli eventi storici di potenziamento del livello del suolo (GLE) alla ricerca di prove per il movimento non radiale dell'espulsione di massa coronale (CME) associata. Per i 13 eventi GLE che avevano latitudini sorgente > 30° abbiamo trovato prove di un possibile movimento CME non radiale dovuto alla deflessione di strutture magnetiche su larga scala in fori coronali vicini, streamer o pseudo streamer. I buchi coronali polari sono la principale fonte di deflessione nelle fasi di salita e di discesa dei cicli solari. Nella fase massima, sembra essere importante la deflessione da parte di streamer su larga scala o pseudo streamer sovrastanti filamenti ad alta latitudine. L'angolo B0 ha ridotto la distanza eclittica di alcune regioni di origine GLE e aumentata in altre con il risultato netto che la latitudine media degli eventi GLE non è cambiata in modo significativo. Il movimento CME non radiale è il fattore dominante che riduce la distanza eclittica delle regioni di origine GLE, migliorando così la connettività latitudinale alla Terra. Deduciamo inoltre che le particelle GLE devono essere accelerate nella parte anteriore degli shock guidati da CME, dove è probabile che lo shock sia quasi parallelo.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, H. Xie e S. Yashiro
Space Weather, in stampa, 2013

Abstract Il modello empirico di arrivo dello shock (ESA) è stato sviluppato sulla base di dati in quadratura da Helios (in situ) e P-78 (telerilevamento) per prevedere il tempo di viaggio Sole-Terra delle espulsioni di massa coronale (CME) [Gopalswamy et al . 2005a]. Il modello ESA richiede come input la velocità CME verso terra, che non è direttamente misurabile dai coronografi lungo la linea Sole-Terra. Il Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) e l'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO) erano in quadratura nel periodo 2010-2012, quindi le velocità delle CME dirette dalla Terra sono state osservate con effetti di proiezione minimi. Abbiamo identificato un set di 20 CME full alone nel campo visivo di SOHO che sono state osservate anche in quadratura da STEREO. Abbiamo utilizzato la velocità verso terra delle misurazioni STEREO come input per il modello ESA e confrontato i tempi di viaggio risultanti con quelli osservati dai monitor L1. Troviamo che il modello prevede il tempo di viaggio CME entro circa 7,3 ore, che è simile alle previsioni del modello ENLIL. Troviamo anche che l'interazione CME-CME e CME-foro coronale può portare a grandi deviazioni dalle previsioni del modello.

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Sachiko AKIYAMA, Nat GOPALSWAMY, Seiji YASHIRO e Pertti MÄKELÄ
Pubblicazioni della Società Astronomica del Giappone, accettate

I buchi coronali astratti (CHs) sono aree di emissione ridotta nelle immagini EUV e a raggi X che mostrano macchie luminose di miglioramenti a microonde (MEs) relativi alle giunzioni della rete magnetica all'interno dei CH. Una chiara correlazione tra la dimensione del CH e la velocità del vento solare (SW) è ben nota, ma abbiamo meno informazioni sulla relazione tra ME e altre proprietà di CH e SW. Studiamo le caratteristiche di 21 CH equatoriali associati a regioni di interazione corotante (CIR) dal 1996 al 2005. I nostri CH sono divisi in due gruppi in base all'intensità delle tempeste geomagnetiche associate: Dst &le -100 nT (10 eventi) e > - 100 nT (11 eventi).Utilizzando immagini EUV 284 & Aring ottenute da SOHO/EIT e immagini a microonde a 17 GHz ottenute dal Nobeyama Radio Heliograph (NoRH), troviamo una correlazione lineare non solo tra la velocità SW massima e l'area di EUV CH (r = 0.62) ma anche tra la velocità massima SW e l'area della ME (r = 0,79). Abbiamo anche confrontato le aree CH EUV con e senza ME sovrapposta. L'area dei CH con ME è meglio correlata con la velocità SW (r = 0,71) rispetto all'area di quelli senza ME (r = 0,36). Pertanto, la radio ME può svolgere un ruolo importante nella comprensione dell'origine del SW.

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Nat Gopalswamy e Seiji Yashiro
Pubblicazioni della Società Astronomica del Giappone, accettate

Riassunto Riportiamo l'eclissi dell'emissione di bagliori a microonde da parte di una prominenza eruttiva da una regione vicina come osservato dal radioeliografo Nobeyama a 17 GHz. L'oscuramento dell'emissione del bagliore appare come una caratteristica di attenuazione nella curva di luce del bagliore a microonde. Usiamo la funzione di attenuazione per ricavare la temperatura della protuberanza e la distribuzione del riscaldamento lungo la lunghezza del filamento. Troviamo che la protuberanza è riscaldata a una temperatura superiore alla tranquilla temperatura del sole a 17 GHz. La durata dell'oscuramento è il tempo impiegato dalla prominenza eruttiva nel passare sopra la regione del flaring. Troviamo anche prove per l'oscuramento nelle immagini EUV ottenute dalla missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO).

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Grzegorz Michalek e Seiji Yashiro
Progressi nella ricerca spaziale, 52, 521, 2013

Abstract Viene studiata la relazione tra regioni attive (AR) ed espulsioni di massa coronale (CME). A tal fine è stata effettuata un'analisi statistica di 694 CME associate ad AR. Abbiamo considerato la relazione tra le proprietà delle CME e delle AR caratterizzate utilizzando la classificazione McIntosh. Abbiamo dimostrato che è probabile che le CME vengano lanciate dagli AR nella fase matura della loro evoluzione quando hanno un campo magnetico complesso. Le CME più veloci e con alone possono essere espulse solo dagli AR più complessi (quando un AR è un gruppo bipolare di spot con grandi penombre asimmetriche attorno allo spot principale con molti spot più piccoli nel gruppo). Abbiamo anche mostrato che gli eventi più ampi hanno la tendenza a provenire da strutture magnetiche non complicate. Questa tendenza è stata utilizzata per la stima delle larghezze angolari reali delle CME dell'alone. La probabilità di lancio di CME veloci aumenta insieme all'aumento della complessità e delle dimensioni degli AR. Le CME più larghe, ma lente, hanno origine dalla struttura magnetica più semplice che sia ancora in grado di produrre CME. I nostri risultati potrebbero essere utili per la previsione del tempo spaziale.

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N. Gopalswamy, T. Nieves-Chinchilla, M. Hidalgo, J. Zhang, P. Riley, L. van Driel-Gesztelyi e C.H. Mandrini
Fisica solare, 284, 1, 2013

Abstract Questo tema di attualità della fisica solare, dedicato allo studio della struttura a fune di flusso nelle espulsioni di massa coronale (CME), si basa su due Coordinated Data Analysis Workshop (CDAW) tenuti nel 2010 (20 - 23 settembre a Dan Diego, California, USA) e 2011 (5-9 settembre ad Alcala, Spagna). Lo scopo principale dei CDAW era rispondere alla domanda: tutte le CME hanno una struttura a fune di flusso? Ci sono 18 articoli su questo argomento di attualità, inclusa questa prefazione.

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Yashiro, S., Gopalswamy, N., Mäkelä, P., e Akiyama, S.
Fisica solare, 284, 5, 2013

Abstract Confrontiamo le proprietà temporali e spaziali delle arcate di posteruption (PEA) associate alle espulsioni di massa coronale (CME) al Sole che finiscono come nubi magnetiche (MC) e eventi non MC nel vento solare. Indaghiamo la lunghezza, la larghezza, l'area, l'angolo di inclinazione e il tempo di formazione dei PEA associati a 22 eventi MC e 29 non MC e non troviamo differenze tra le due popolazioni. Secondo le idee attuali sulla relazione tra razzi e CME, il PEA è formato insieme alla struttura a fune di flusso CME mediante riconnessione magnetica. I nostri risultati indicano che al Sole le funi di flusso si formano durante le CME in associazione con eventi sia MC che non MC, tuttavia, per eventi non MC la struttura della fune di flusso non viene osservata nello spazio interplanetario a causa della geometria dell'osservazione, cioè la posizione del veicolo spaziale quando la struttura lo attraversa.

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N. Gopalswamy, H. Xie, S. Akiyama, S. Yashiro, I. G. Usoskin e J. M. Davila
astrofisica. J. Lett., 765, L30, 2013

Riassunto Segnaliamo l'evento Ground Level Enhancement (GLE) del 17 maggio 2012, che è il primo del suo genere nel ciclo solare 24. Questo è il primo evento GLE ad essere completamente osservato vicino alla superficie dal Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO ) missione. Determiniamo l'altezza di espulsione della massa coronale (CME) all'inizio del lampo radio metrico di tipo II associato (cioè l'altezza di formazione dello shock) come 1,38 Rs (dal centro del Sole). L'altezza CME al momento del rilascio delle particelle GLE è stata misurata direttamente da un'immagine STEREO come 2,32 Rs, che concorda bene con la stima della cinematica CME. Queste altezze sono coerenti con quelle ottenute per i GLE del ciclo 23 utilizzando la retroestrapolazione. Confrontando la GLE del 17 maggio 2012 con altre sei eruzioni non-GLE provenienti da regioni ben collegate con dimensioni del bagliore simili o maggiori e velocità CME, troviamo che la distanza latitudinale dall'eclittica è piuttosto grande per gli eventi non-GLE a causa di un combinazione di movimento CME non radiale e angolo solare B0 sfavorevole, che rende la connettività alla Terra più povera. Troviamo anche che l'ambiente coronale può svolgere un ruolo nel decidere la forza dello shock.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, P. Mäkelä, G. Michalek, K. Shibasaki e D. H. Hathaway
The Astrophysical Journal, in stampa

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H. Xie, N. Gopalswamy, O.C. San Ciro
Fisica solare, 284, 47, 2013

Riassunto Abbiamo utilizzato il modello Krall a fune di flusso (Krall e St. Cyr, Astrophys. J. 2006, 657, 1740) (KFR) per adattare 23 nuvole magnetiche (MC)-CME e 30 espulsi senza nuvole (EJ)- ECM nell'elenco del 2011 Living With a Star (LWS) Coordinated Data Analysis Workshop (CDAW). I risultati KFR-fit mostrano che le CME associate alle MC (EJ) sono state deviate più vicino (lontano dal) al centro del disco solare (DC), probabilmente sia dalle strutture magnetiche intrinseche all'interno di una regione attiva (AR) che dalle strutture magnetiche ambientali (ad esempio AR vicini, fori coronali e stelle filanti, ecc.). Le latitudini e le longitudini di propagazione assolute medie degli EJ-CME (18°, 11°) erano maggiori di quelle degli MC-CME (11°, 6°) rispettivamente di 7° e 5°. Inoltre, le larghezze di adattamento KFR hanno mostrato che gli MC-CME sono più larghi degli EJ-CME. La larghezza media di adattamento frontale e la larghezza di bordo degli MC-CME (EJ-CME) erano 87 (85)° e 70 (63)°, rispettivamente. La deflessione dalla DC e le larghezze angolari più strette degli EJ-CME hanno fatto sì che il veicolo spaziale osservante passasse solo sui loro fianchi e mancasse le strutture centrali a fune di flusso. I risultati di questo lavoro supportano l'idea che tutte le CME abbiano una struttura a fune di flusso.

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P. Mäkelä, N. Gopalswamy, H. Xie, A. A. Mohamed, S. Akiyama, S. Yashiro
Fisica solare, 284, 59, 2013

Riassunto Riportiamo l'influenza del buco coronale (CH) sulle 54 nuvole magnetiche (MC) e sulle espulsioni di massa coronale non associate a MC (CME) selezionate per gli studi durante i workshop di analisi dei dati coordinati (CDAW) concentrandosi sulla domanda se tutte le CME sono corde di flusso. Tutti i CME selezionati hanno avuto origine da regioni di origine situate tra le longitudini 15E - 15W. Xie, Gopalswamy e St. Cyr (2013, Solar Phys., doi:10.1007/s11207-012-0209-0) hanno scoperto che questi CME associati a MC e non-MC sono in media deviati verso e lontano dalla linea Sole-Terra , rispettivamente. Abbiamo utilizzato un parametro di influenza CH (CHIP) che dipende dall'area CH, dall'intensità media del campo magnetico e dalla distanza dalla regione di origine CME per descrivere l'influenza di tutti i CH su disco sulla CME in eruzione. Abbiamo scoperto che per valori CHIP maggiori di 2,6 G gli eventi MC e non MC si separano in due gruppi distinti in cui gli MC (non MC) vengono deviati verso (lontano) dal centro del disco. La divisione in due gruppi è stata osservata anche quando la distanza dal CH più vicino era inferiore a 3,2 e x 10 5 km. A valori CHIP inferiori a 2,6 G oa distanze del CH più vicino maggiori di 3,2 e volte 10 5 km.

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N. Gopalswamy, H. Xie, P. Mäkelä, S. Yashiro, S. Akiyama, W. Uddin., AK Srivastava, NC Joshi, R. Chandra, PK Manoharan, K. Mahalakshmi, VC Dwivedi, R. Jain e AK Awasthi, NV Nitta, MJ Aschwanden, DP Choudhary
avv. Ris. spazio, 51, 1981, 2013

Riassunto Impiegando osservazioni coronagrafiche e EUV vicino alla superficie solare effettuate dalla missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), abbiamo determinato la distanza eliocentrica delle espulsioni di massa coronale (CME) all'inizio dei lampi metrici di tipo II associati. Abbiamo utilizzato i metodi del diametro dell'onda e del bordo d'attacco e abbiamo misurato le altezze CME per una serie di 32 raffiche metriche di tipo II dal ciclo solare 24. Abbiamo ridotto al minimo gli effetti di proiezione effettuando le misurazioni da una vista approssimativamente ortogonale alla direzione dell'espulsione . Abbiamo anche scelto fotogrammi dell'immagine vicini ai tempi di inizio delle raffiche di tipo II, quindi non era necessaria alcuna estrapolazione. Abbiamo scoperto che le CME erano situate nell'intervallo di distanza eliocentrico da 1,20 a 1,93 raggi solari (Rs), con valori medi e mediani di 1,43 e 1,38 Rs, rispettivamente. Troviamo conclusivamente che la formazione dell'urto può verificarsi ad altezze sostanzialmente inferiori a 1,5 Rs. In alcuni casi, l'altezza CME all'esordio del tipo II era vicina a 2 Rs. In questi casi la frequenza di partenza dei burst di tipo II era molto bassa, nell'intervallo 25 - 40 MHz, il che conferma che l'urto può formarsi anche ad altezze maggiori. Le frequenze iniziali dei burst metrici di tipo II hanno una debole correlazione con le altezze CME/shock misurate e sono coerenti con il rapido declino della densità con l'altezza nella corona interna.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, H. Xie, S. Yashiro e A. A. Reinard
Fisica solare, 284, 17, 2013

Abstract Abbiamo studiato una serie di 54 eventi di espulsione di massa coronale interplanetaria (ICME) le cui sorgenti solari sono molto vicine al centro del disco (entro ±15 gradi dal meridiano centrale). Gli ICME consistevano in 23 eventi di nubi magnetiche (MC) e 31 eventi non MC. Le nostre analisi suggeriscono che gli ICME MC e non MC hanno più o meno le stesse caratteristiche di eruzione al Sole in termini di bagliori di raggi X molli e CME. Entrambi i tipi hanno miglioramenti significativi negli stati di carica, sebbene le strutture non MC abbiano livelli di miglioramento leggermente inferiori. Anche la durata complessiva del miglioramento dello stato di carica è considerevolmente inferiore a quella dei MC come derivata dal plasma del vento solare e dalle firme magnetiche. Troviamo un'ottima correlazione tra le misurazioni dello stato di carica di Fe e O e le proprietà del flare come l'intensità del bagliore di raggi X morbidi e la temperatura del bagliore sia per MC che per non MC. Queste osservazioni suggeriscono che sia gli ICME MC che quelli non MC hanno probabilmente una struttura a fune di flusso e la geometria osservativa sfavorevole potrebbe essere responsabile della comparsa di strutture non MC a 1 UA. Non troviamo alcuna prova per l'espansione della regione attiva risultante in ICME privi di una struttura a fune di flusso perché il meccanismo di produzione di stati di carica elevata e la struttura a fune di flusso al Sole è lo stesso per gli eventi MC e non-MC.

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Watanachak Poomvises, Nat Gopalswamy, Seiji Yashiro, Ryun Young Kwon, Oscar Olmedo
The Astrophysical Journal, Vol 758, Issue 2, p118, 2012

Riassunto Riportiamo la determinazione dell'intensità del campo magnetico radiale nell'intervallo di distanza eliocentrico da 6 a 120 raggi solari (R) utilizzando i dati degli strumenti Coronagraph 2 (COR2) e Heliospheric Imager I (HI1) a bordo del veicolo spaziale Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) seguendo il metodo della distanza di stallo di Gopalswamy e Yashiro (2011). Abbiamo misurato la distanza di sospensione dell'urto dell'espulsione di massa coronale (CME) del 5 aprile 2008 e determinato la curvatura della fune di flusso adattando la forma 3D della CME utilizzando il modello Graduated Cylindrical Shell (CGS). L'intensità del campo magnetico radiale è calcolata dalla velocità di Alfvén e dalla densità del mezzo ambientale. Confrontiamo anche l'intensità del campo magnetico derivato con le misurazioni in situ effettuate dalla navicella spaziale Helios, che ha misurato il campo magnetico nell'intervallo di distanza eliocentrico da 60 a 215 R. Abbiamo scoperto che l'intensità del campo magnetico radiale diminuisce da 28 mG a 6 R a 0,17 mg a 120 R. Inoltre, abbiamo scoperto che il profilo radiale può essere descritto da una legge di potenza.

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Ryun-Young Kwon, Jongchul Chae, Joseph M. Davila, Jie Zhang, Yong-Jae Moon, Watanachak Poomvises e Shaela I. Jones
The Astrophysical Journal, Vol 757, Issue 2, p167, 2012

Abstract Sveliamo la struttura tridimensionale dei punti luminosi EUV del Sole tranquillo e la sua evoluzione temporale applicando il metodo della triangolazione alle immagini scattate da SECCHI/EUVI a bordo della navicella gemella STEREO. Per questo studio esaminiamo le altezze e le lunghezze, come componenti della struttura tridimensionale dei punti luminosi EUV e le loro evoluzioni temporali. Tra questi presentiamo tre punti luminosi che mostrano tre distinti modelli di evoluzione. Mostriamo che i tre tipi distinti (decrescente, crescente e costante in altezza e lunghezza) di punti luminosi EUV sono coerenti con i movimenti fotosferici (rispettivamente convergenti, divergenti e di taglio) delle loro concentrazioni di flusso magnetico sottostanti. Sono tutti dotati di sistemi a circuito multi-temperatura in cui i circuiti caldi sono sovrapposti a circuiti più freddi con una forte correlazione tra altezza e lunghezza. Sia l'emergenza che la cancellazione del flusso si verificano durante la loro vita: l'emergenza del flusso è dominante nella fase iniziale e la cancellazione del flusso diventa significativa quando il flusso di radianza di un punto luminoso raggiunge il suo massimo. I nostri risultati suggeriscono che le emergenze del flusso magnetico possono svolgere un ruolo importante nella riconnessione magnetica e i punti luminosi EUV sono strutture semicircolari e multi-termiche che collegano i due poli magnetici opposti, formati dalla riconnessione magnetica.

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N. Gopalswamy
INCHIESTE DEL CIELO, MERCOLEDI' 29 AGOSTO 2012 GIORNO 8, Assemblea Generale IAU, 2012

Abstract L'attuale ciclo 24 ha prodotto finora un solo evento GLE il 17 maggio 2012, mentre il ciclo 23 ha prodotto cinque dei 16 GLE nei primi 4,5 anni. Il Sole è già nella sua fase di massimo solare, il che significa che non ha prodotto alcun evento GLE durante la sua fase di ascesa. L'evento GLE solitario è coerente con un ciclo debole 24: il numero di macchie solari ha raggiunto il picco a 97 rispetto a 170 nel ciclo 23, indicando che il ciclo 24 è più debole del 40%.

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Nat Gopalswamy
il Proc. Vento solare 13, 2012

Riassunto Le attuali idee teoriche sulla struttura interna dei CME suggeriscono che una fune di flusso è fondamentale per la struttura CME, che ha un notevole supporto osservativo sia dal telerilevamento che dalle osservazioni in situ. La natura della fune di flusso è anche coerente con le arcate post-eruzione con plasma ad alta temperatura e gli stati di carica osservati all'interno delle CME che arrivano sulla Terra. Il modello che coinvolge l'espansione del circuito magnetico per spiegare le CME senza funi di flusso non è praticabile perché contraddice la cinematica CME e le proprietà di flare vicino al Sole. Il quadro globale delle CME diventa completo se si include la guaina d'urto al modello CSHKP.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, S. Akiyama, S. Yashiro, H. Xie, R. J. MacDowall e M. L. Kaiser
Journal of Geophysical Research, 2012, 117, A08, CiteID: A08106.

Riassunto Un'espulsione di massa coronale (CME) associata a un burst di tipo II e originata vicino al centro del disco solare in genere provoca uno shock sulla Terra in 2-3 giorni e quindi può essere utilizzata per prevedere l'arrivo dello shock sulla Terra. Tuttavia, una frazione significativa (circa il 28%) di tali CME che producono esplosioni di tipo II non è stata associata a shock sulla Terra. Abbiamo esaminato una serie di 21 burst di tipo II osservati dall'esperimento Wind/WAVES a lunghezze d'onda decametro-ettometriche (DH) che avevano sorgenti CME molto vicine al centro del disco (entro una distanza dal meridiano centrale di 30 gradi), ma non avevano un shock sulla Terra. Troviamo che le velocità vicino al Sole di queste CME sono in media a

644 km/s, solo leggermente superiore alla velocità media delle CME associate agli shock radio-silenziosi. Tuttavia, la frazione di Halo CME è solo

30%, rispetto al 54% per gli shock radio-silenziosi e al 91% per tutti gli shock radio-forti. Concludiamo che le CME ad alta rumorosità del centro del disco senza shock a 1 AU sono generalmente di energia inferiore e guidano gli shock solo vicino al Sole e si dissipano prima di arrivare sulla Terra. Ci sono anche prove per altri possibili processi che portano alla mancanza di shock a 1 UA: (i) gli shock CME in sorpasso si fondono e si osserva un singolo shock sulla Terra, e (ii) la deflessione da parte dei fori coronali vicini può allontanare gli shock da la linea Sole-Terra, in modo tale che la Terra manchi questi shock. La probabilità di osservare uno shock a 1 AU aumenta rapidamente sopra il 60% quando la velocità della CME supera i 1000 km/s e quando i burst di tipo II si propagano a frequenze inferiori a 1 MHz.

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Nat Gopalswamy
Atti della conferenza dell'American Institute of Physics, Proc. 11a Conferenza Internazionale di Astrofisica, a cura di Q. Hu, G. Li, G. P. Zank, G. Fry, X. Ao e J. Adams, 2012 (in corso di stampa)

Riassunto Riportiamo gli eventi meteorologici spaziali del ciclo solare 24 rispetto a quelli durante un'epoca simile nel ciclo 23. Troviamo grandi differenze in tutti gli eventi meteorologici spaziali: particelle energetiche solari, tempeste geomagnetiche e shock interplanetari. La mancanza di eventi di miglioramento del livello del suolo (GLE) e le principali tempeste geomagnetiche durante il ciclo 24 spiccano chiaramente. Gli eventi meteorologici spaziali sembrano riflettere le eruzioni solari meno frequenti e la debolezza complessiva del ciclo solare 24.

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S, W. Kahler, S. Akiyama e N. Gopalswamy
Il Giornale Astrofisico, 754, 100, 2012

Abstract I tempi di inizio e le intensità di picco degli eventi di particelle energetiche solari (SEP) sulla Terra sono stati a lungo considerati influenzati dai campi magnetici aperti dei buchi coronali (CH). L'idea originale era che un CH che si trovava tra la regione della sorgente solare SEP e il punto magnetico dell'osservatore 1 AU avrebbe comportato un ritardo nell'insorgenza e/o una diminuzione dell'intensità di picco di quell'evento SEP. Recentemente, Gopalswamy et al.hanno mostrato che i CH vicino alle regioni sorgente di espulsione di massa coronale (CME) possono deviare i CME veloci dalle loro traiettorie attese nello spazio, spiegando la comparsa di shock senza conducente a 1 UA dai CME espulsi vicino al meridiano centrale solare (CM). Ciò suggerisce che gli eventi SEP originati da shock guidati da CME possono mostrare variazioni attribuibili alle deviazioni CH delle traiettorie CME. Qui, utilizziamo un parametro di forza magnetica CH per esaminare i possibili effetti dei CH sui tempi e sulle intensità di 41 E . graduali osservati

Eventi SEP da 20 MeV con regioni di origine CME entro 20° di CM. Non troviamo effetti CH sistematici sui profili di intensità degli eventi SEP. Inoltre, non troviamo alcuna correlazione tra gli angoli di posizione misurati all'avanguardia CME e le proprietà dell'evento SEP, suggerendo che le larghezze delle sorgenti di shock guidate da CME dei SEP sono molto più grandi delle CME. Indipendentemente dalle proprietà dell'evento SEP, troviamo prove di significative deviazioni CME da parte dei campi CH in questi eventi.

N. Gopalswamy, H. Xie, S. Yashiro, S. Akiyama, P. Mäkelä e I. G. Usoskin
Recensioni di scienze spaziali, in corso di stampa, 2012

Il ciclo solare 23 ha visto la serie più completa di osservazioni delle espulsioni di massa coronale (CME) associate agli eventi di miglioramento del livello del suolo (GLE). Presentiamo una panoramica delle proprietà osservate dei GLE e di quelle dei due fenomeni associati, vale a dire razzi e CME, entrambi potenziali fonti di accelerazione delle particelle. Sebbene non troviamo una correlazione sorprendente tra l'intensità GLE e i parametri di brillamenti e CME, le eruzioni solari sono molto intense coinvolgendo brillamenti di classe X e velocità CME estreme (media

2000 km/s). Un flare M7.1 e un CME a 1200 km/s sono gli eventi più deboli nell'elenco dei 16 eventi GLE. La maggior parte (80%) delle CME sono aloni pieni, con i tre non aloni con larghezze comprese tra 167 e 212 gradi. Le regioni attive in cui hanno origine gli eventi GLE sono generalmente grandi: 1290 msh (mediana 1010 msh) rispetto a 934 msh (mediana: 790 msh) per le regioni attive che producono SEP. Per una stima accurata dell'altezza della CME al momento dell'insorgenza della metrica di tipo II e del rilascio di particelle GLE, abbiamo stimato l'accelerazione iniziale delle CME utilizzando le osservazioni di flare e CME. L'accelerazione iniziale delle CME associate a GLE è molto maggiore (di un fattore 2) rispetto a quella delle CME ordinarie (2,3 km/s/s vs. 1 km/s/s). Abbiamo confermato l'accelerazione iniziale per due eventi per i quali sono disponibili misurazioni CME nella corona interna. Il rilascio di particelle GLE è ritardato rispetto all'inizio di tutte le firme elettromagnetiche delle eruzioni: burst di tipo II, burst di tipo III a bassa frequenza, razzi di raggi X molli e CME. La presenza di esplosioni radio metriche di tipo II circa 17 min (mediana: 16 min range: da 3 a 48 min) prima dell'inizio della GLE indica la formazione di shock ben prima del rilascio delle particelle. Il rilascio di particelle GLE si verifica quando le CME raggiungono un'altezza media di

3,09 Rs (mediana: 3,18 Rs intervallo: 1,71-4,01 Rs) per eventi ben collegati (longitudine della sorgente nell'intervallo W20 - W90). Per eventi scarsamente collegati, l'altezza media CME al rilascio di particelle GLE è

66% più grande (media: 5,18 Rs mediana: 4,61 Rs intervallo: 2,75 - 8,49 Rs). La dipendenza longitudinale è coerente con le accelerazioni degli urti perché gli urti da eventi scarsamente collegati devono espandersi maggiormente per attraversare le linee di campo che si collegano a un osservatore terrestre. D'altra parte, l'altezza CME all'inizio del burst di tipo metrico II non ha dipendenza longitudinale perché i segnali elettromagnetici non richiedono connettività magnetica all'osservatore. Per diversi eventi, il rilascio di particelle GLE è molto vicino al momento della prima comparsa della CME nel campo visivo coronagrafico, quindi abbiamo confermato indipendentemente l'altezza della CME al rilascio delle particelle. L'altezza della CME all'inizio del burst di tipo metrico II è compresa tra 1,29 e 1,8 Rs, con valori medi e mediani di 1,53 e 1,47 Rs. Le altezze CME all'inizio del burst di tipo metrico II e al rilascio di particelle GLE corrispondono al minimo e al massimo nel profilo di velocità di Alfven. L'aumento della velocità CME tra queste due altezze suggerisce un aumento del numero di Alfvenic Mach da 2 a 3. Le altezze CME al rilascio di particelle GLE sono in buon accordo con quelle ottenute dall'analisi della dispersione della velocità (Reames, 2009a,b) inclusa la sorgente dipendenza dalla longitudine. Discutiamo anche le implicazioni del ritardo del rilascio di particelle GLE rispetto ai lampi complessi di tipo III di

18 min (mediana: 16 nell'intervallo: da 2 a 44 min) per il meccanismo di accelerazione del flare. Un'analisi simile viene eseguita anche sul ritardo del rilascio di particelle rispetto all'emissione di raggi X duri.

Nat Gopalswamy, Pertti Mäkelä, Seiji Yashiro e Joseph M. Davila
Sole e geosfera, 2012, 7(1), pp 7-11.

Riassunto È difficile misurare la vera velocità delle CME dirette verso la Terra da un coronografo situato lungo la linea Sole-Terra a causa del disco occultante. Tuttavia, la velocità di espansione (la velocità con cui la CME sembra diffondersi nel piano del cielo) può essere misurata da un tale coronografo. Per convertire la velocità di espansione in velocità radiale (importante per le applicazioni di meteorologia spaziale) si può utilizzare una relazione empirica tra le due che assume una larghezza media per tutte le CME. Se abbiamo le informazioni sulla larghezza dalle osservazioni in quadratura, possiamo confermare la relazione tra espansione e velocità radiale derivata da Gopalswamy et al. (2009a). La sonda STEREO era in qudratura con SOHO (STEREO-A davanti alla Terra di 87 gradi e STEREO-B 94 gradi dietro la Terra) il 15 febbraio 2011, quando si è verificata una veloce CME diretta dalla Terra. Il CME è stato osservato come un alone dal Coronagrafo Spettrometrico e ad Angolo Grande (LASCO) a bordo di SOHO. La velocità del piano celeste è stata misurata da SOHO/LASCO come velocità di espansione, mentre la velocità radiale è stata misurata da STEREO-A e STEREO-B. Inoltre, le immagini STEREO-A e STEREO-B hanno fornito la larghezza del CME, che è sconosciuta dalla vista della Terra. Dalle misurazioni SOHO e STEREO, confermiamo la relazione tra la velocità di espansione (Vexp) e la velocità radiale (Vrad) derivata in precedenza da considerazioni geometriche (Gopalswamy et al. 2009a): Vrad =1/2 (1 + cot w)Vexp, dove w è la metà della larghezza della CME. Immagini STEREO-B del CME, abbiamo scoperto che CME aveva una larghezza totale di 76 gradi, quindi w = 38 gradi. Questo dà la relazione come Vrad = 1.14 Vexp. Dalle osservazioni LASCO, abbiamo misurato Vexp = 897 km/s, quindi otteniamo la velocità radiale come 1023 km/s. La misurazione diretta della velocità radiale produce 945 km/s (STEREO-A) e 1058 km/s (STEREO-B). Questi numeri differiscono solo del 7,6% e del 3,4% (rispettivamente per STEREO-A e STEREO-B) dal valore calcolato.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, P. Mäkelä, G. Michalek, K. Shibasaki e D. H. Hathaway
Le lettere del diario astrofisico, 750, L42, 2012

Riassunto Usando diagrammi a farfalla magnetici e a microonde, confrontiamo il comportamento delle regioni polari solari per mostrare che (i) il campo magnetico polare e la temperatura di luminosità delle microonde durante il minimo solare sono sostanzialmente diminuiti durante il ciclo 23/24 minimo rispetto al 22/23 minimo. (ii) La temperatura di luminosità polare a microonde (b) sembra essere un buon indicatore dell'intensità del campo magnetico sottostante (B). L'analisi indica una relazione, B = 0.0067Tb - 70, dove B è in G e Tb in K. (iii) Sia la temperatura di luminosità che l'intensità del campo magnetico mostrano per la maggior parte un'asimmetria nord-sud tranne che per un breve periodo durante la fase massima (iv) Il fenomeno della corsa al polo osservato nell'attività eruttiva di protuberanza sembra essere completo nell'emisfero settentrionale a partire da marzo 2012. (v) Il declino della temperatura di luminosità delle microonde nella regione del polo nord verso la quiete I livelli del sole e l'attività eruttiva di prominenza sostenuta verso il polo di 60°N suggeriscono che le condizioni di massimo solare sono arrivate nell'emisfero settentrionale. L'emisfero australe continua a mostrare condizioni corrispondenti alla fase di salita del ciclo solare 24.

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H. Xie, D. Odstrcil, L. Mays, O. C. St. Cyr, N. Gopalswamy e H. Cremades
Journal of Geophysical Research, 2012, 117, A4, CiteID A04105

Abstract L'evento solare del 03 aprile 2010 è stato studiato 4 utilizzando osservazioni da dati STEREO SECCHI, SOHO LASCO e Wind kilometric Type II (kmTII) combinate con simulazioni del modello WSA-Cone-ENLIL eseguite presso il Community Coordinated Modeling Center (CCMC). In particolare, abbiamo identificato l'origine dell'espulsione di massa coronale (CME) utilizzando immagini STEREO EUVI e SOHO EIT. Un modello a fune di flusso è stato adattato alle immagini SECCHI A e B e LASCO per determinare la direzione, le dimensioni e la velocità effettiva del CME. Le J-map di STEREO COR2/HI-1/HI-2 e le simulazioni di CCMC sono state utilizzate per studiare la formazione e l'evoluzione dello shock nell'eliosfera interna. Inoltre, abbiamo anche studiato il profilo tempo-distanza della propagazione dell'urto dalle osservazioni di raffiche radio kmTII. Le J-map, insieme ai dati in situ del veicolo spaziale Wind, hanno fornito l'opportunità di convalidare i risultati della simulazione e la previsione kmTII. Qui riportiamo un confronto di due metodi di previsione del tempo di arrivo dello shock interplanetario: il modello ENLIL e il metodo kmTII e indaghiamo se l'utilizzo o meno della densità del modello ENLIL migliora la previsione kmTII. Abbiamo scoperto che il modello ENLIL prevedeva bene la cinematica dell'evoluzione dello shock. I tempi di arrivo dell'urto (SAT) e le velocità d'urto di adattamento lineare nel modello ENLIL concordavano bene con quelle misurazioni nelle mappe J lungo sia il bordo anteriore CME che la linea Sole-Terra. Il modello ENLIL riproduceva anche la maggior parte delle strutture su larga scala della propagazione degli shock e forniva la previsione SAT sulla Terra con un errore di

1 e più 7 ore. Il metodo kmTII prevedeva il SAT sulla Terra con un errore di

15 ore quando si usa n0 = 4,16 cm -3 , la densità del plasma del modello ENLIL vicino alla Terra ma è migliorata fino a

2 ore quando si usa n0 = 6,64 cm -3 , la densità del modello vicino al bordo d'attacco CME a 1 AU.

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Pankaj Kumar, K.-S. Cho, S.-C. Bong, Sung-Hong Park e Y.H. Kim
The Astrophysical Journal, Volume 746, Issue 1, ID articolo. 67 (2012)

Abstract In questo articolo, presentiamo osservazioni a più lunghezze d'onda dell'instabilità del nodo elicoidale come innesco di un'espulsione di massa coronale (CME) che si è verificata nella regione attiva NOAA 11163 il 24 febbraio 2011. La CME è stata associata a un flare dell'arto M3.5. Le osservazioni ad alta risoluzione del Solar Dynamics Observatory/Atmospheric Imaging Assembly suggeriscono lo sviluppo dell'instabilità del nodo elicoidale nella prominenza in eruzione, che implica una struttura a fune di flusso del campo magnetico. Al di sotto dell'apice della protuberanza inizia una schiaritura con il suo lento movimento ascendente (

100 km s -1) durante la fase di attivazione. Una struttura luminosa, indicativa di un'elica con

3-4 giri, si è formato transitoriamente in questa posizione. La corrispondente torsione di

6&pi-8&pi è sufficiente per generare l'instabilità del nodo elicoidale in una fune di flusso secondo modelli recentemente sviluppati. Successivamente si è formata una struttura a blob che sale lentamente all'apice della prominenza ed è stata osservata un'ansa svasata vicino ai punti del piede. Entro 2 minuti, si è formato un secondo blob nella gamba di prominenza settentrionale. Il secondo blob erutta (come un'espulsione di plasmoide) con il distacco della gamba di prominenza settentrionale e l'intensità del bagliore massimizza. Il primo blob all'apice della protuberanza mostra un movimento di rotazione in senso antiorario nel piano del cielo, interpretato come il movimento di svolgimento di un'elica, ed erutta anche per dare il CME. Le sorgenti di raggi X duri (HXR) RESSI mostrano le due sorgenti footpoint e una sorgente loop-top durante il flare. Abbiamo trovato il flusso RHESSI HXR, la derivata del flusso di raggi X molli e l'accelerazione CME nella bassa corona correlata bene, che è in accordo con il modello di flare standard (CSHKP). Discutiamo anche del possibile ruolo del ballooning e dell'instabilità del toroide nel guidare il CME. Concludiamo che il CME e il flare sono stati innescati dall'instabilità del nodo elicoidale in una fune di flusso e accelerati principalmente dall'instabilità del toro.

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Katsuhide Marubashi, Kyung-Suk Cho, Yeon-Han Kim, Parco Yong-Deuk e Parco Sung-Hong
Journal of Geophysical Research, Volume 117, Issue A1, CiteID A01101

Abstract Questo studio è un tentativo di trovare un'interpretazione coerente del legame tra la nube magnetica (MC) del 20 novembre 2003 e la sua sorgente solare. La maggior parte degli studi precedenti concordano sull'orientamento del MC, ma l'orientamento è quasi perpendicolare all'asse dell'arcata post-eruzione (PEA) o all'orientamento della linea neutra nella regione della sorgente solare. Per prima cosa determiniamo la geometria di questo MC adattando i metodi con entrambi i modelli toroidali e cilindrici. Si ottengono tre possibili geometrie, che possono riprodurre le variazioni di campo magnetico osservate associate al MC, una dall'adattamento del cilindro e due dall'adattamento del toro. L'adattamento del cilindro fornisce l'orientamento MC con un'inclinazione di un ampio angolo (-60°) dal piano dell'eclittica e quasi perpendicolare all'asse PEA, essendo simile a quelli degli studi precedenti. Al contrario, due risultati di adattamento del toro danno l'asse MC con angoli di inclinazione inferiori a 20° dal piano dell'eclittica. I due risultati del toro corrispondono all'incontro del veicolo spaziale con il fianco orientale dell'anello di fune di flusso (modello A) e il fianco occidentale dell'anello (modello B), rispettivamente. In entrambi i casi, l'orientamento dell'ansa attorno all'apice è quasi parallelo al PEA, come osservato dallo strumento del telescopio per immagini SOHO/estremo ultravioletto nella regione più plausibile della sorgente solare di un alone di espulsione di massa coronale (CME), che è apparso nel campo visivo del Coronagrafo Spettrometrico e Grandangolare (LASCO) C2 alle 08:50 UT, 18 novembre 2003. L'elicità magnetica della regione PEA è positiva in accordo con l'elicità del MC. La ricostruzione 3-D dei dati del Solar Mass Ejection Imager mostra che la parte principale del plasma espulso si espande principalmente a ovest della linea Sole-Terra. Quindi, raggiungiamo l'interpretazione più diretta del legame tra il MC e la sua sorgente solare come segue. Il MC è stato creato in associazione con il lancio del CME che è stato osservato per la prima volta dal LASCO C2 alle 08:50 UT, 18 novembre 2003, e si è propagato attraverso lo spazio interplanetario con il suo orientamento pressoché invariato. La navicella ha incontrato il fianco orientale dell'anello come descritto dal modello A.

Nat Gopalswamy, Nariaki Nitta, Sachiko Akiyama, Pertti Mäkelä e Seiji Yashiro
Il Giornale Astrofisico, 744, 72, 2012

Riassunto Misurando le proprietà geometriche della fune di flusso di espulsione della massa coronale (CME) e lo shock principale osservato il 13 giugno 2010 dall'Atmospheric Imaging Assembly (AIA) della missione del Solar Dynamics Observatory (SDO) determiniamo la velocità di Alfvén e l'intensità del campo magnetico nella corona interna ad una distanza eliocentrica di

1,4 R. Le misurazioni di base sono la distanza di sospensione dell'urto (&DeltaR) davanti alla fune di flusso CME, il raggio di curvatura della fune di flusso (R c ) e la velocità d'urto. Per prima cosa deriviamo il numero Alfvénic Mach (M) usando la relazione, &DeltaR/R c = 0.81[(&gamma-1)M 2 + 2]/[(&gamma+1)(M 2 -1)], dove &gamma è il unico parametro da assumere. Per &gamma =4/3, il numero di Mach è diminuito da 3,7 a 1,5 indicando un indebolimento dello shock nel campo visivo dell'imager. La formazione dell'urto ha coinciso con la comparsa di un lampo radio di tipo II a una frequenza di

300 MHz (componente armonica), fornendo una conferma indipendente dello shock. Il rapporto di compressione dell'urto derivato dallo spettro radiodinamico è risultato essere coerente con quello derivato dalla teoria degli shock MHD in modalità rapida. Dalla velocità d'urto misurata e dal numero di Mach derivato, abbiamo scoperto che la velocità di Alfvén aumenta da

Da 140 km/s a 460 km/s nell'intervallo di distanza da 1,2 a 1,5 Rs. Derivando la densità del plasma a monte dalla frequenza di emissione del radio burst di tipo II associato, abbiamo determinato che il campo magnetico coronale era compreso tra 1,3 e 1,5 G. I valori del campo magnetico derivati ​​sono coerenti con altre stime in un intervallo di distanza simile. Questo lavoro dimostra che gli imager EUV, in presenza di spettri radiodinamici, possono essere utilizzati come magnetometri coronali.

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Nat Gopalswamy
in Proc. Decima edizione della Conf. Astrofisica, ed. J. Heerikhuisen, G. Li e G. Zank, American Institute of Physics, in corso di stampa.

Abstract Questo articolo aggiorna l'influenza dei fattori ambientali e di origine degli shock causati dalle espulsioni di massa coronale (CME) che potrebbero influenzare gli eventi delle particelle energetiche solari (SEP). La variazione di intensità dovuta all'interazione CME riportata in [1] è confermata estendendo l'indagine a tutti i grandi eventi SEP del ciclo solare 23. I grandi eventi SEP sono separati in due gruppi, uno associato a CME che si scontrano con altri CME, e il l'altro con CME che corrono contro il vento solare ambientale. Gli eventi SEP con interazione CME hanno generalmente un'intensità maggiore. Vengono inoltre discusse nuove possibilità come l'influenza dei fori coronali sull'intensità del SEP. Ad esempio, la presenza di un grande buco coronale tra un'eruzione ben collegata e il centro del disco solare può rendere lo shock scarsamente connesso a causa dell'interazione tra la CME e il buco coronale. Questo punto è illustrato utilizzando l'evento del 3 dicembre 2004 SEP ritardato di circa 12 ore dall'inizio del CME associato. Non c'è nessun altro evento al Sole che possa essere associato all'inizio di SEP. Questo evento è coerente con la possibilità che l'interazione del foro coronale influenzi la connettività delle CME che producono SEP, e quindi l'intensità dell'evento SEP.

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Nat Gopalswamy, Joseph M. Davila, Fréric Auchère, Jesper Schou, Clarence Korendike, Albert Shih, Janet C. Johnston, Robert J. MacDowall, Milan Maksimovic, Edward Sittler, Adam Szabo, Richard Wesenberg, Suzanne Vennerstrom e Bernd Hesenberg
SPIE (Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers), accettato

Le espulsioni di massa coronale (CME) e le regioni di interazione corotante (CIR) così come le loro regioni di origine sono importanti a causa delle loro conseguenze meteorologiche nello spazio. L'attuale comprensione dei CME proviene principalmente dalle missioni dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO) e dell'Osservatorio delle relazioni terrestri solari (STEREO), ma queste missioni mancavano di alcune misurazioni chiave: STEREO non aveva un magnetografo SOHO non aveva un magnetometro in situ. Anche SOHO e altri imager come il Solar Mass Ejection Imager (SMEI) situato sulla linea Sole-Terra non sono adatti per misurare le CME dirette verso la Terra. L'Osservatorio sulle cause solari che influiscono sulla Terra (EASCO) è una missione proposta da localizzare presso il Sole-Terra L5 che supera queste carenze. Il concetto di missione è stato recentemente studiato al Mission Design Laboratory (MDL), NASA Goddard Space Flight Center, per vedere come la missione può essere implementata.Lo studio ha rilevato che il carico utile scientifico (sette strumenti di telerilevamento e tre strumenti in situ) può essere facilmente alloggiato e può essere lanciato utilizzando un veicolo di dimensioni intermedie un sistema di propulsione ibrido costituito da un propulsore a ioni Xenon e idrazina è stato ritenuto adeguato per posizionare il carico utile in L5. Dopo un tempo di trasferimento di 2 anni, un'operazione di 4 anni è considerata intorno al prossimo massimo solare nel 2025.

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Nat Gopalswamy e Seiji Yashiro
Le lettere del giornale astrofisico, 736, L17, 2011

Riassunto Determiniamo l'intensità del campo magnetico coronale nell'intervallo di distanza eliocentrico da 6 a 23 raggi solari (Rs) misurando la distanza di sospensione dell'urto e il raggio di curvatura della fune di flusso durante l'espulsione di massa coronale (CME) del 25 marzo 2008 ripresa dal -coronografi leggeri. Assumendo l'indice adiabatico, determiniamo il numero di Alfven Mach e quindi la velocità di Alfven nel mezzo ambiente utilizzando la velocità d'urto misurata. Misurando la densità del plasma a monte utilizzando immagini di luminosità di polarizzazione, otteniamo finalmente l'intensità del campo magnetico a monte dello shock. Il campo magnetico stimato diminuisce da

48 mG circa 6 Rs a 8 mG a 23 Rs. Il profilo radiale del campo magnetico può essere descritto da una legge di potenza in accordo con altre stime a distanze eliocentriche simili.

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N. Gopalswamy
Accettato per la pubblicazione nel libro Planetary Radio Emissions VII, Eds. Rucker, H. O., W. S. Kurth, P. Louarn, G. Fischer, Accademia austriaca delle scienze Press, Vienna, in corso di stampa (2011)

Riassunto Tre tipi di burst radio non termici a bassa frequenza sono associati alle espulsioni di massa coronale (CME): burst di tipo III dovuti a elettroni accelerati che si propagano lungo linee di campo magnetico aperto, burst di tipo II dovuti a elettroni accelerati negli shock e burst di tipo IV dovuti a elettroni intrappolati nelle arcate post-eruzione dietro le CME. Questo articolo presenta una sintesi dei risultati ottenuti durante il ciclo solare 23 principalmente utilizzando le osservazioni coronografiche a luce bianca del Solar Heliospheric Observatory (SOHO) e l'esperimento WAVES a bordo di Wind.

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P. Mäkelä, N. Gopalswamy, S. Akiyama, H. Xie e S. yashiro
Journal of Geophysical Research, 2011, 116, A8, CiteID A08101

Abstract Indaghiamo la variabilità nel verificarsi di eventi di particelle di tempesta energetica (ESP) associati a shock guidati da espulsioni di massa coronale (CME). Gli shock interplanetari sono stati rilevati durante il periodo dal 1996 al 2006. Per prima cosa analizziamo le proprietà della CME vicino al Sole. Le CME con uno shock che produce ESP sono più veloci (<VECM> = 1088 km/s) rispetto a quelli che guidano gli urti senza un evento ESP (<VECM> = 771 km/s) e hanno una frazione maggiore di CME alone (67% vs. 38%). I numeri di Alfvénic Mach di shock con un evento ESP sono in media 1,6 volte superiori a quelli di shock senza. Confrontiamo anche le proprietà dell'evento ESP e la frequenza negli shock con e senza un burst radio di tipo II dividendo gli shock rispettivamente in shock radio-forte (RL) e radio-silenziosi (RQ). Gli shock sembrano essere organizzati in una sequenza decrescente dal contenuto energetico dei CME: gli shock RL con un evento ESP sono guidati dai CME più energetici, seguiti da shock RL senza un evento ESP, quindi shock RQ con e senza un evento ESP. Evento ESP. Gli eventi ESP si verificano più spesso negli shock RL che negli shock RQ: il 52% degli shock RL e solo il &sim32% degli shock RQ ha prodotto un evento ESP a energie protoniche superiori a 1,8 MeV nell'intervallo di energia keV le frequenze ESP sono 80% e 65% , rispettivamente. Gli eventi ESP di elettroni sono stati rilevati nel 19% degli shock RQ e nel 39% degli shock RL. Inoltre troviamo che (1) gli eventi ESP negli shock RQ sono meno intensi di quelli negli shock RL (2) gli shock RQ con eventi ESP sono prevalentemente shock quasi perpendicolari e (3) le loro sorgenti solari si trovano leggermente a est del meridiano centrale (4) Le dimensioni degli eventi ESP mostrano una modesta correlazione positiva con la CME e le velocità d'urto. L'osservazione che gli shock RL tendono a produrre più frequentemente eventi ESP con flussi di particelle maggiori rispetto agli shock RQ, sottolinea l'importanza delle esplosioni di tipo II nell'identificazione di eventi solari inclini a produrre flussi di particelle elevati nello spazio vicino alla Terra. Tuttavia la tendenza non è definitiva. Se non c'è emissione di tipo II, un evento ESP è meno probabile ma non assente. La variabilità nella probabilità e nella dimensione degli eventi ESP riflette molto probabilmente le differenze nella formazione degli shock nella corona bassa e i cambiamenti nelle proprietà degli shock mentre si propagano attraverso lo spazio interplanetario e l'efficienza di fuga delle particelle accelerate dal fronte d'urto.

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Gopalswamy, N.
In: Il sole, il vento solare e l'eliosfera, ed. M. P. Miralles e J. Sanchez Almeida, IAGA Special Sopron Book Series, Vol 4, Chapter 2, Springer, pp 9-20, 2011 DOI: 10.1007/978/90-481-9787-3_2

Abstract I processi fisici nell'eliospazio sono una diretta conseguenza dell'influenza della massa solare e delle emissioni elettromagnetiche. Ci sono stati enormi progressi nello studio di questi processi dall'alba dell'era spaziale mezzo secolo fa. L'eliospazio funge da grande laboratorio per studiare numerosi processi fisici, utilizzando la vasta gamma di misurazioni terrestri e spaziali di varie quantità fisiche. Le capacità di osservazione collettivamente formano il Grande Osservatorio per effettuare indagini scientifiche non previste dai singoli gruppi di strumenti. Il programma dell'Anno eliofisico internazionale (IHY) ha promosso indagini scientifiche sull'universalità dei processi fisici come urti, accelerazione di particelle, dinamo, riconnessione magnetica, corde di flusso magnetico, interazioni plasma-materia neutra, turbolenza e così via. Questo documento mette in evidenza le deliberazioni scientifiche su questi e argomenti correlati che hanno avuto luogo durante la sessione IAGA sui "Processi eliofisici universali" a Sopron, in Ungheria. La sessione ha caratterizzato diversi documenti invitati e contribuito incentrati su osservazioni, teoria e modellizzazione dei processi eliofisici universali.

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N. Gopalswamy, J.Davila, O. C. St. Cyr, E. Sittler, F. Auchere, T. Duvall, T. Hoeksema, M. Maksimovic, R. MacDowall, A. Szabo e M. Collier
Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 73, 658, 2011

Abstract Questo articolo descrive la logica scientifica per una missione L5 e un elenco parziale degli strumenti scientifici chiave che la missione dovrebbe portare. Il punto di osservazione L5 fornisce una visione senza precedenti dei disturbi solari e delle loro fonti solari che possono far avanzare notevolmente la scienza alla base del tempo spaziale. Un coronografo e un imager eliosferico a L5 saranno in grado di visualizzare le CME a lato, in modo che la velocità spaziale delle CME dirette dalla Terra possa essere misurata con precisione e la loro struttura radiale individuata. Inoltre, un imager coronale interno e un magnetografo di L5 possono fornire informazioni anticipate sulle regioni attive e sui buchi coronali che presto ruoteranno sul disco solare. Il radiorilevamento a basse frequenze può fornire informazioni sulle CME che provocano shock, le più pericolose di tutte le CME. Misure eliosismiche coordinate dalla linea Sole-Terra e L5 forniscono informazioni sulle condizioni fisiche alla base della zona di convezione, dove ha origine il magnetismo solare. Infine, le misurazioni in situ a L5 possono fornire informazioni sulle strutture del vento solare su larga scala (regioni di interazione corotante (CIR)) che si dirigono verso la Terra che potenzialmente si traducono in condizioni meteorologiche spaziali avverse.

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N. Gopalswamy e P. Mäkelä
Bollettino di astrofisica dell'Europa centrale, 2011, 35, pp71-82

Si ritiene che i burst complessi di tipo III a basse frequenze (>14 MHz) indichino grandi eventi di particelle energetiche solari (SEP). Abbiamo analizzato sei burst di tipo III complessi dalla stessa regione attiva, uno dei quali non era accompagnato da un evento SEP. Questo evento è stato accompagnato da una rapida e ampia espulsione di massa coronale (CME), ma mancava un burst di tipo II e uno shock interplanetario. Quando abbiamo esaminato l'evoluzione e la configurazione magnetica della regione attiva, non abbiamo trovato nulla di particolare. La frequenza più bassa di emissione di tipo III si è verificata alla frequenza del plasma locale nelle vicinanze della navicella spaziale Wind che ha osservato il tipo III, il che conferma che la connettività magnetica della regione di origine era buona. Concludiamo che la mancanza di SEP è dovuta alla mancanza di produzione piuttosto che alla scarsa connettività magnetica. Mostriamo anche che né la durata del burst di tipo III né l'intensità del burst sono stati in grado di distinguere tra eventi SEP e non SEP. La mancanza dell'evento SEP può essere facilmente spiegata con il paradigma dell'accelerazione dello shock, ma non con il paradigma dell'accelerazione del flare.

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A. Kilcik, V. B. Yurchyshyn, V. Abramenko, P. R. Goode, N. Gopalswamy, A. Ozguc e J. P. Rozelot
Il Giornale Astrofisico, 727, 44, 2011

Abstract Indaghiamo la relazione tra le velocità massime medie mensili delle espulsioni di massa coronale (CME), il numero internazionale di macchie solari (ISSN) e gli indici geomagnetici Dst e Ap che coprono l'intervallo di tempo 1996-2008 (ciclo solare 23). Le nostre nuove scoperte sono le seguenti. (1) Esiste una relazione degna di nota tra le velocità CME massime medie mensili e il numero di macchie solari, gli indici Ap e Dst. Varie peculiarità dell'indice Dst mensile sono meglio correlate con le strutture fini nel profilo di velocità CME rispetto a quello nei dati ISSN. (2) A differenza dei numeri delle macchie solari, l'indice di velocità CME non mostra un doppio picco massimo. Invece, il profilo di velocità CME ha un picco durante la fase di declino del ciclo solare 23. Simile all'indice Ap, sia la velocità CME che gli indici Dst sono in ritardo rispetto ai numeri delle macchie solari di diversi mesi. (3) Il numero CME mostra un doppio picco simile a quello visto nei numeri delle macchie solari. Il tasso di occorrenza della CME è rimasto molto alto anche vicino al minimo del ciclo solare 23, quando sia il numero di macchie solari che la velocità massima media della CME stavano raggiungendo i loro valori minimi. (4) Un picco ben definito dell'indice Ap tra 2002 maggio e 2004 agosto è stato co-temporale con l'eccesso dei buchi coronali alle medie latitudini durante il ciclo solare 23. I risultati di cui sopra suggeriscono che l'indice di velocità CME può essere un utile indicatore di attività solare e geomagnetica. Potrebbe avere dei vantaggi rispetto ai numeri delle macchie solari, perché riflette meglio l'intensità delle eruzioni solari dirette dalla Terra.

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R.-S. Kim, K.-S. Cho, Y.-J. Moon, M. Dryer, J. Lee, Y. Yi, K.-H. Kim, H. Wang, Y.-D. Park e Yong Ha Kim
GIORNALE DI RICERCA GEOFISICA, VOL. 115, A12108, doi:10.1029/2010JA015322, 2010

Riassunto In questo studio, discutiamo i comportamenti generali della forza della tempesta geomagnetica associati ai parametri osservati dell'espulsione di massa coronale (CME) come la velocità (V) e la direzione verso terra (D) delle CME, nonché la longitudine (L) e il campo magnetico orientamento (M) dei potenziali campi sovrapposti della regione sorgente CME, e sviluppiamo un modello empirico per prevedere il verificarsi di tempeste geomagnetiche con la loro forza (misurata dall'indice Dst) in termini di questi parametri CME. Per questo selezioniamo 66 CME di alone o alone parziale associate a brillamenti solari di classe M e di classe X, che hanno regioni di origine chiaramente identificabili, dal 1997 al 2003. Dopo aver esaminato come ciascuno di questi parametri CME è correlato con la geoefficacia delle CME, troviamo diverse proprietà come segue: (1) Il parametro D si correla meglio con la forza della tempesta Dst (2) la maggior parte delle CME geoefficaci sono state originate dalla longitudine solare 15W, e le CME originate lontano da questa longitudine tendono a produrre tempeste più deboli (3) correlazioni tra Dst e CME i parametri migliorano se le CME sono separate in due gruppi a seconda che i loro campi magnetici siano orientati verso sud o verso nord nelle loro regioni di origine. Sulla base di queste osservazioni, presentiamo due espressioni empiriche per Dst in termini di L, V e D per due gruppi di CME, rispettivamente. Si tratta di un nuovo tentativo di prevedere non solo il verificarsi di tempeste geomagnetiche, ma anche l'intensità della tempesta (Dst) esclusivamente sulla base dei parametri CME.

N. Gopalswamy
Atti del 20° Seminario Nazionale Slovacco di Fisica Solare, ed. I. Dorotovic, Osservatorio centrale slovacco, pp. 108 - 130, 2010

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono state riconosciute come il fenomeno più energetico nell'eliosfera, derivando la loro energia dai campi magnetici sollecitati sul Sole. Questo documento riassume le proprietà delle CME e mette in evidenza alcuni dei recenti risultati sulle CME. In particolare, vengono riassunte le proprietà morfologiche, fisiche e cinematiche delle CME. Vengono discusse le conseguenze della CME nell'eliosfera come shock interplanetari, esplosioni radio di tipo II, particelle energetiche, tempeste geomagnetiche e modulazione dei raggi cosmici.

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Gopalswamy, N., Xie, H., Yashiro, S. e Usoskin, I.
Indian Journal of Radio & Space Physics 39, pp. 240-248, 2010

Astratto
Gli eventi di potenziamento del livello del suolo (GLE), tipicamente nella gamma di energia GeV, sono i più energetici degli eventi di particelle energetiche solari (SEP) con i protoni che penetrano nell'atmosfera neutra della Terra. Durante il ciclo solare 23, sono stati osservati sedici eventi GLE con un'eccellente copertura dei dati delle eruzioni solari associate. La fonte di queste particelle GLE è stata esaminata in questo articolo utilizzando osservazioni a luce bianca di espulsioni di massa coronale, lampi radio di tipo II e bagliori di raggi X molli. È stato dimostrato che gli eventi GLE sono coerenti con l'accelerazione dello shock in ogni singolo caso. Mentre non si può escludere la possibilità della presenza di una componente flare durante gli eventi GLE, si può sicuramente affermare che una componente shock è presente in tutti gli eventi GLE. Durante l'evento GLE del 18 aprile 2001, è stata individuata la fonte

30 gradi dietro il lembo ovest, che è troppo lontano dalle linee del campo magnetico che collegano la Terra e quindi il componente flare può essere escluso. Anche la presenza di shock interplanetari associati ai GLE viene mostrata utilizzando radio e osservazioni in situ.

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N. Gopalswamy e P. Mäkelä
Riviste astrofisiche Lettere 721, L62-L66, 2010

Astratto
Abbiamo analizzato le espulsioni di massa coronale (CME), i brillamenti e i lampi radio di tipo II associati a un insieme di tre complessi, di lunga durata e a bassa frequenza (15 minuti) normalmente utilizzati per definire questi lampi. Uno dei tre burst di tipo III non era associato a un burst di tipo II, a cui mancava anche un evento di particelle energetiche solari (SEP) a energie > 25 MeV. La durata di 1 MHz del burst di tipo III (28 minuti) per questo evento era vicina al valore mediano delle durate di tipo III riscontrate per gli eventi SEP graduali e gli eventi di miglioramento del livello del suolo. Tuttavia, non c'era alcun segno di un evento SEP. D'altra parte, gli altri due burst di tipo III dalla stessa regione attiva avevano una durata simile ma erano accompagnati da burst di WAVES di tipo II, questi burst erano anche accompagnati da eventi SEP rilevati da SOHO/ERNE. I CME per i tre eventi avevano velocità simili e anche i razzi avevano dimensioni e durata simili. Questo studio suggerisce che il verificarsi di un burst di tipo III complesso, di lunga durata e a bassa frequenza non è un buon indicatore di un evento SEP.

Gopalswamy, N.
in Processi eliofisici, ed. N. Gopalswamy, S.S. Hasan, A. Ambastha, Springer, 53-71, 2010

Astratto
Questo capitolo fornisce una panoramica delle espulsioni di massa coronale (CME) e dei brillamenti associati, comprese le proprietà statistiche, i fenomeni associati (particelle energetiche solari, shock interplanetari, tempeste geomagnetiche) e le loro conseguenze eliosferiche.

N. Gopalswamy, W.T. Thompson, J.M. Davila, M.L. Kaiser, S. Yashiro, P. Mäkelä, G. Michalek, J.-L. Bougeret & R.A. Howard
Fis solare. 259, 227, 2009

Astratto
Il coronografo interno (COR1) della missione Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) ha permesso di osservare CME nel dominio spaziale sovrapponendosi a quello dei lampi radio metrici di tipo II. Le esplosioni di tipo II erano associate a razzi generalmente deboli (per lo più razzi di raggi X molli di classe B e C), ma i CME erano piuttosto energici. Utilizzando i dati CME per una serie di raffiche di tipo II durante la fase di declino del ciclo solare 23, determiniamo l'altezza CME quando iniziano le esplosioni di tipo II, fornendo così una stima della distanza eliocentrica alla quale si formano gli shock guidati da CME. Questa distanza è stata determinata per essere

1.5Rs (raggio solare), che coincide con la distanza alla quale il profilo di velocità di Alfven ha un valore minimo. Usiamo anche osservazioni radio di tipo II da osservazioni STEREO/WAVES e Wind/WAVES per mostrare che le CME con velocità moderata guidano o shock deboli o nessun shock quando raggiungono un'altezza in cui la velocità di Alfvén raggiunge i picchi (

3R - 4R). Quindi gli shock sembrano essere più efficienti nell'accelerare gli elettroni nell'intervallo di distanza eliocentrico da 1,5 R a 4 R. Combinando la variazione radiale della velocità CME nella corona interna (aumento della velocità CME) e nel mezzo interplanetario (diminuzione della velocità) siamo stati in grado di spiegare correttamente le deviazioni dallo spettro di velocità di deriva universale dei burst di tipo II, confermando così la stretta connessione fisica tra burst di tipo II e CME. L'altezza media (

1.5 Rs) di CME STEREO al momento dei burst di tipo II è inferiore a quello (2.2 Rs) ottenuto per CME SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Suggeriamo che questo possa indicare, almeno in parte, la riduzione di densità nella corona tra le fasi massima e decrescente, quindi un dato livello di plasma si verifica più vicino al Sole in quest'ultima fase. In due casi, c'era una caratteristica diffusa simile a uno shock davanti al corpo principale del CME, indicando una distanza di stallo di 1-2 Rs nel momento in cui il CME ha lasciato il LASCO FOV.

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N. Gopalswamy, S.Akiyama S.Yashiro, G.Michalek, R.P.Lepping,
J. di Fisica Atmosferica e Solare-Terrestre, vol. 71, pp. 1005-1009, 2009

Astratto
L'articolo "Fonti solari e conseguenze geospaziali delle nuvole magnetiche interplanetarie osservate durante il ciclo solare 23" (Gopalswamy et al., 2008) contiene alcuni sfortunati errori in una delle figure (Fig.4) e nella tavola elettronica. Questa nota serve a correggere questi errori.

N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, H. Xie, P. Mäkelä, A. Vourlidas, R. A. Howard
Sun and Geosphere, Vol.4 - No.1 - 2009, in corso di stampa

Astratto
Le espulsioni di massa coronale (CME) che sembrano circondare il disco occultante del coronografo osservatore sono note come CME alone. Gli aloni costituiscono un sottoinsieme di CME energetici che hanno importanti conseguenze eliosferiche. Qui descriviamo un catalogo online che contiene tutte le CME alone che sono state identificate nelle immagini ottenute dal Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) dal 1996.Fino alla fine del 2007, sono state registrate circa 396 CME Halo. Per ogni CME dell'alone, identifichiamo la sorgente solare (coordinate eliografiche), l'importanza del brillamento di raggi X molli e il tempo di inizio del brillamento. Dalle misurazioni della velocità del piano celeste e dalle informazioni sulla sorgente solare otteniamo la velocità spaziale delle CME utilizzando un modello a cono. Oltre alla descrizione del catalogo (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/HALO/halo.html), riassumiamo le proprietà statistiche delle CME di halo. Confermiamo che i CME Halo sono due volte più veloci dei CME ordinari e sono associati in media a razzi maggiori. Abbiamo anche confrontato il tasso annuale di CME con alone con quello ottenuto dai metodi di rilevamento automatico e abbiamo scoperto che la maggior parte di questi metodi ha difficoltà nell'identificare CME con alone completo.

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Gopalswamy, N.
Atti della Conferenza internazionale 2009 sulla scienza e la comunicazione spaziale, 26-27 ottobre 2009, Port Dickson, Negeri Sembilan, Malaysia, pp 5-10, DOI: 10.1109/ICONSPACE.2009.5352679.

Astratto
L'ambiente spaziale della Terra è strettamente controllato dalla variabilità solare su varie scale temporali. La variabilità solare è caratterizzata dalla sua uscita sotto forma di massa e uscita elettromagnetica. L'emissione di massa solare interagisce anche con la massa che entra nell'eliosfera sotto forma di raggi cosmici e materiale neutro. Questo documento fornisce una panoramica di come la variabilità solare influenza l'ambiente spaziale della Terra.

Nat Gopalswamy
in Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings IAU Symposium No. 264, 2009, H. Andrei, A. Kosovichev & J.-P. Rozelot, ed.

Astratto
Il collegamento di espulsione di massa coronale (CME) alle tempeste geomagnetiche deriva dalla componente sud del campo magnetico interplanetario contenuto nelle funi di flusso CME e nella guaina tra la fune di flusso e lo shock guidato dalla CME. Una tipica CME che causa tempeste è caratterizzata da (i) alta velocità, (ii) grande larghezza angolare (principalmente aloni e aloni parziali) e (iii) posizione della sorgente solare vicino al meridiano centrale. Per le CME che hanno origine a distanze maggiori dal meridiano centrale, le tempeste sono causate principalmente dal campo della guaina. Sia il contenuto magnetico che quello energetico delle CME che producono tempesta possono essere ricondotti alla struttura magnetica delle regioni attive e all'energia libera immagazzinata in esse.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, H. Xie, S. Akiyama e S. Yashiro
Solar Wind 12, Atti della conferenza dell'American Institute of Physics, in stampa, 2009

Astratto
Identifichiamo le fonti solari di un gran numero di shock interplanetari (IP) che non hanno un driver riconoscibile come osservato dai veicoli spaziali lungo la linea Sole-Terra. Al Sun, questi shock "driverless" sono associati a CME veloci e larghi. La maggior parte delle CME provocava anche shock vicino al Sole, come evidenziato dall'associazione di lampi radio IP di tipo II. Pertanto, tutti questi shock sono guidati da CME e non sono onde esplosive. Normalmente le CME degli arti producono shock senza conducente a 1 AU. Ma alcune CME del centro del disco provocano anche shock senza conducente a causa della deflessione dei fori coronali vicini. Stimiamo che la deflessione angolare sia nell'intervallo 20 gradi - 60 gradi. Abbiamo anche confrontato l'influenza dei fori coronali vicini su una serie di CME che hanno prodotto nubi magnetiche. L'influenza è quasi tre volte maggiore nel caso di ammortizzatori senza conducente, a conferma della grande deflessione richiesta.

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N. Gopalswamy, S. Akiyama, S. Yashiro e P. Mäkelä
Apparire in "Accoppiamento magnetico tra l'interno e l'atmosfera del sole", eds. S. S. Hasan e R. J. Rutten, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer-Verlag, Heidelberg, Berlino, 2009.

Astratto
Le espulsioni di massa coronale (CME) provengono da regioni di campo magnetico chiuso sul Sole, che sono regioni attive e regioni di filamenti quiescenti. È stato scoperto che popolazioni energetiche come Halo CME, CME associate a nuvole magnetiche, CME geoefficaci, CME associate a particelle energetiche solari e scoppi radio interplanetari di tipo II e CME shock-driving provengono da regioni di macchie solari. Si è scoperto che i tassi di occorrenza di CME e flare sono correlati al numero di macchie solari, ma le correlazioni sono significativamente più deboli durante la fase massima rispetto alle fasi di aumento e diminuzione. Suggeriamo che la correlazione più debole derivi da CME ad alta latitudine dalle regioni dei filamenti della corona polare che non sono correlate alle macchie solari.

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N. Gopalswamy, P. Mäkelä, H. Xie, S. Akiyama e S. Yashiro
J. Geophys. Ris., vol. 114, A00A22, doi:10.1029/2008JA013686, 2009

Astratto
Un numero significativo di shock interplanetari (IP) (

17%) durante il ciclo 23 non sono stati seguiti dai conducenti. Il numero di tali shock "driverless" è aumentato costantemente con il ciclo solare con il 15%, il 33% e il 52% che si sono verificati nella fase di aumento, massimo e declino del ciclo solare. Le sorgenti solari del 15% degli shock senza conducente erano molto vicine al meridiano centrale del Sole (entro

15o), il che è del tutto inaspettato. Più interessante, tutti gli shock senza conducente con le loro sorgenti solari vicino al centro del disco solare si sono verificati durante la fase di declino del ciclo solare 23. Quando abbiamo studiato l'ambiente coronale delle regioni di origine degli shock senza conducente, abbiamo scoperto che in ogni caso c'era almeno un foro coronale vicino, suggerendo che i fori coronali potrebbero aver deviato le espulsioni di massa coronale (CME) associate lontano dalla linea Sole-Terra. La presenza di abbondanti fori coronali a bassa latitudine durante la fase di declino spiega ulteriormente perché le CME che si originano vicino al centro del disco imitano le CME degli arti, che normalmente portano a shock senza conducente per ragioni puramente geometriche. Abbiamo anche esaminato le regioni della sorgente solare degli shock con i conducenti. Per questi, i fori coronali erano posizionati in modo tale da non avere alcuna influenza sulle traiettorie della CME, oppure deviavano le CME verso la linea Sole-Terra. Abbiamo anche ottenuto la distribuzione del campo magnetico aperto sul Sole eseguendo una potenziale estrapolazione della superficie della sorgente di campo alla corona. È stato scoperto che le CME generalmente si allontanano dalle regioni del campo magnetico aperto. L'interazione CME-foro coronale deve essere diffusa nella fase di declino e può avere un impatto significativo sulla geoefficacia delle CME.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, G. Stenborg, A. Vourlidas, S. Freeland e R. Howard
Terra, luna e pianeti, volume 104, numero 1, pagina 295, 2009

Abstract Le espulsioni di massa coronale (CME) sono identificate di routine nelle immagini della corona solare ottenute dal Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) dal 1996. Le CME identificate vengono misurate e i loro attributi di base sono catalogati in una banca dati denominata Catalogo SOHO/LASCO ECM. Il Catalogo contiene anche dati digitali, filmati e grafici per ogni CME, quindi è possibile eseguire indagini scientifiche dettagliate sulle CME e sui fenomeni correlati come brillamenti, esplosioni radio, eventi di particelle energetiche solari e tempeste geomagnetiche. Questo documento fornisce una breve descrizione del Catalogo e riassume le proprietà statistiche delle CME ottenute utilizzando il Catalogo. Vengono discussi prodotti di dati relativi alla ricerca sulla meteorologia spaziale e alcune questioni CME che possono essere affrontate utilizzando il Catalogo. L'URL del catalogo è: http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list.

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Nat Gopalswamy
Terra, pianeti e spazio (EPS), 61, 1-3, 2009

Astratto
In questa lettera, mostro che le discrepanze nella geoefficacia delle espulsioni di massa coronale dell'alone (CME) riportate in letteratura sorgono a causa delle varie definizioni di CME dell'alone utilizzate da diversi autori. In particolare, dimostro che il basso tasso di geoefficacia è una conseguenza diretta dell'inclusione di CME con alone parziale. La geoefficacia delle CME con alone parziale è inferiore perché sono a bassa velocità e possono avere un impatto superficiale sulla Terra.

N. Gopalswamy, S. Yashiro, M. Temmer, J. Davila, W. T. Thompson, S. Jones, R. T. J. McAteer, J.-P. Wuelser, S. Freeland e R. A. Howard
astrofisica. J. Lett., 2009, Vol. 691, L123-L127.

Astratto
Segnaliamo il rilevamento della riflessione dell'onda EUV da un foro coronale, come osservato dalla missione Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO). L'onda EUV è stata associata a un'espulsione di massa coronale (CME) in eruzione vicino al centro del disco. Per la prima volta è stato possibile misurare la cinematica delle onde riflesse. Le onde riflesse erano generalmente più lente dell'onda diretta. Una delle importanti implicazioni della riflessione dell'onda è che i transitori EUV sono veramente un fenomeno ondulatorio. La riflessione dell'onda EUV ha implicazioni per la propagazione della CME, specialmente durante la fase di declino del ciclo solare quando ci sono molti buchi coronali a bassa latitudine.

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Nat Gopalswamy, Seiji Yashiro, Hong Xie, Sachiko Akiyama e Pertti Makela
Progressi nelle geoscienze, vol. 21, 71, 2008

Il ciclo solare 23 ha visto l'osservazione di centinaia di halo coronal mass ejections (CME), grazie all'elevata gamma dinamica e al campo visivo esteso del Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) a bordo della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) . È stato riscontrato che più di due terzi delle CME dell'alone che si originano sul lato anteriore del Sole sono geoefficaci (Dst = 45 gradi) hanno in media un tempo di ritardo inferiore del 20%. È stato suggerito che le tempeste geomagnetiche dovute agli aloni degli arti devono essere dovute alla porzione di guaina delle CME interplanetarie (ICME) in modo da poter tenere conto del tempo di ritardo più breve. Confermiamo questo suggerimento esaminando le porzioni di guaina ed eiettato di ICME da dati Wind e ACE che corrispondono agli aloni degli arti. Un esame dettagliato ha mostrato che tre coppie di aloni degli arti erano eventi interagenti. Le tempeste geomagnetiche successive a cinque aloni di arti sono state effettivamente prodotte da altri aloni di dischi. Le tempeste seguite da quattro aloni isolati degli arti e quelli associati agli aloni interagenti degli arti, erano tutti dovuti alle porzioni di guaina degli ICME.

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N. Gopalswamy
GIORNALE DI RICERCA GEOFISICA, VOL. 114, A00A00, doi:10.1029/2008JA014026, 2009

Astratto
Il ciclo solare 23 ha visto l'accumulo di ricchi set di dati che rivelano vari aspetti delle tempeste geomagnetiche con dettagli senza precedenti sia al Sole, dove ha origine la tempesta che causa i disturbi, sia nel geospazio, dove gli effetti delle tempeste si fanno sentire direttamente. Durante due recenti workshop di analisi dei dati coordinati (CDAW) le grandi tempeste geomagnetiche (Dst Comment on "Prediction of the 1-AU arrival times of CMEassociated interplanetary shocks: Evaluation of an empirical interplanetary shock propagation model" di K.-H. Kim et al. .

N. Gopalswamy e H. Xie
J. Geophys. Res., 113, A10105, doi:10.1029/2008JA013030, 2008

Astratto
Recentemente, Kim et al. [2007] (di seguito denominato KMC) ha valutato il modello empirico di arrivo dello shock (ESA) e ha riscontrato che solo il 60% circa degli shock osservati è arrivato entro +-12 ore dalla previsione del modello. Hanno anche scoperto che le deviazioni dei tempi di percorrenza degli shock dal modello ESA sono fortemente correlate con le velocità iniziali CME (VCME), suggerendo che l'accelerazione interplanetaria costante (IP) utilizzata nel modello ESA potrebbe non essere applicabile a tutte le CME. KMC ha inoltre concluso che i CME più veloci decelerano e quelli più lenti accelerano più di quanto considerato nel modello ESA. Segnaliamo che tali scostamenti sistematici nell'orario di arrivo derivano da effetti di proiezione.

M. J. Owens, N. U. Crooker, N. A. Schwadron, T. S. Horbury, S. Yashiro, H. Xie, O. C. St. Cyr e N. Gopalswamy
Geofisi. Ris. Lett., 35, L20108, doi:10.1029/2008GL035813., 2008

Astratto
L'intensità del campo magnetico eliosferico vicino alla Terra, |B|, mostra una forte variazione del ciclo solare, ma ritorna allo stesso valore di "pavimento" ad ogni minimo solare. Il minimo attuale, tuttavia, ha visto |B| scendere al di sotto dei minimi precedenti, mettendo in discussione l'esistenza di un floor, o quanto meno richiedendo una rivalutazione del suo valore. In questo studio assumiamo che il flusso eliosferico sia costituito da una componente di flusso aperto costante e da un contributo variabile nel tempo delle CME. In questo scenario, il vero pavimento è |B| con contributo ECM zero. Utilizzando i tassi di CME osservati durante il ciclo solare, stimiamo il "no-CME" |B| floor a 4.0 0.3 nT, inferiore alle precedenti stime floor e inferiore a |B| osservato questo minimo solare. Ipotizziamo che il calo di |B| osservato questo minimo può essere dovuto a un tasso di ECM persistentemente più basso rispetto al minimo precedente, sebbene vi siano grandi incertezze nei dati osservativi di supporto.

J. M. Schmidt e N. Gopalswamy,
J. Geophys. Res., 113, A08104, doi:10.1029/2007JA013002, 2008

Astratto
Vi presentiamo simulazioni numeriche MagnetoHydroDynamic (MHD) 2 1/2 D di espulsioni di massa coronale (CME) in combinazione con simulazioni al plasma di emissioni radio dagli shock guidati da CME. Lo shock guidato da CME si estende a una forma quasi sferica durante l'evoluzione temporale della CME. Le nostre simulazioni al plasma possono riprodurre gli spettri dinamici dei lampi radio coronali di tipo II, con i tassi di deriva di frequenza corrispondenti alle velocità d'urto. Troviamo inoltre che lo shock guidato da CME è un emettitore radio efficace a lunghezze d'onda metriche, quando il CME ha raggiunto una distanza eliocentrica di circa due raggi solari (R). Applichiamo i nostri risultati di simulazione per spiegare le immagini radio di burst di tipo II ottenute da radio eliografi, in particolare alle immagini a forma di banana di radiosorgenti associate a CME veloci.

N. Gopalswamy, A. Dal Lago, S. Yashiro e S. Akiyama
cent. Euro. astrofisica. Toro. vol (2008) 1, 10, in corso di stampa

Astratto
Mostriamo la relazione tra velocità radiale (Vrad) e di espansione (Vexp) delle espulsioni di massa coronale (CME) dipende dalla larghezza CME. All'aumentare della larghezza CME, Vrad=Vexp diminuisce da un valore >1 a <1. Per larghezze che si avvicinano a 180 gradi, il rapporto si avvicina a 0 se il cono ha alla base, mentre si avvicina a 0,5 se la base ha un rigonfiamento (cono gelato). La differenza di velocità tra gli aloni dell'arto e del disco e l'espansione sferica delle CME superveloci può essere spiegata dalla dipendenza dalla larghezza.

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N. Gopalswamy, S. Akiyama e S. Yashiro
Processi eliofisici universali, Proc. Simposio IAU 257, N. Gopalswamy, & D. Webb, eds. in stampa (2008)

Astratto
Esaminiamo le proprietà della sorgente dei bagliori di raggi X molli di classe X che non erano associati alle espulsioni di massa coronale (CME). Tutti i brillamenti erano associati a intense esplosioni di microonde che implicavano la produzione di elettroni ad alta energia. Tuttavia, la maggior parte (85%) dei brillamenti non era associata a raffiche metriche di tipo III, anche se esistevano linee di campo aperto in tutte le regioni attive tranne due. I brillamenti di classe X sembrano essere veramente confinati perché non c'è stata espulsione di materiale (termico o non termico) lontano dalla regione del flaring.

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Seiji Yashiro e Nat Gopalswamy
Processi eliofisici universali, Proc. Simposio IAU 257, N. Gopalswamy, & D. Webb, eds. in stampa (2008)

Astratto
Riportiamo le relazioni statistiche tra i brillamenti solari e le espulsioni di massa coronale (CME) osservate durante il periodo 1996-2007 compreso. Abbiamo utilizzato razzi di raggi X soffici osservati dal Geostazionario Operational Environmental Satellite (GOES) e CME osservati dal Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) a bordo della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). I risultati principali sono (1) il tasso di associazione CME aumenta con il flusso di picco, la fluenza e la durata del flare, (2) la differenza tra l'insorgenza di flare e CME mostra una distribuzione gaussiana con la deviazione standard sigma = 17 min (sigma = 15 min) per il primo (secondo) ordine estrapolato esordio CME, (3) il sito di flare più frequente è sotto il centro della campata CME, non vicino a una gamba (bordo esterno) dei CME, (4) è stata trovata una buona correlazione tra il flare fluenza contro l'energia cinetica CME. Vengono discusse le implicazioni per i modelli flare-CME.

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N. Gopalswamy
J. of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics (2008), doi:10.1016/j.jastp.2008.06.010

Astratto
Le espulsioni di massa coronale (CME) e i flussi di vento solare ad alta velocità (HSS) sono due fenomeni solari che producono strutture su larga scala nel mezzo interplanetario (IP). Le CME si evolvono in CME interplanetarie (ICME) e l'HSS si traduce in regioni di interazione corotanti (CIR) quando interagiscono con il precedente vento solare lento. Questo articolo riassume le proprietà di queste strutture e ne descrive la geoefficacia. Il focus principale è sulle intense tempeste del ciclo solare 23 perché questo è il primo ciclo solare durante il quale esistono dati simultanei, estesi e uniformi sui fenomeni solari, IP e geospaziali. Dopo aver presentato esempi illustrativi di buchi coronali e CME, discuto la struttura interna degli ICME, in particolare le nuvole magnetiche (MC). Discuto poi come il campo magnetico e la velocità sono correlati nelle porzioni di guaina e nuvola di ICME. La velocità CME misurata vicino al Sole ha anche correlazioni significative con la velocità e le intensità del campo magnetico misurate a 1 AU. Viene discussa la dipendenza dell'intensità della tempesta dalle proprietà di MC, guaina e CME, indicando la stretta connessione tra fenomeni solari e IP. Confronto il tempo di ritardo tra l'arrivo del MC a 1 AU e il tempo di picco delle tempeste per le porzioni di nube e guaina e mostro che la struttura interna dei MC porta alle variazioni dei tempi di ritardo osservati. Infine, esamino la variazione delle latitudini della sorgente solare delle strutture IP in funzione del ciclo solare e scopro che devono essere molto vicine al centro del disco.

S. Yashiro, G. Michalek e N. Gopalswamy
Annales Geophysicae, 26, 3103-3112, 2008

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono correlate a molti fenomeni (ad esempio brillamenti, particelle energetiche solari, tempeste geomagnetiche), quindi la compilazione di cataloghi di eventi è importante per una comprensione globale di questi fenomeni. Le CME sono state identificate manualmente per molto tempo, ma nell'era SOHO si stanno sviluppando metodi di identificazione automatica. Per chiarire i vantaggi e gli svantaggi dei cataloghi CME manuali e automatici, abbiamo esaminato le distribuzioni delle proprietà CME elencate nei cataloghi CDAW (manuale) e CACTus (automatico). Entrambi i cataloghi hanno un buon accordo sulle CME larghe (larghezza>120 gradi) nelle loro proprietà, mentre c'è una discrepanza significativa sulle CME strette (larghezza 1000 km/s): la maggior parte delle CME veloci CDAW sono larghe e provengono da basse latitudini, mentre i CACTus CME veloci sono stretti e provengono da tutte le latitudini. L'esame evento per evento di un campione di eventi suggerisce che CACTus ha un problema nel rilevamento delle CME veloci.

Nat Gopalswamy
Accettato per la pubblicazione nel Proc.del 7th IGPP Astrophysics Conference, Kauai, HI, 7-13 marzo 2008.

Astratti lampi radio di tipo II, eventi di particelle energetiche solari (SEP) e shock interplanetari (IP) hanno tutti una causa comune, vale a dire, espulsioni di massa coronale (CME) veloci e ampie (velocità > 900 km/se larghezza > 60 gradi). ). Si osservano deviazioni da questo quadro generale come (i) mancanza di burst di tipo II durante molti CME e shock IP veloci e larghi, (ii) CME lenti associati a burst di tipo II ed eventi SEP e (iii) mancanza di eventi SEP durante molti esplosioni di tipo II. Esaminiamo le ragioni di queste deviazioni. Mostro anche che gli eventi di potenziamento del livello del suolo (GLE) sono coerenti con l'accelerazione d'urto perché un burst di tipo II è presente in ogni evento ben prima del rilascio di particelle GLE e SEP al Sole.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, S. Akiyama, P. Makela, H. Xie, M. Kaiser, R. Howard e J.-L. Bougeret
Annales Geophysicae, vol. 26, numero 10, pag. 3033, 2008

Riassunto Utilizzando i dati estesi e uniformi sulle espulsioni di massa coronale (CME), gli eventi di particelle energetiche solari (SEP) e i lampi radio di tipo II durante l'era SOHO, discutiamo come le proprietà CME come velocità, larghezza e longitudine della sorgente solare decidono se le CME sono associate a burst radio di tipo II ed eventi SEP. Discutiamo perché alcune CME radio-silenziose sono associate a piccoli eventi SEP mentre alcune CME radio-silenziose non sono associate a eventi SEP. Concludiamo che alcuni CME veloci e larghi non generano shock o guidano shock deboli che non producono livelli significativi di accelerazione delle particelle. Deduciamo anche che la velocità di Alfven nella corona e nel mezzo interplanetario vicino al Sole varia da 1800 km/s. Essenzialmente tutti i burst di tipo II nell'intervallo di lunghezze d'onda decametro-ettometrico (DH) sono associati a eventi SEP una volta presa in considerazione la posizione della sorgente sul Sole. Questo è un risultato significativo per le applicazioni di meteorologia spaziale, perché se un CME proveniente dall'emisfero occidentale è accompagnato da un burst di DH di tipo II, c'è un'alta probabilità che produca un evento SEP.

N. Gopalswamy, S. Yashiro, H. Xie, S. Akiyama, E. Aguilar-Rodriguez, M. L. Kaiser, R. A. Howard e J.-L. Bougeret
Giornale di astrofisica, vol. 674, pag. 560, 2008

Riassunto Riportiamo le proprietà delle espulsioni di massa coronale (CME) radio-quiete (RQ) e radio-loud (RL) che sono veloci e larghe (FW). Le CME RQ mancano di burst radio di tipo II nelle lunghezze d'onda metriche e decameterettometriche (DH). I CME RL sono associati a burst metrici o DH di tipo II. L'abbiamo trovato

Il 40% dei CME FW dal 1996 al 2005 erano radio silenziosi. Le RQ CME avevano una velocità media di 1117 km/s rispetto ai 1438 km/s della RL, mettendo a confronto la velocità media di tutte le FW CME (1303 km/s). La frazione di CME full alone (larghezza apparente = 360 gradi) era la più grande per le CME RL (60%), la più piccola per le CME RQ (16%) e intermedia per tutte le CME FW (42%). Anche la dimensione mediana del bagliore dei raggi X molli per le CME RQ (C6.9) era inferiore a quella per le CME RL (M3.9). Circa il 55% delle CME RQ erano back-side, mentre quelle front-side hanno avuto origine vicino all'arto. Le CME RL sono nate generalmente su disco con solo

25% di retromarcia. I CME RQ FW suggeriscono che la velocità di Alfven nella corona esterna a bassa latitudine può spesso superare i 1000 km/se può variare per un fattore >3. Nessuno dei CME RQ è stato associato a grandi particelle energetiche solari, che sono informazioni utili per le applicazioni meteorologiche spaziali.

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S. Yashiro, G. Michalek, S. Akiyama, N. Gopalswamy e R. A. Howard
Giornale di astrofisica, vol. 673, pag. 1174, 2008

Riassunto Riportiamo la relazione spaziale tra brillamenti solari ed espulsioni di massa coronale (CME) osservata durante il periodo 1996-2005 compreso. Abbiamo identificato 496 coppie flare-CME considerando i flare degli arti (distanza dal meridiano centrale > 45 gradi) con dimensioni del flare dei raggi X morbidi > livello C3. Le CME sono state rilevate dal Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) a bordo dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). Abbiamo studiato le posizioni dei bagliori rispetto all'intervallo CME per gli eventi con brillamenti di classe X, classe M e classe C separatamente. Si è riscontrato che il sito di torcia più frequente è al centro della campata CME per tutte e tre le classi, ma tale frequenza è diversa per le diverse classi. Molti flare di classe X si trovano spesso al centro del CME associato, mentre i flare di classe C si diffondono ampiamente all'esterno della campata CME. Il primo è diverso dagli studi precedenti, che hanno concluso che non esiste un sito di riacutizzazione preferito. Abbiamo confrontato il nostro risultato con gli studi precedenti e abbiamo concluso che l'osservazione LASCO a lungo termine ci ha permesso di ottenere la relazione spaziale dettagliata tra brillamenti e CME. La nostra scoperta richiede una relazione più stretta tra flare e CME e supporta i modelli di eruzione caratterizzati dal modello di riconnessione magnetica CSHKP.

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N. Gopalswamy, S. Akiyama, S. Yashiro, G. Michalek e R. P. Lepping
J. di Fisica Atmosferica e Solare-Terrestre, vol. 70, pp. 245-253, 2008

Riassunto Presentiamo i risultati di un'indagine statistica su 99 nuvole magnetiche (MC) osservate nel periodo 1995-2005. Le espulsioni di massa coronale (CME) associate alla MC sono in media più veloci e più ampie e hanno origine entro ±30 gradi dal centro del Sole. Anche le sorgenti solari delle MC hanno seguito il diagramma butter y. La correlazione tra l'intensità del campo magnetico e la velocità degli MC è risultata valida su una gamma di velocità molto più ampia. Il numero di MC sud-nord (SN) era dominante e diminuiva con il ciclo solare, mentre il numero di MC nord-sud (NS) aumentava confermando il comportamento del ciclo dispari. Due terzi dei MC erano geoe cativi, l'indice Dst era altamente correlato con la velocità e il campo magnetico in MC e con il loro prodotto. Molti (55%) MC completamente verso nord (FN) erano geoe cativi unicamente a causa delle loro guaine. I MC non geoe cativi erano più lenti (velocità media 382 km/s), avevano un campo magnetico più debole verso sud (media -5,2 nT) e si verificavano principalmente durante la fase di aumento del ciclo di attività solare.

G. Michalek, N. Gopalswamy e S. Yashiro
Fisica Solare, Volume 246, Numero 2, pp. 399-408

Le espulsioni di massa coronale dell'alone (HCME) sono responsabili delle tempeste geomagnetiche più gravi. Una previsione della loro geoefficacia e del tempo di viaggio verso le vicinanze della Terra è fondamentale per prevedere il tempo spaziale. Sfortunatamente le osservazioni coronagrafiche sono soggette a effetti di proiezione e non forniscono vere caratteristiche delle CME. Recentemente, Michalek (2006, Solar Phys., 237, 101) ha sviluppato un modello a cono asimmetrico per ottenere la velocità spaziale, la larghezza e la posizione della sorgente degli HCME. Abbiamo applicato questa tecnica per ottenere i parametri di tutti gli HCME front-side osservati dall'esperimento SOHO/LASCO durante un periodo dall'inizio del 2001 fino alla fine del 2002 (ciclo solare 23). Questi parametri sono stati applicati per le previsioni del tempo spaziale. Il nostro studio ha determinato che le velocità spaziali sono fortemente correlate con i tempi di viaggio degli HCME nelle vicinanze della Terra e con le grandezze legate ai disturbi geomagnetici.

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G. Michalek, N. Gopalswamy e H. Xie
Fisica solare, Volume 246, Numero 2, pp. 409-414, 2007

Abstract Nel presente documento riportiamo la differenza nelle dimensioni angolari tra CME radio-loud e radio-quiet. A questo scopo abbiamo compilato questi due campioni di eventi utilizzando le osservazioni Wind/WAVES e SOHO/LASCO ottenute nel periodo 1996-2005. È dimostrato che le CME ad alto volume radio sono quasi due volte più larghe delle CME a bassa rumorosità (considerando le parti in espansione delle CME). Inoltre mostriamo che le CME radio-silenziose hanno una parte luminosa in espansione stretta con una grande struttura diffusiva estesa. Questi risultati sono stati ottenuti misurando le larghezze CME in tre modi diversi.

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N. Gopalswamy
La corona solare ad alta energia: onde, eruzioni, particelle, Lecture Notes in Physics 725, ed. K.-L. Klein e A. MacKinnon, p. 139-160, 2007

Abstract L'accelerazione di elettroni e ioni al Sole è discussa nel quadro degli shock guidati da CME. Sulla base delle proprietà delle espulsioni di massa coronale associate ai burst di tipo II a varie lunghezze d'onda, viene suggerita la possibilità di un approccio unificato ai fenomeni di tipo II. Due aspetti di primaria importanza per le accelerazioni d'urto sono: (1) l'energia della CME motrice e (2) le condizioni nel mezzo che supporta la propagazione dell'urto. L'alto grado di sovrapposizione tra CME associati a grandi eventi di particelle energetiche solari e burst di tipo II che si verificano a tutte le lunghezze d'onda sottolinea l'importanza dell'energia CME nel guidare gli shock lontano nel mezzo interplanetario. La presenza di CME precedenti può alterare le condizioni nel mezzo ambientale, che si è dimostrato influenzare l'intensità di grandi eventi di particelle energetiche solari. Vengono presentate sia prove statistiche che casi di studio che sottolineano l'importanza del mezzo ambientale.

Nat Gopalswamy
KODAI SCHOOL ON SOLAR PHYSICS, Atti del Convegno AIP, Volume 919, pp. 275-313, 2007.

Riassunto I brillamenti solari, le espulsioni di massa coronale (CME), le particelle energetiche solari (SEP) e il vento solare veloce rappresentano i fenomeni energetici sul Sole. I brillamenti e le CME provengono da strutture di campi magnetici chiusi sul Sole che si trovano tipicamente nelle regioni attive e nelle regioni dei filamenti quiescenti. D'altra parte, il vento solare veloce proviene da regioni di campo aperto sul Sole, identificate come buchi coronali. Le particelle energetiche sono associate a brillamenti, CME e vento solare veloce, ma quelle associate a CME sono le più intense. I fenomeni energetici hanno importanti conseguenze nell'eliosfera e contribuiscono in modo significativo a condizioni meteorologiche spaziali avverse. Questo articolo fornisce una panoramica dei fenomeni energetici sul Sole, compresa la loro origine, la propagazione interplanetaria e le conseguenze del tempo spaziale.

Abstract Abbiamo studiato la geoefficacia, la velocità, la sorgente solare e l'associazione di flare di un insieme di 378 espulsioni di massa coronale dell'alone (CME) del ciclo 23 (1996-2005, incluso). Abbiamo compilato i valori Dst minimi che si verificano entro 1-5 giorni dall'inizio della CME. Abbiamo confrontato le distribuzioni di tali valori Dst per i seguenti sottoinsiemi di CME halo: aloni del disco (entro 45 gradi dal centro del disco), aloni degli arti (oltre i 45 gradi ma entro 90 gradi dal centro del disco) e CME dell'alone posteriore. In media, gli aloni del disco sono seguiti da tempeste intense, gli aloni sui rami sono seguiti da tempeste moderate e gli aloni sul retro non sono seguiti da tempeste significative. La distribuzione Dst per un campione casuale è quasi identica al caso degli aloni sul retro. L'abbiamo trovato

Il 71% di tutti gli halo frontside è geoefficace, supportando l'alto tasso di geoefficacia degli halo CME. Una frazione maggiore degli aloni del disco era geoefficace. Il tasso di geoefficacia ha avuto cali importanti nel 1999 e nel 2002 (l'inizio e la fine della fase di massimo solare). Il numero di aloni geoefficaci mostra un triplo picco simile al numero di intense tempeste geomagnetiche. Le tempeste intense erano generalmente dovute agli aloni del disco e le poche tempeste intense dagli aloni dei lembi si sono verificate solo nelle fasi massima e decrescente. Le tempeste più intense si sono verificate quando si sono verificati CME successivi. La differenza nelle dimensioni dei bagliori tra aloni geoefficaci e non geoefficaci non è significativa. Le CME non geoefficaci sono generalmente più lente e hanno sorgenti solari più est o ai margini rispetto a quelle geoefficaci, la posizione e la velocità della sorgente sono i parametri più importanti per la geoefficacia.

S.Akiyama, S. Yashiro e N. Gopalswamy
Advances in Space Research, Vol 39, Issue 9, P. 1467, 2007

Riassunto Segnaliamo su due regioni attive adiacenti (ARs) produttive di flare, con diversi livelli di associazione di eiezione di massa coronale (CME). AR 10039 e AR 10044 hanno prodotto forti bagliori di raggi X durante i loro passaggi del disco. Abbiamo esaminato il tasso di associazione CME dei razzi di raggi X e abbiamo scoperto che era diverso tra i due AR. AR 10039 era ricco di CME con un'associazione del 72% con riacutizzazioni, mentre AR 10044 era povero di CME con un tasso di associazione di solo il 14%. I CME dell'AR ricco di CME erano più veloci e più ampi di quelli dell'AR povero di CME. L'attività di brillamento di AR 10044 è stata temporalmente concentrata su un breve intervallo e localizzata spazialmente su un'area compatta tra le principali macchie solari. Suggeriamo che la diversa evoluzione pre-eruzione e la configurazione magnetica nelle due regioni potrebbero aver contribuito alla differenza tra i due AR.

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Nat Gopalswamy
Recensioni di scienze spaziali, vol. 124, p145, 2006, DOI: 10.1007/s11214-006-9102-1

Le espulsioni di massa coronale interplanetaria (ICME) provenienti da regioni di campo chiuso del Sole sono il fenomeno più energetico dell'eliosfera. Provocano intense tempeste geomagnetiche e provocano shock in modalità veloce che accelerano le particelle cariche. Gli ICME sono le manifestazioni interplanetarie dei CME tipicamente telerilevate dai coronografi. Questo articolo riassume le proprietà osservative degli ICME con riferimento al vento solare ordinario e ai capostipiti CME.

N. Gopalswamy
in Atti del Simposio Nobeyama 2004, pp. 81-94, 2006

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono composte da plasmi multitermici, che le fanno produrre diverse firme radio a diverse lunghezze d'onda. I nuclei di rilievo delle CME sono della temperatura più bassa e quindi otticamente spessi alle frequenze delle microonde e quindi sono facilmente osservabili. Il Nobeyama Radioheliograph ha sfruttato questo fatto e ha osservato un gran numero di eruzioni di prominenza durante la maggior parte del ciclo solare 23 e parti del ciclo 22. Questo articolo esamina recenti studi sulle eruzioni di prominenza e i loro contributi per la comprensione del fenomeno CME. In particolare, vengono discusse le seguenti questioni: (i) la relazione statistica e fisica tra CME e le eruzioni di prominenza radio, e come questa relazione si manifesta in funzione del ciclo solare (ii) L'asimmetria delle eruzioni di prominenza tra emisfero nord e sud (iii) la relazione tra eruzioni di prominenza e nuclei CME (iv) le implicazioni della cessazione dei PE ad alta latitudine prima dell'inversione del campo magnetico solare globale e (v) le implicazioni dei PE e dei CME ad alta latitudine per il modulazione dei raggi cosmici galattici. Infine, viene discussa l'importanza dei dati del radioeliografo Nobeyama per missioni future come STEREO e Solar-B.

G. Michalek, N. Gopalswamy, A. Lara e S. Yashiro
Space Weather, Volume 4, Issue 10, CiteID S100003, 2006

È probabile che le espulsioni di massa coronale dell'alone (HCME) provenienti da regioni vicine al centro del Sole siano geoefficaci. Assumendo che la forma degli HCME sia un cono e che si propagano con larghezze e velocità angolari costanti, almeno nella loro fase iniziale, abbiamo sviluppato una tecnica (Michalek et al. 2003) che ci ha permesso di ottenere la velocità, la larghezza e la sorgente dello spazio Posizione. Applichiamo questa tecnica per ottenere i parametri di tutti gli HCME completi osservati dall'esperimento Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) fino alla fine del 2002. Utilizzando questi dati esaminiamo quali parametri determinano la geoefficacia degli HCME . Dimostriamo che nel periodo di tempo considerato solo CME ad alone veloci (con velocità spaziali superiori a 1000 km/s e provenienti dall'emisfero occidentale vicino al centro solare potrebbero causare le forti tempeste geomagnetiche. Illustriamo come possono essere utilizzati i parametri HCME per le previsioni del tempo spaziale. È inoltre dimostrato che la forza di una tempesta geomagnetica non dipende dalla larghezza determinata degli HCME, il che significa che gli HCME non devono essere molto grandi per causare grandi tempeste geomagnetiche.

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G. Michalek
Solar Physics, Volumen 237, Issue1, pp.101-118, 2006

Riassunto A causa degli effetti di proiezione, le osservazioni coronagrafiche non possono determinare in modo univoco parametri rilevanti per la geoefficacia delle CME, come la vera velocità di propagazione, la larghezza o la posizione della sorgente. Il Cone Model for Coronal Mass Ejections (CME) è stato studiato a questo proposito e potrebbe essere utilizzato per ottenere questi parametri. Ci sono prove che alcune CME iniziano da una topologia a corda di flusso. Sembra che queste CME dovrebbero essere allungate lungo l'asse del flusso e la sezione trasversale della base del cono dovrebbe essere piuttosto ellittica che circolare. Nel presente articolo abbiamo applicato un modello a cono asimmetrico per ottenere i parametri dello spazio reale dei CME con alone frontale (HCME) registrati dai coronografi SOHO/LASCO nel 2002. I parametri del modello cono sono generati attraverso una procedura di adattamento alle velocità proiettate misurate in diverse posizioni angoli sul piano del cielo. Consideriamo modelli con l'apice del cono situato al centro e alla superficie del Sole. I risultati vengono confrontati con il modello a cono simmetrico standard.

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N. Gopalswamy
Sole e geosfera (ISSN: 1819-0839), 1(2), 5-12, 2006

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono gli eventi più energetici nell'eliosfera. Portano con sé grandi quantità di campi magnetici coronali e plasma e provocano shock interplanetari su larga scala. Le CME e lo shock hanno conseguenze significative in varie località dell'eliosfera, inclusa la produzione di intense tempeste geomagnetiche e grandi eventi di particelle energetiche. Le CME formano regioni di interazione unite nell'eliosfera, che fungono da barriere magnetiche per i raggi cosmici galattici che entrano nell'eliosfera. Dopo un breve riassunto delle proprietà osservate delle CME al Sole, discuto le proprietà delle CME interplanetarie (ICME) e la loro connessione agli shock, ai radio burst, alle particelle energetiche solari e alla modulazione dei raggi cosmici galattici.

La missione del programma International Living with a Star (ILWS) è stimolare, rafforzare e coordinare la ricerca spaziale per comprendere i processi di governo del sistema connesso Sole-Terra come entità integrata. La realizzazione di questa missione comporta: (i) studio del sistema connesso Sole-Terra e degli effetti che influenzano la vita e la società, (ii) collaborazione tra potenziali partner nelle missioni spaziali solare-terrestre, (iii) coordinamento sinergico della ricerca internazionale nel settore solare- studi terrestri, comprese tutte le fonti di dati pertinenti, nonché teoria e modellizzazione, e (iv) accesso effettivo e guidato dall'utente a tutti i dati, risultati e prodotti a valore aggiunto.

Il programma ILWS può essere pensato come il culmine di vari sforzi di collaborazione internazionale a partire dal progetto congiunto Apollo-Soyuz intrapreso nel 1975 tra gli Stati Uniti e l'ex Unione Sovietica. Alcune recenti missioni di collaborazione internazionale come Ulysses, Yohkoh, SOHO, ACE, Hinode e STEREO hanno dimostrato i vantaggi della collaborazione per la comunità scientifica mondiale. Attualmente il programma ILWS conta oltre 20 agenzie membri che collaborano nelle missioni spaziali e nelle attività scientifiche.Si prevede che da qui all'anno 2015, più di venti nuove missioni scientifiche di cooperazione internazionale saranno volate per indagare vari domini di importanza per il programma ILWS e i processi fisici che li collegano.

Il seminario ILWS del 2006 sull'influenza solare sull'eliosfera e sull'ambiente terrestre: recenti progressi e prospettive è uno sforzo per riunire le comunità internazionali di meteorologia spaziale e ILWS per affrontare i problemi di ricerca più critici della variabilità solare e il suo impatto sulla società umana. Questo workshop ha offerto l'opportunità di rivedere lo stato attuale della nostra comprensione dell'influenza solare sull'eliospazio, identificare nuove promettenti linee di ricerca e fornire un luogo per identificare potenziali percorsi per la cooperazione internazionale. Il programma scientifico del workshop era in linea con tutti gli obiettivi del programma ILWS.

Le deliberazioni del workshop hanno avuto sessioni programmatiche, sessioni plenarie, sessioni di gruppi di lavoro e sessioni poster. Le sessioni plenarie consistevano in documenti di revisione che mettevano in evidenza i problemi attuali nella comprensione dei processi fisici dal Sole ai confini del sistema solare. Le sessioni del gruppo di lavoro hanno avuto discussioni più intense su temi specifici basati sulle discipline tradizionali della fisica solare-terrestre: (1) eliosfera solare, (2) magnetosfera e (3) ionosfera-termosfera mesosfera. Le sessioni plenarie hanno incluso anche discussioni sugli aspetti interdisciplinari delle questioni sollevate nei gruppi di lavoro. Infine, c'è stata una tavola rotonda sulle future collaborazioni tra i membri della comunità scientifica di diversi paesi.

I documenti raccolti in questo volume rappresentano un sottoinsieme dei documenti presentati nel workshop che servono come registrazione degli atti del workshop. I documenti di revisione saranno utili ai ricercatori sulla fisica solare-terrestre per ottenere un rapido aggiornamento delle questioni attuali. I contributi presentati presentano lavori di ricerca originali. Le sintesi delle tre sessioni del gruppo di lavoro sono incluse anche nel materiale frontale per servire da introduzione ai documenti inclusi in questo volume. È inclusa anche una sintesi della tavola rotonda sulle future collaborazioni.

Sono rappresentati articoli che trattano tutti gli aspetti della fisica solare ed eliosferica: eliosismologia, atmosfera solare, eruzioni solari (espulsioni e brillamenti di massa coronale), irraggiamento solare, vento solare e impatto eliosferico. Sono inclusi anche articoli su teoria, modellistica e future missioni spaziali. Gli articoli nella sezione dedicata alla magnetosfera coprono una serie di argomenti tra cui l'accoppiamento del vento solare con la magnetosfera, le fasce di radiazione e le particelle energetiche, le onde e le fluttuazioni e i loro effetti, la relazione tra tempeste e tempeste, modelli e previsioni e nuove missioni. Nella sezione che tratta di ionosfera, termosfera e mesosfera, i documenti discutono una serie di questioni relative agli effetti della variabilità solare su questa regione del geospazio, osservati utilizzando dati satellitari e terrestri, tra cui osservazioni con magnetometro terrestre, studi radiofari di diffusione equatoriale F, e modellazione di alcuni di questi effetti. Vengono inoltre descritte le osservazioni radar della regione della mesosfera inferiore della termosfera e una futura missione per studiare l'accoppiamento dei processi temporali con questa regione, la ionosfera e la magnetosfera.

Questo volume non avrebbe visto la luce senza l'instancabile aiuto fornito da V. Reddy, S. Singh, A. Kakad, B. Veenadhari, BI Panchal (tutti dell'Indian Institute of Geomagnetismo) e S. Petty (Catholic University of America) . Il sostegno finanziario del Dipartimento di Scienza e Tecnologia (India) e del programma Living with a Star della NASA ha consentito a molti importanti scienziati di partecipare al seminario, organizzato dall'Istituto indiano di geomagnetismo. Un ringraziamento speciale va a J. Rumburg per aver creato la grafica della conferenza e il sito web. Infine, gli editori sono molto grati all'eccellente organizzazione della conferenza fatta dal comitato organizzatore locale. Il comitato scientifico organizzatore è stato responsabile della selezione della migliore serie di conferenze e poster, molti dei quali sono stampati qui.

Nat Gopalswamy
NASA Goddard Space Flight Center, Geenbelt, Maryland

Archana Bhattacharyya
Istituto indiano di geomagnetismo, Navi Mumbai India

N. Gopalswamy, S. Yashiro e S. Akiyama
in "Influenza solare sull'eliosfera e sull'ambiente terrestre: recenti progressi e prospettive",
ed. N. Gopalswamy e A. Battacharyya, Quest Publications, Mumbai, p. 79, 2006.

Abstract Questo articolo riassume l'attività solare estrema e le sue implicazioni meteorologiche nello spazio durante la fase di declino del ciclo solare 23: ottobre-novembre 2003 (AR 486), novembre 2004 (AR 696), gennaio 2005 (AR 720) e settembre 2005 ( AR808). Abbiamo compilato e confrontato le proprietà delle eruzioni e delle regioni attive sottostanti. Tutte queste sono regioni super attive, ma la produttività di flare e CME variava in modo significativo. Mentre le CME di tutte le regioni hanno mantenuto il livello di particelle energetiche solari (SEP) a livello di tempesta per diversi giorni, la loro geoefficacia (la capacità di produrre tempeste geomagnetiche) era significativamente diversa, probabilmente a causa della posizione delle eruzioni sul Sole.

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D. F. Webb e N. Gopalswamy
in "Influenza solare sull'eliosfera e sull'ambiente terrestre: recenti progressi e prospettive",
ed. N. Gopalswamy e A. Battacharyya, Quest Publications, Mumbai, p. 71, 2006.

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono una caratteristica chiave delle dinamiche coronali e interplanetarie (IP). Le principali CME iniettano grandi quantità di massa e campi magnetici nell'eliosfera e, se puntate verso la Terra, possono causare grandi tempeste geomagnetiche e provocare shock IP, una fonte chiave di particelle energetiche solari. Gli studi su questo ciclo solare utilizzando gli eccellenti set di dati di SOHO, TRACE, Yohkoh, Wind, ACE e altri veicoli spaziali e strumenti terrestri hanno migliorato la nostra conoscenza delle origini e dello sviluppo iniziale delle CME al Sole e di come influenzano il tempo spaziale alla Terra. Un nuovo esperimento eliosferico, il Solar Mass Ejection Imager, ha completato 3 anni in orbita e ha ottenuto risultati sulla propagazione delle CME attraverso l'eliosfera interna e sulla loro geoefficacia. Esaminiamo le proprietà coronali chiave delle CME, le loro regioni di origine, le loro manifestazioni nel vento solare e la loro geoefficacia. Le CME simili ad Halo sono di particolare interesse per la meteorologia spaziale perché suggeriscono il lancio di una perturbazione geoefficace verso la Terra. Tuttavia, non tutti gli Halo CME sono ugualmente geoefficaci e questa relazione varia durante il ciclo solare. Sebbene le CME siano coinvolte nelle tempeste più grandi in tutte le fasi del ciclo, anche le caratteristiche ricorrenti come le regioni di interazione e i flussi di vento ad alta velocità possono essere geoefficaci.

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J. M. Davila, N. Gopalswamy e B. J. Thompson
in "Influenza solare sull'eliosfera e sull'ambiente terrestre: recenti progressi e prospettive",
ed. N. Gopalswamy e A. Battacharyya, Quest Publications, Mumbai, p. 231, 2006.

Abstract L'Anno Geofisico Internazionale (IGY) del 1957, uno sforzo ampio e onnicomprensivo per spingere le frontiere della geofisica, ha portato a un enorme aumento delle conoscenze nella fisica spaziale, nella connessione Sole-Terra, nella scienza planetaria e nell'eliosfera in generale . Ora, 50 anni dopo, abbiamo l'opportunità unica di far progredire la nostra conoscenza dell'eliosfera globale e della sua interazione con i corpi planetari e il mezzo interstellare attraverso l'Anno eliofisico internazionale (IHY) nel 2007. Questo sarà uno sforzo internazionale, che solleverà consapevolezza pubblica della fisica spaziale.

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Eruzioni solari e particelle energetiche, ed. N. Gopalswamy, R. Mewaldt e J. Torsti,
Geophysical Monograph Series 165, American Geophysical Union, p. ix, 2006, doi: 10.1029/165GM01

La ricerca negli ultimi tre decenni identifica le espulsioni di massa coronale (CME) come gli eventi più energetici nell'eliosfera. Sebbene gli studi sugli eventi delle particelle energetiche solari (SEP) e sui lampi radio non termici abbiano una storia più lunga, la stretta connessione tra CME e particelle energetiche è diventata molto più chiara grazie alla grande flotta di veicoli spaziali che osservano questi fenomeni dalla metà degli anni '90. In effetti, comprendere le forme più violente di eruzioni solari - CME, brillamenti e SEP - è di fondamentale importanza per la fisica coinvolta e la nostra capacità di prevedere e mitigare episodi di disturbo meteorologico spaziale. Le domande, ovviamente, rimangono: non comprendiamo appieno come vengono accelerati CME e SEP, ma sappiamo che influenzano la meteorologia spaziale in diversi modi significativi. Il plasma magnetizzato delle CME colpisce la magnetosfera terrestre, causando grandi tempeste geomagnetiche. Le CME energetiche generano anche shock che accelerano gli elettroni (osservati come radio burst di tipo II) e gli ioni (rilevati da strumenti spaziali). I SEP ionizzano l'atmosfera superiore, interrompendo le comunicazioni, guidando la chimica atmosferica, mentre presentano un rischio di radiazioni per gli esseri umani e l'hardware nello spazio.

Questo volume esamina ampie osservazioni di eruzioni solari e SEP da strumenti a bordo di una serie di veicoli spaziali, tra cui l'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO), il vento, l'Advanced Composition Explorer (ACE), il Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), e la regione di transizione e l'esploratore coronale (TRACE). Coronografi altamente sensibili a bordo di CME image SOHO con una sensibilità senza precedenti. Diverse migliaia di CME sono state osservate, misurate e catalogate per l'attuale ciclo solare, ma solo l'1% circa di queste è associato a SEP. Gli strumenti radio sulla navicella spaziale Wind ottengono le firme degli elettroni energetici solari iniettati nell'eliosfera entro pochi minuti dal loro rilascio vicino al Sole e tracciano anche gli shock MHD guidati dai CME. La maggior parte degli strumenti spaziali rileva i SEP in situ e ne misura la composizione elementare, ionica e isotopica. Pertanto, è diventato possibile collegare l'evoluzione degli eventi SEP agli shock causati dalla CME mentre si propagano dal Sole al geospazio e oltre. All'inizio del 2002, RHESSI ha iniziato a integrare queste osservazioni con l'imaging ad alta risoluzione di raggi X e raggi gamma provenienti da brillamenti associati a questi eventi. Queste osservazioni multi-veicolo spaziale, multi-strumento e multi-lunghezza d'onda hanno sollevato domande più mirate sull'origine, l'accelerazione e la propagazione interplanetaria dei SEP. Questo volume registra i progressi compiuti nella comprensione delle eruzioni solari con conseguenze significative nell'eliosfera.

Il volume è organizzato in cinque aree tematiche, con una rassegna introduttiva dello sviluppo iniziale e dello stato attuale della CME e degli studi sulle particelle energetiche. Le aree tematiche includono: CME, SEP, connessione ai brillamenti, fenomeni associati e meteorologia spaziale. Le revisioni approfondite sulle eruzioni solari e sulle particelle energetiche contengono anche studi osservazionali, discussioni sugli sviluppi teorici e risultati di modellizzazione. Gli articoli sui fenomeni associati trattano di razzi, esplosioni radio di tipo II e onde d'urto. Dopo aver considerato la propagazione interplanetaria delle CME e delle particelle energetiche, vengono discusse le implicazioni del tempo spaziale, compreso l'arrivo di particelle energetiche nel geospazio e il loro impatto sulle fasce di radiazione della Terra. I documenti di revisione coprono tutti gli aspetti importanti delle CME e delle particelle energetiche, rendendo il volume in gran parte autonomo.

La maggior parte degli articoli in questo volume sono stati presentati ad una conferenza AGU Chapman, intitolata "Solar Energetic Plasmas and Particles", tenutasi presso l'Università di Turku, Finlandia, dal 2 al 6 agosto 2004. Sono stati richiesti diversi articoli aggiuntivi per realizzare il volume come completare un sondaggio sull'argomento il più possibile. Due esperti hanno fornito una revisione paritaria per ogni documento. Gli editori apprezzano le recensioni costruttive e tempestive di molti membri del meteorologo spaziale internazionale e di Living with a Star, comunità che hanno notevolmente migliorato la qualità di questo volume. Infine, i redattori sono molto grati per l'eccellente organizzazione della conferenza realizzata dal comitato organizzatore locale guidato da Eino Valtonen dell'Università di Turku.

Nat Gopalswamy
NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland

Richard Mewaldt
California Institute of Technology, Pasadena, California

Jarmo Torsti
Università di Turku, Turku, Finlandia

N. Gopalswamy, R. Mewaldt e J. Torsti
in Eruzioni solari e particelle energetiche, ed. N. Gopalswamy, R. Mewaldt e J. Torsti,
Geophysical Monograph Series 165, American Geophysical Union, pp. 1-5, 2006, doi: 10.1029/165GM012

Riassunto Questo articolo introduttivo mette in luce questioni attuali riguardanti due fenomeni correlati che coinvolgono l'emissione di massa dal sole: le eruzioni solari e le particelle energetiche solari. Viene fornito un breve schema dei capitoli che indica come vengono affrontati i temi attuali nella monografia. Le sezioni di questa introduzione raggruppano approssimativamente i capitoli che trattano di espulsioni di massa coronale (CME), particelle energetiche solari (SEP), shock e meteorologia spaziale. Le osservazioni conclusive includono un breve riassunto delle questioni in sospeso che guidano la ricerca attuale e futura su CME e SEP.

Schwenn, R. Raymond, JC Alexander, D. Ciaravella, A. Gopalswamy, N. Howard, R. Hudson, H. Kaufmann, P. Klassen, A. Maia, D. Munoz-Martinez, G. Pick, M. Reiner , M. Srivastava, N. Tripathi, D. Vourlidas, A. Wang, Y.-M. Zhang, J.
Recensioni di scienze spaziali, Volume 123, Numero 1-3, pp. 127-176, 2006

Le CME astratte sono state osservate per oltre 30 anni con un'ampia varietà di strumenti. È ora possibile ricavare informazioni dettagliate e quantitative su morfologia, velocità, accelerazione e massa della CME. Nei raggi X si osservano razzi associati a CME e si osservano anche diverse firme radio. Gli spettri ottici e UV delle CME sia sul disco che all'arto forniscono velocità lungo la linea di vista e diagnostica per temperatura, densità e composizione. Dalla grande quantità di dati cerchiamo di sintetizzare lo stato attuale delle conoscenze sulle proprietà delle CME, insieme ad alcune specifiche caratteristiche osservate che illuminano i processi fisici che si verificano durante l'eruzione delle CME. Questi includono le comuni strutture in tre parti delle CME, che sono generalmente attribuite a materiale compresso sul bordo d'attacco, una bolla magnetica a bassa densità e un gas di prominenza denso. Si vedono segni di onde d'urto, ma la posizione di questi shock rispetto alle altre strutture e il tasso di occorrenza alle altezze in cui vengono prodotte le particelle energetiche solari rimane controverso. Anche le relazioni tra CME, onde di Moreton, onde EIT e dimming EUV sono nebulose. La stretta connessione tra CME e brillamenti suggerisce che la riconnessione magnetica svolge un ruolo importante nell'eruzione e nell'evoluzione della CME. Discutiamo le prove per la riconnessione nei fogli attuali da osservazioni di luce bianca, raggi X, radio e UV. Infine, riassumiamo i requisiti per la futura strumentazione che potrebbe rispondere alle domande in sospeso e le opportunità che i nuovi osservatori spaziali e terrestri forniranno in futuro.

Riley, Pete Schatzman, C. Cane, H. V. Richardson, I. G. Gopalswamy, N.
The Astrophysical Journal, Volume 647, Issue 1, pp. 648-653, 2006

Abstract Confrontiamo i tassi di espulsioni di massa coronale (CME) come dedotti da osservazioni solari remote e CME interplanetari (ICME) come dedotti da osservazioni in situ sia a 1 AU che a Ulysses dal 1996 al 2004. Distinguiamo anche tra quegli ICME che contengono nuvola magnetica (MC) e quelli che non lo fanno. Mentre i tassi di CME e ICME si seguono bene a vicenda al minimo solare, divergono significativamente all'inizio del 1998, durante la fase ascendente del ciclo solare, con le osservazioni solari remote che producono circa 20 volte più eventi di quelli osservati a 1 UA. Questa divergenza persiste fino al 2004. Una divergenza simile si verifica tra MC e ICME non MC. Sosteniamo che queste divergenze siano dovute alla nascita di regioni attive di media latitudine, che sono i siti di una popolazione distinta di CME, solo parzialmente intercettata dalla Terra, e presentiamo un semplice argomento geometrico che mostra che i tassi CME e ICME sono coerenti con uno un altro. Riconosciamo anche i contributi di (1) un aumento del tasso di CME ad alta latitudine e (2) gli effetti di focalizzazione del campo solare globale. Mentre la nostra analisi, insieme ai risultati della modellazione numerica, supporta generalmente l'interpretazione che se si osserva un MC all'interno di un ICME è sensibile alla traiettoria del veicolo spaziale attraverso l'ICME (cioè un effetto di selezione osservativa), un risultato lo contraddice direttamente. Nello specifico, non troviamo alcun offset sistematico tra l'origine latitudinale degli ICME che contengono MC a 1 AU nel piano dell'eclittica e quella di quelli che non lo contengono.

Lara, Alejandro Gopalswamy, Nat Xie, Hong Mendoza-Torres, Eduardo Perez-Eriquez, Roman Michalek, Gregory
Journal of Geophysical Research, Volume 111, Issue A6, CiteID A06107, 2006

Abstract Abstract Abbiamo rivisitato le proprietà delle ampie espulsioni di massa coronale (CME) chiamate Halo CME. Utilizzando l'ampio set di dati CME LASCO/SOHO, dal 1996 al 2004, abbiamo esaminato le proprietà statistiche delle CME con alone (parziale e completo) e le abbiamo confrontate con le stesse proprietà delle CME con larghezza "normale" (inferiore a 120 gradi). Abbiamo scoperto che le CME halo hanno proprietà diverse dalle CME "normali", che non possono essere spiegate semplicemente dall'attuale interpretazione geometrica che sono viste come aloni perché viaggiano nella direzione del Sole Terra. Abbiamo scoperto che la distribuzione della larghezza CME è formata da, almeno, tre diverse popolazioni: Due gaussiane: una distribuzione stretta e una media centrata a

38 gradi, rispettivamente, la popolazione stretta corrisponde molto probabilmente alle larghezze osservate ``vere'', mentre la popolazione di larghezza media è il prodotto degli effetti di proiezione. La terza distribuzione corrisponde a CME più ampie (80 gradi di sorgenti solari di eventi di particelle energetiche solari impulsive e la loro connessione del campo magnetico con la Terra

Nitta, Nariaki V. Reames, Donald V. DeRosa, Marc L. Liu, Yang Yashiro, Seiji Gopalswamy, Natchimuthuk
The Astrophysical Journal, Volume 650, Issue 1, pp. 438-450, 2006

Abstract Questo articolo indaga l'origine solare degli eventi impulsivi di particelle energetiche solari (SEP), spesso indicati come brillamenti ricchi di 3He, tentando di localizzare le regioni di origine di 117 eventi osservati a

2-3 MeV/amu. Date le grandi incertezze su quando sono stati iniettati ioni a queste energie, utilizziamo lampi radio di tipo III che si verificano entro una finestra di tempo di 5 ore prima dell'inizio degli ioni osservati e cerchiamo nelle immagini EUV e a raggi X dell'intero disco per schiarimenti intorno ai tempi delle esplosioni di tipo III. In questo modo troviamo le sorgenti solari in 69 eventi. Le immagini EUV ad alta cadenza spesso rivelano un getto nella regione sorgente poco dopo l'esplosione di tipo III.Studiamo anche le connessioni del campo magnetico tra la Terra e le sorgenti solari di eventi SEP impulsivi come sopra identificato, combinando il modello di superficie della sorgente di campo potenziale (PFSS) per il campo coronale e la spirale di Parker per il campo magnetico interplanetario. Troviamo linee di campo aperto dentro e intorno

80% delle regioni di origine. Ma solo in

Nel 40% dei casi, possiamo trovare linee di campo che sono sia vicine alla regione di origine sulla fotosfera che alle coordinate della spirale di Parker sulla superficie della sorgente, suggerendo difficoltà nella comprensione del campo magnetico Sole-Terra con le osservazioni disponibili attualmente e in prossimo futuro.

Aguilar-Rodriguez, E. Blanco-Cano, X. Gopalswamy, N.
Progressi nella ricerca spaziale, volume 38, numero 3, p. 522-527, 2006

Abstract Studiamo la struttura magnetica e il rapporto di stato di carica delle espulsioni di massa coronale interplanetaria (ICME) osservate da ACE e veicoli spaziali Wind. Le misurazioni delle abbondanze e del rapporto di stato di carica degli ioni pesanti (ad es. O7+/O6+, C6+/C5+ e Mg10+/O6+) nel plasma e nella struttura del campo magnetico sono importanti traccianti per le condizioni e i processi fisici nelle regioni di origine degli ICME. Abbiamo utilizzato i dati di composizione ionica (da ACE), plasma (da Wind) e campo magnetico (da Wind e ACE) dal 1998 al 2002. Utilizzando il criterio della bassa temperatura protonica, una firma comune del plasma degli ICME, abbiamo identificato 154 eventi che includono eventi magnetici cloud, ejecta non cloud e ICME complessi. Quest'ultimo si riferisce a eventi composti risultanti dal sorpasso di ICME successivi che possono includere sia nuvole magnetiche che ejecta non nuvolosi. Troviamo che esiste una stretta relazione tra l'aumento del fattore di ionizzazione dello stato di carica e la struttura magnetica degli ICME. Gli eventi con topologia a nuvola magnetica mostrano rapporti di stato di carica QeQ più elevati rispetto a quelli con struttura a nuvola non magnetica. Tuttavia, sia gli eventi di nubi magnetiche che quelli non nuvolosi mostrano un aumento di questi rapporti rispetto al vento solare ambientale. Al contrario, forse a causa di effetti strumentali, il rapporto di stato di carica Q per tutti gli eventi non mostra un reale miglioramento rispetto al vento solare ambientale. La differenza negli stati di ionizzazione tra ejecta non nuvolosa e nubi magnetiche è più pronunciata nel vento solare veloce rispetto a quando gli eventi sono incorporati nel vento lento.

Wu, C. C. Lepping, R. P. Gopalswamy, N.
Solar Physics, Volume 239, Issue 1-2, pp. 449-460, 2006.

Riassunto Durante il ciclo solare 23, 82 nuvole magnetiche interplanetarie (MC) sono state identificate dal team Magnetic Field Investigation (MFI) utilizzando Wind (1995 - 2003) dati sul plasma del vento solare e sul campo magnetico dal minimo solare fino al massimo del ciclo 23. La media il tasso di occorrenza è di 9,5 MC all'anno per il periodo complessivo. Si è scoperto che alcune delle anomalie nella frequenza di occorrenza erano durante la prima parte del ciclo solare 23: (i) sono stati osservati solo quattro MC nel 1999 e (ii) è stato osservato un numero insolitamente elevato di MC (17 eventi) nel 1997, subito dopo il minimo solare. Discutiamo anche della relazione tra MC, espulsioni di massa coronale (CME) e tempeste geomagnetiche. Nel periodo 1996 - 2003, SOHO-LASCO ha osservato quasi 8000 ECM. La frequenza di occorrenza di MC sembra non essere correlata né alla presenza di CME osservata da SOHO LASCO né al numero di macchie solari. Quando abbiamo incluso "strutture magnetiche simili a nuvole" (MCL, definite da Lepping, Wu e Berdichevsky, 2005), abbiamo scoperto che l'occorrenza dell'insieme articolare (MC + MCL) è correlata sia al numero di macchie solari che al tasso di occorrenza di ECM. La durata media delle strutture MCL è

40% più corto di quello delle MC. I MC sono in genere più geoefficaci dei MCL, perché la componente media del campo verso sud è generalmente più forte e più duratura nei MC che nei MCL. Inoltre, le tempeste più gravi causate da MC/MCL con Dstmin &le 100 nT si è verificato nel periodo solare attivo.

N. Gopalswamy
in "Eventi Solari Estremi: Scienze Fondamentali e Aspetti Applicati" ed. A. Chilingarian e G. Karapetyan, Cosmic Ray Division, Alikhanyan Physics Institute, Yerevan, pp. 20-24, 2006

C'era un'alta concentrazione di espulsioni di massa coronale (CME), brillamenti di raggi X molli di classe X, eventi di particelle energetiche solari (SEP) e shock interplanetari osservati durante l'episodio alla fine di ottobre e all'inizio di novembre 2003. I CME sono stati molto energici e le conseguenze sono state anche insolitamente intense. Queste proprietà estreme erano commisurate alla dimensione e all'energia delle regioni attive associate. Questo studio suggerisce che la velocità delle CME potrebbe non essere molto superiore a

3000 km/s, coerente con la grande energia libera disponibile nelle regioni attive associate. Le osservazioni indicano che le CME potrebbero non avere velocità molto superiori a

3000 km/s il che implica che i tempi di viaggio Sole-Terra degli shock guidati da CME non possono essere inferiori a

0,5 giorni. Alcuni dei CME erano sia geoefficaci che SEPefficaci, che sono i più importanti dal punto di vista della meteorologia spaziale.

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Abstract Abbiamo studiato le distribuzioni di frequenza dei brillamenti con e senza espulsioni di massa coronale (CME) in funzione dei parametri di flare (flusso di picco, fluenza e durata dei bagliori di raggi X molli). Abbiamo usato CME osservati dal Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) a bordo della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) e brillamenti di raggi X morbidi (C3.2 e superiori) osservati dai satelliti GOES dal 1996 al 2005. Abbiamo trovato che le distribuzioni obbediscono a una legge di potenza della forma: dN/dX&propX -&alpha , dove X è un parametro flare e dN è il numero di eventi registrati nell'intervallo [X, X+dX]. Per i flare con (senza) CME, abbiamo ottenuto l'indice di legge di potenza &alfa=1.98±0.05 (&alfa=2.52±0.03) per il flusso di picco, &alfa=1.79±0.05 (&alfa=2.47±0.11) per la fluenza, e &alfa=2,49±0,11 (&alfa=3.22±0.15) per la durata. Gli indici della legge di potenza per i flare senza CME sono più ripidi di quelli per i flare con CME. L'indice di legge di potenza più ampio per i flare senza CME supporta la possibilità che i nanoflare contribuiscano al riscaldamento coronale.

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N. Gopalswamy, Z. Mikic, D. Maia, D. Alexander, H. Cremades, P. Kaufmann, D. Tripathi e Y.-M. Wang
Space Science Reviews, Volume 123, Issue 1-3, pp. 303-339, 2006

Riassunto Il fenomeno dell'espulsione di massa coronale (CME) si verifica in regioni di campo magnetico chiuso sul Sole come regioni attive, regioni di filamenti, regioni di interconnessione transequatoriale e complessi che coinvolgono una combinazione di questi. Questo capitolo descrive le attuali conoscenze su queste strutture a campo chiuso e come portano a CME. Dopo aver descritto le strutture magnetiche specifiche osservate nella regione di origine della CME, confrontiamo le sottostrutture delle CME con quanto osservato prima dell'eruzione. L'evoluzione delle strutture magnetiche chiuse in risposta a vari moti fotosferici su diverse scale temporali (convezione, rotazione differenziale, circolazione meridionale) porta in qualche modo all'eruzione. Descriviamo questa evoluzione pre-eruzione e tentiamo di collegarli alle caratteristiche osservate delle CME. Le firme energetiche su piccola scala sotto forma di accelerazione di elettroni (significata da raffiche radio non termiche a lunghezze d'onda metriche) e riscaldamento del plasma (osservato come schiarimento compatto di raggi X molli) possono essere indicative di CME imminenti. Esaminiamo questi rilasci di energia pre-eruttive utilizzando osservazioni prese prima e durante l'eruzione di diverse CME. Infine, discutiamo come le osservazioni possono essere convertite in utili input per modelli numerici che possono descrivere l'inizio del CME.

Gopalswamy, Nat Akiyama, Sachiko Yashiro, Seiji Kasper, J.
Geofisi. Ris. Lett., vol. 33, n. 11, L11108

Abstract Recentemente, Howard e Tappin [2005] (di seguito denominati HT) hanno riferito di una serie di 7 shock interplanetari (IP), apparentemente non collegati ad alcuna attività rilevabile di espulsione di massa coronale (CME) lungo la linea Sole-Terra e hanno concluso che non c'erano prove per associare 6 di loro con regioni di interazione corotante (CIR) erano incerti su un evento. Sulla base di questi risultati, HT ha avanzato una proposta secondo cui i 6 shock erano associati a "strutture magnetiche in eruzione" o EMS e che gli EMS piuttosto che i CIR sono la causa dominante degli shock IP che non possono essere associati agli Halo CME. La nostra analisi di questi eventi non è d'accordo con queste conclusioni per i seguenti motivi: (1) la missione del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ha avuto una lacuna di dati per un evento, e (23 ottobre 1998), quindi l'associazione CME non poteva essere controllato (2) gli shock del 18 maggio 1999 e del 23 dicembre 2001 erano probabilmente correlati al CIR (3) i restanti 4 shock erano correlati al CME, due (7 aprile 1998 e 9 novembre 2002) riportati nella letteratura pubblicata [Manoharan et al. , 2004] e gli altri due (entrambi del 23 agosto 1999) sono stati associati a due CME successive della stessa regione espulse dalla linea Sole-Terra.

MacDowall, R.J. Gopalswamy, N. Kaiser, M.L. Bale, SD Demaio, L.D. Hewitt J.N. Kasper, J.C. Lazarus, A.J. Howard, R.E. Jones, D.L. Reiner, M.J. Weiler, K.W.
in Da Clark Lake all'array di lunghezze d'onda lunghe: Radio Science di Bill Erickson, ASP Conference Series, vol. 345, ed.: Kassim, Namir E. Perez, Mario R. Junor, William Henning, Patricia A., p. 476, 2006

Abstract Solar Imaging Radio Array (SIRA) è un concetto di missione per l'imaging interferometrico spaziale di emissioni radio solari e interplanetarie a frequenze inferiori al limite ionosferico terrestre. Osservando in una gamma di frequenze di

Da 30 kHz a 15 MHz, SIRA osserverà l'emissione radio da shock guidati da espulsioni di massa coronale veloci (CME). Le emissioni radio consentono di tracciare i confini principali delle CME da

2 Rs a 1 AU. Quando una CME colpisce la magnetosfera terrestre, la risposta dinamica verrà visualizzata alla luce delle emissioni radio magnetosferiche, come la radiazione chilometrica aurorale (AKR), diffusa su gradienti di densità magnetosferica. La possibilità a breve termine per una missione SIRA si basa su una missione di classe MIDEX della NASA, costituita da un'unica costellazione di

16 microsat posizionati quasi casualmente su un guscio sferico di

10 km di diametro. Tale missione è il logico passo successivo nelle osservazioni radio solari dallo spazio, oltre a fornire una capacità unica di previsione del tempo spaziale per la NASA Exploration Initiative. SIRA svolgerà anche un ruolo prezioso come pioniere per missioni di costellazione e interferometria più complesse.

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Tomoko Nakagawa, Nat Gopalswamy e Seiji Yashiro
J. Geophys. Res., 111, A01108, doi:10.1029/2005JA011249, 2006

Abstract Una stima della velocità del vento solare in prossimità del Sole viene effettuata utilizzando la velocità e l'accelerazione iniziali delle espulsioni di massa coronale (CME) che sono apparse vicino al lembo solare. È stata trovata una relazione lineare tra l'accelerazione iniziale e la velocità delle CME dell'arto. Sembra che una forza di trascinamento agisca sulle CME, a seconda della differenza di velocità tra le CME e il plasma ambientale. La velocità del vento solare ambientale entro 20 raggi solari stimati dalle CME a bassa latitudine nel periodo 1998-2003 variava da 100 a 700 km/s, mentre la velocità del vento solare misurata a 1 AU variava da 300 a 700 km/s. Le velocità stimate del vento solare nelle vicinanze del Sole a volte concordavano con le misurazioni simultanee in situ a 1 UA, ma in altri periodi erano più lente delle velocità misurate a 1 UA. Si suggerisce che la maggior parte delle volte il vento solare a bassa latitudine completa l'accelerazione entro 20 raggi solari, ma occasionalmente è presente un'accelerazione aggiuntiva oltre i 20 raggi solari.

N. Gopalswamy
in "Eruzioni Solari e Particelle Energetiche", Monografia Geofisica 165, ed. N. Gopalswamy, R. Mewaldt e J. Torsti, pp. 207-220, doi:10.1029/165GM20, 2006.

Abstract La disponibilità simultanea di dati sulla luce bianca sulle CME dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) e dati radio sulle onde d'urto dall'esperimento Radio and Plasma Wave a bordo della navicella spaziale Wind negli ultimi dieci anni hanno aiutato a fare rapidi progressi in comprendere gli shock causati dalla CME. Rivedo alcuni recenti sviluppi nella relazione di tipo II - CME, concentrandomi sulle proprietà delle CME come shock driver e su quelle del mezzo che sostiene la propagazione degli shock. Discuto anche la variazione del ciclo solare dei burst di tipo II rispetto ad altri fenomeni eruttivi come CME, brillamenti, grandi eventi di particelle energetiche solari e shock rilevati in situ. La relazione gerarchica trovata tra l'energia cinetica CME e la gamma di lunghezze d'onda dei burst radio di tipo II, l'inesistenza di burst di tipo II senza CME e la spiegazione delle proprietà dei burst di tipo II in termini di propagazione degli urti con un profilo realistico della modalità veloce la velocità suggerisce che gli shock sottostanti sono guidati da CME, indipendentemente dal dominio della lunghezza d'onda. Un tale approccio unificato fornisce una comprensione elegante dell'intero fenomeno di tipo II (coronale e interplanetario). Lo scenario dell'onda d'urto rimane un'ipotesi alternativa per esplosioni di tipo II solo su un piccolo dominio spaziale (entro un raggio solare sopra la superficie solare) che non è accessibile all'osservazione in situ. Pertanto l'esistenza di onde esplosive non può essere direttamente confermata. Le CME, d'altra parte, possono essere telerilevate da questo dominio.

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N. Gopalswamy
J. Astrofisica. Astron., 27, 243-254, 2006.

Riassunto Riassumo le proprietà statistiche, fisiche e morfologiche delle espulsioni di massa coronale (CME) del ciclo solare 23, come osservato dalla missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). I dati SOHO sono di gran lunga i dati più estesi, che hanno permesso di stabilire pienamente le proprietà delle CME come un fenomeno della massima importanza per la connessione Sole-Eath e per l'eliosfera. Discuto anche di vari sottoinsiemi di CME che sono di primaria importanza per l'impatto sulla Terra.

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N. Gopalswamy, B. Fleck e J. B. Gurman
Atti della Conferenza Regionale dell'Asia Pacifico della IAA "BRINGING SPACE BENEFITS TO THE ASIA REGION" Editori: Mukund RAO & RLN MURTHY, ATRONAUTICAL SOCIETY OF INDIA, BANGALORE, INDIA, 2005

Riassunto Vengono discussi i principali risultati scientifici relativi alle espulsioni di massa coronale (CME) osservati dalla missione dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). Dopo una breve descrizione delle proprietà generali delle CME, viene discussa la loro relazione con le tempeste geomagnetiche, le particelle energetiche solari e i lampi radio. Vengono discussi anche gli shock guidati da CME e la loro interazione con altri CME.

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N. Gopalswamy
EOS 80, n. 50, 525, 2005

H. Xie, N. Gopalswamy, P.K. Manoharan, A. Lara, S. Yashiro e S. Lepri
Journal of Geophysical Research, Vol 111, Issue A1 Cite ID A01103.

Le espulsioni di massa coronale (CME) sono importanti eventi solari noti per causare grandi tempeste geomagnetiche (Dst Type II Radio Bursts ed Energetic Solar Eruptions

N. Gopalswamy, E. Aguilar-Rodriguez, S. Yashiro, S. Nunes, M. L. Kaiser e R. A. Howard
JGR, vol. 110, n. A12, A12S07, doi:10.1029/2005JA011158, 2005

Riassunto Riportiamo uno studio sui lampi radio di tipo II dall'esperimento Wind/WAVES in combinazione con i dati di espulsione di massa coronale a luce bianca (CME) dall'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). I burst di tipo II qui considerati hanno componenti di emissione in tutti i domini spettrali: metrico, decametro-ettometrico (DH) e chilometrico (km), quindi li chiamiamo burst di tipo II da m a km. Le CME associate ai lampi di tipo II da m a km erano più energiche di quelle associate ai lampi in qualsiasi singolo regime di lunghezza d'onda. I CME associati ai burst di tipo II confinati al dominio metrico erano più energetici (più ampi e veloci) rispetto alla popolazione generale dei CME ma meno energetici dei CME associati ai burst di DH di tipo II. Pertanto, l'energia cinetica CME sembra organizzare il tempo di vita dei burst di tipo II. Contrariamente ai risultati precedenti, la frequenza iniziale dei lampi metrici di tipo II con controparti interplanetarie non sembra essere diversa da quella dei lampi di tipo II senza controparti interplanetarie. Abbiamo anche verificato questo dimostrando che l'altezza media CME al momento dell'inizio dei burst di tipo II è la stessa per le due popolazioni metriche. La maggior parte (78%) del tipo da m a km era associata a eventi di particelle energetiche solari. Le sorgenti solari della piccola frazione di esplosioni di tipo II da m a km senza associazione SEP erano scarsamente collegate all'osservatore vicino alla Terra. Infine, abbiamo scoperto che le esplosioni di tipo II da m a km sono associate a razzi più grandi rispetto alle esplosioni di tipo II con m-arto.

S. Yashiro, N. Gopalswamy, S. Akiyama, G. Michalek e R. A. Howard
JGR, vol. 110, n. A12, A12S05, doi:10.1029/2005JA011151, 2005

Riassunto Riportiamo la visibilità (efficienza di rilevamento) delle espulsioni di massa coronale (CME) del Coronagrafo spettrometrico ad ampio angolo (LASCO) a bordo dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). Abbiamo raccolto 1301 eventi di brillamento di raggi X (sopra il livello C3) rilevati dal satellite GOES ed esaminato le loro associazioni CME utilizzando i dati dei coronografi LASCO. La visibilità CME è stata esaminata utilizzando la variazione longitudinale dell'associazione CME di razzi di raggi X, partendo dal presupposto che tutti i CME associati ai razzi degli arti siano rilevabili da LASCO. I nostri risultati sono: (1) il tasso di associazione CME chiaramente aumentato con la dimensione del flare dei raggi X dal 20% per i flare di classe C (tra i livelli C3 e C9) al 100% per i flare enormi (oltre il livello X3), (2) tutti Le CME associate a razzi di classe X sono state rilevate dai coronografi LASCO mentre metà (25-67%) delle CME associate a razzi di classe C erano invisibili. Abbiamo esaminato le proprietà statistiche delle CME associate al flare e le abbiamo confrontate per dimensione e longitudine del flare. I CME associati ai brillamenti di classe X erano significativamente più veloci (mediana 1556 km/s) e più larghi (mediana 244 gradi) di quelli dei CME associati ai brillamenti di classe C a disco (432 km/s, 68 gradi). Concludiamo che tutte le CME veloci e larghe sono rilevabili da LASCO, ma le CME lente e strette potrebbero non essere visibili quando le CME provengono dal centro del disco.

E. Aguilar-Rodriguez, N. Gopalswamy, R. MacDowall, S. Yashiro e M. L. Kaiser
JGR, vol. 110, n. A12, A12S08, doi:10.1029/2005JA011171, 2005

Abstract Presentiamo uno studio sulle proprietà spettrali dei lampi radio interplanetari di tipo II osservati dall'esperimento Radio and Plasma Wave (WAVES) a bordo della navicella spaziale Wind. Abbiamo studiato la larghezza di banda relativa dei lampi radio di tipo II osservati da WAVES dal 1997 al 2003. Abbiamo ottenuto tre serie di eventi, basati sul dominio della frequenza di occorrenza: 109 eventi nel dominio della bassa frequenza (da 30 KHz a 1000 kHz, rilevato dal ricevitore RAD1), 216 eventi nel dominio ad alta frequenza (1-14 MHz, osservato dal ricevitore RAD2) e 73 eventi che hanno attraversato entrambi i domini (RAD1 e RAD2).I risultati statistici mostrano che il rapporto medio larghezza di banda/frequenza (BFR) era 0,28 N' 0,15, 0,26 N' 0,16 e 0,32 N' 0,15 rispettivamente per RAD1, RAD2 e RAD1+RAD2. Abbiamo confrontato i nostri risultati con quelli ottenuti per i burst ISEE-3 di tipo II e abbiamo riscontrato una differenza nel BFR medio, che sembra essere dovuto ad un effetto di selezione. Il BFR dei burst WAVES di tipo II è simile a quello dei burst metrici di tipo II riportato in lavori pubblicati. Ciò suggerisce che il BFR è una caratteristica universale, indipendentemente dal dominio spettrale. Infine, abbiamo anche studiato l'evoluzione del BFR con la distanza eliocentrica utilizzando l'osservazione a luce bianca delle espulsioni di massa coronale associate. Abbiamo scoperto che il BFR rimane approssimativamente costante nel campo di vista di SOHO/LASCO (cioè da 2,1 a 32 raggi solari), mentre la larghezza di banda stessa diminuisce.

N. Gopalswamy, H. Xie, S. Yashiro, I. Usoskin
in atti della 29a Conferenza Internazionale sui Raggi Cosmici, Pune, 2005

Abstract Studiamo la relazione tra i miglioramenti del livello del suolo (GLE) e le espulsioni di massa coronale (CME). La sonda spaziale Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) ha osservato CME durante 13 dei 14 GLE registrati nel ciclo 23 (ad agosto 2005). I CME associati a GLE rappresentano la popolazione di CME più veloce conosciuta. Tutti i GLE sono stati anche associati a burst metrico di tipo II. Il confronto tra GLE e insorgenza metrica di tipo II suggerisce che gli shock coronali si formano prima che i GLE vengano rilasciati al Sole. Questi risultati sono coerenti con l'accelerazione delle particelle da shock guidati da CME.

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N. Gopalswamy, L. Barbieri, E. W. Cliver, G. Lu, S. P. Plunkett e R. M. Skoug
JGR, vol. 110, n. A9, A09S00, doi:10.1029/2005JA011268, 2005

Riassunto Gli eventi solari-terrestri di fine ottobre e inizio novembre 2003, comunemente indicati come le tempeste di Halloween, rappresentano i migliori casi osservati di attività meteorologica spaziale estrema osservata fino ad oggi e hanno generato ricerche che coprono molteplici aspetti di 9 eruzioni solari e la loro effetti del tempo spaziale. Nel seguente articolo, che funge da abstract per questa ricerca collettiva, presentiamo i punti salienti tratti da 61 dei 74 11 articoli del Journal of Geophysical Research, Geophysical Research Letters e 12 Space Weather che sono collegati in questo numero speciale. (Una panoramica dei 13 13 articoli associati pubblicati in Geophysics Research Letters è fornita nel lavoro di 14 Gopalswamy et al. (2005a)).

N. Gopalswamy, S. Yashiro, Y. Liu, G. Michalek, A. Vourlidas, M. L. Kaiser e R. A. Howard
JGR, vol. 110, n. A9, A09S15, doi:10.1029/2004JA010958, 2005

Riassunto Le violente eruzioni solari verificatesi dal 18 ottobre all'8 novembre 2003 possono essere considerate eventi estremi in termini sia delle loro proprietà di sorgente al Sole che delle loro conseguenze eliosferiche. Le eruzioni sono state accompagnate da intensi brillamenti solari ed espulsioni di massa coronale (CME) di altissima energia. Il plasma, le particelle e le conseguenze elettromagnetiche di questi eventi sono state rilevate da vari strumenti dislocati in tutta l'eliosfera. I disturbi associati a due delle eruzioni sono arrivati ​​sulla Terra in meno di un giorno, fornendo dati di riferimento per scopi meteorologici spaziali. Storicamente, ci sono state solo 13 eruzioni documentate, con la fonte solare della più grande tempesta geomagnetica del ciclo 23

N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, H. Xie, R. P. Lepping e R. A. Howard
GRL, vol. 32, n. 12, L12S09, doi:10.1029/2004GL021639, 2005

Abstract La più grande tempesta geomagnetica del ciclo solare 23 si è verificata il 20 novembre 2003 con un indice Dst di -472 nT, a causa di un'espulsione di massa coronale (CME) dalla regione attiva 0501. La CME vicino al Sole aveva una velocità del cielo di

1660 km/s, ma la nuvola magnetica associata (MC) è arrivata con una velocità di soli 730 km/s. Il MC a 1 AU (osservazioni ACE) aveva un campo magnetico elevato (

56 nT) ed elevata inclinazione rispetto al piano dell'eclittica. La componente verso sud del campo magnetico di MC era costituita quasi interamente dal suo campo assiale a causa della sua chiralità est-sud-ovest (ESW). Suggeriamo che il forte campo assiale rivolto verso sud del MC si sia ricollegato al campo magnetico frontale della Terra, dando luogo alla più grande tempesta del ciclo solare 23.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, S. Krucker e R. A. Howard
nel procedimento del Simposio IAU n. 226, pp. 367-373, 2005

Le grandi particelle energetiche solari (SEP) astratte sono strettamente associate alle espulsioni di massa coronale (CME). La significativa correlazione osservata tra l'intensità di SEP e la velocità di CME è stata considerata come la prova di una connessione così stretta. La recente scoperta che è probabile che gli eventi SEP con precedenti CME ampi abbiano intensità più elevate rispetto a quelli senza è stata attribuita all'interazione degli shock guidati da CME con i CME precedenti o con le loro conseguenze. È anche possibile che l'intensità dei SEP possa essere influenzata anche dalle proprietà della regione della sorgente solare. In questo studio, abbiamo scoperto che l'area della regione attiva non ha alcuna relazione con l'intensità SEP e la velocità CME, supportando così l'importanza dell'interazione CME. Tuttavia, esiste una correlazione significativa tra la dimensione del flare e l'area della regione attiva, che probabilmente riflette la scala spaziale del fenomeno del flare rispetto a quella dello shock guidato da CME.

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B. Vrsnak, D. Rudjak, D. Sudar e N. Gopalswamy
Astronomia e astrofisica, 423, 717-728 (2004)

Viene studiata la cinematica di oltre 5000 espulsioni di massa coronale (CME) misurate nell'intervallo di distanza 2 30 raggi solari. Si trova una distinta anticorrelazione tra l'accelerazione, a, e la velocità, v. In forma lineare, può essere rappresentato come a = k1(v-v0), dove v0 =400 km/s, cioè la maggior parte delle CME più veloci di 400 km/s decelera, mentre quelle più lente generalmente accelerano. Dopo aver raggruppato le CME nei contenitori di larghezza e distanza media, è stato riscontrato che la pendenza k1 dipende da questi due parametri: k1 è minore per CME di larghezza e distanza media maggiori. Inoltre, i sottoinsiemi CME ottenuti mostrano correlazioni di forma quadratica distinte, della forma a = k2(v-v0)|v-v0|. Il valore di k2 diminuisce con l'aumentare della distanza e della larghezza, mentre v0 aumenta con la distanza ed è sistematicamente maggiore della bassa velocità del vento solare di 100-200 km/s. La relazione accelerazione-velocità viene interpretata come conseguenza della resistenza aerodinamica. L'eccesso di v0 sulla velocità del vento solare è spiegato assumendo che in una certa frazione di eventi la forza propulsiva agisca ancora nell'intervallo di distanza considerato. Nella maggior parte degli eventi l'accelerazione della forza propulsiva dedotta a 10 raggi solari varia tra aL =0 e 10 m/s^2, essendo in media più piccola a distanze maggiori. Tuttavia, ci sono anche eventi che mostrano aL >50 m/s^2, così come eventi che indicano aL Associazione di espulsioni di massa coronale e raffiche radio di tipo II con eventi di particelle energetiche solari impulsive

S. Yashiro, N. Gopalswamy, E. W. Cliver, D. V. Reames, M. L. Kaiser e R. A. Howard
nel La missione Solar-B e l'avanguardia della fisica solare, a cura di T. Sakurai e T. Sekii, ASP Conference Series, Vol 325, pp. 401-408, 2004

Riassunto Riportiamo l'associazione di eventi impulsivi di particelle energetiche solari (SEP) con espulsioni di massa coronale (CME) e raffiche radio metriche di tipo II. Abbiamo identificato 38 eventi SEP impulsivi utilizzando lo strumento Wind/EPACT e la loro associazione CME è stata studiata utilizzando i dati a luce bianca di SOHO/LASCO. Abbiamo scoperto che (1) almeno

Il 28-39% degli eventi SEP impulsivi era associato a CME, (2) solo l'8-13% era associato a raffiche radio metriche di tipo II. Le proprietà statistiche delle CME associate sono state studiate e confrontate con quelle delle CME generali e delle CME associate a grandi eventi SEP graduali. I CME associati a eventi SEP impulsivi erano significativamente più lenti (velocità mediana di 613 km/s) e più stretti (49 gradi) rispetto a quelli dei CME associati a grandi eventi SEP graduali (1336 km/s, 360 gradi), ma più veloci del generale CME (408 km/s).

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Abstract Abbiamo studiato le espulsioni di massa coronale (CME) ei brillamenti associati agli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) del ciclo solare 23 (1996-2002) per determinare quale proprietà delle eruzioni solari potrebbe ordinare l'intensità del SEP. Gli eventi SEP sono stati divisi in tre gruppi: (i) eventi in cui il CME primario è stato preceduto da uno o più CME ampi dalla stessa fonte solare, (ii) eventi senza tali CME precedenti e (iii) eventi in cui il CME primario potrebbe aver interagito con uno streamer o con un CME alone nelle vicinanze. Le intensità SEP sono distinte per i gruppi (i) e (ii) sebbene le proprietà CME fossero quasi identiche. Il gruppo (iii) era simile al gruppo (i). I risultati primari di questo studio sono (1) Risultati di intensità SEP più elevati ogni volta che un CME è preceduto da un altro CME ampio dalla stessa regione di origine. (2) La dimensione media del flare era anche maggiore per gli eventi SEP ad alta intensità. (3) L'intensità degli eventi SEP con precedenti CME ha mostrato una correlazione più stretta con la velocità CME. L'entità della dispersione nei grafici velocità CME vs. intensità SEP è stata ridotta quando i vari sottogruppi sono stati considerati separatamente. (4) L'intensità degli elettroni energetici era correlata meglio con la dimensione del bagliore che con la velocità della CME. (5) L'intensità del SEP ha mostrato una scarsa correlazione con la dimensione del flare, ad eccezione degli eventi del gruppo (iii). Poiché solo un terzo degli eventi non ha avuto CME precedenti, concludiamo che la maggior parte delle CME che producono SEP si propaga attraverso il mezzo interplanetario vicino al Sole gravemente disturbato e distorto dalle CME precedenti. Inoltre, le CME precedenti sono in media più veloci e più larghe, quindi possono fornire particelle di semi per gli shock guidati da CME che seguono. Pertanto, concludiamo che le diverse intensità degli eventi SEP nei due gruppi potrebbero non essere risultate a causa delle proprietà intrinseche delle CME. La presenza di CME precedenti sembra essere la caratteristica discriminante degli eventi SEP ad alta e bassa intensità.

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N. Gopalswamy
in "Il Sole e l'Eliosfera come Sistema Integrato", serie ASSL, ed. G. Poletto e S. Suess, KLUWER/Boston, capitolo 8, p. 201, 2004

Abstract Questa è una panoramica delle espulsioni di massa coronale (CME) nell'eliosfera con una tendenza osservativa verso il telerilevamento da parte dei coronografi. Particolare enfasi sarà posta sui risultati della missione del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) che ha prodotto dati CME di alta qualità, uniformi e continui nel tratto più lungo di sempre. Dopo aver riassunto le proprietà morfologiche, fisiche e statistiche delle CME, viene presentata una discussione sui fenomeni ad esse associati. Queste sono le varie manifestazioni di CME osservate a diverse lunghezze d'onda e i fenomeni associati come shock e particelle energetiche solari che forniscono informazioni per costruire un quadro completo delle CME. Vengono presentate le implicazioni delle CME per l'evoluzione del campo magnetico solare globale. Vengono quindi discusse le CME nell'eliosfera, comprese le osservazioni fuori dall'eclittica di Ulisse e la possibilità di un ciclo di 22 anni di modulazione dei raggi cosmici da parte delle CME. Dopo aver delineato alcune delle questioni in sospeso, viene fornita una sintesi del capitolo.

N. Gopalswamy
in Solar and Space Weather Radiophysics, Current Status and Feature Development, serie ASSL, ed. D. Gary e C. Keller, Kluwer, p. 305, 2004

Riassunto Le esplosioni radio non termiche nel mezzo interplanetario indicano l'effetto di vasta portata delle eruzioni solari che iniettano particelle energetiche, plasmi e onde d'urto nell'eliosfera interna. Su questo fenomeno esistono più di mezzo secolo di osservazioni terrestri e successive osservazioni spaziali. In questo articolo, riassumo la comprensione che abbiamo acquisito sui lampi radio di tipo III e di tipo II, che sono indicativi rispettivamente di fasci di elettroni e shock. Le osservazioni nella nuova finestra radio (1-14 MHz) di Wind/WAVES non solo hanno confermato i risultati precedenti, ma hanno anche portato a una serie di nuove scoperte. La disponibilità di osservazioni simultanee di luce bianca (SOHO) e radio (vento) dallo stesso dominio spaziale nel mezzo IP vicino al Sole è in gran parte responsabile di queste scoperte sulla propagazione IP delle CME, quindi questo articolo discute i lampi radio nel contesto del bianco osservazioni leggere. Dopo aver esplorato l'origine delle esplosioni di tipo III normali, complesse e tempestose, discuto le esplosioni di tipo II e la loro relazione con le espulsioni di massa coronale. Infine discuto alcuni dei recenti sviluppi sull'emissione radio IP.

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Abstract Abbiamo studiato 91 shock interplanetari (IP) associati a espulsioni di massa coronale (CME) originati entro circa 30 gradi di longitudine e latitudine dal centro del Sole nel periodo 1997-2002. Questi CME coprono un'ampia gamma di velocità iniziali di circa 120 a 2400 km/s e comprendono anche una popolazione speciale di 25 CME interagenti. Questo studio fornisce le caratteristiche degli effetti di propagazione di un numero maggiore di CME ad alta velocità (VCME > 1500 km/s) rispetto ai dati utilizzati negli studi precedenti. Consente di estendere il modello di previsione dell'arrivo degli shock alle CME ad alta velocità. I risultati sul confronto della velocità di shock IP e del tempo di transito a 1 AU suggeriscono che il tempo di transito dello shock non è controllato dalla sua velocità finale ma è principalmente determinato dalla velocità iniziale del CME e dagli effetti incontrati da esso durante la propagazione. Si è scoperto che l'interazione CME tende a rallentare lo shock e la CME associata. Le deviazioni dei tempi di arrivo degli shock dal modello empirico sono considerevolmente grandi per le CME lente (VCME 800 km/s). I risultati mostrano che le CME lente e veloci sperimentano un'accelerazione effettiva più forte.

S. Yashiro, N. Gopalswamy, G. Michalek, O. C. St.Cyr,
S. P. Plunkett, N. B. Rich e R. A. Howard (2004)
Journal of Geophysical Research, 109, A07105, doi:10.1029/2003JA010282010

I coronografi a luce bianca della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) hanno osservato quasi 7000 espulsioni di massa coronale (CME) tra il 1996 e il 2002. Abbiamo documentato le proprietà misurate di tutte queste CME in un catalogo online. Descriviamo questo catalogo e presentiamo una sintesi delle proprietà statistiche delle CME. Le misurazioni primarie effettuate su ogni CME sono l'angolo di posizione centrale apparente, la larghezza angolare nel piano del cielo e l'altezza (distanza eliocentrica) in funzione del tempo. Le misurazioni altezza-tempo vengono quindi adattate ai polinomi di primo e secondo ordine per ricavare la velocità e l'accelerazione apparente media delle CME. Le proprietà statistiche delle CME sono: (1) la larghezza media delle CME normali (20 900 km/s) mostra la decelerazione. La variazione del ciclo solare e le proprietà statistiche delle CME vengono rivelate con maggiore chiarezza in questo studio rispetto agli studi precedenti. Vengono discusse le implicazioni dei nostri risultati per i modelli CME.

Riassunto I lampi radio solari a lunghezze d'onda lunghe forniscono informazioni sui disturbi solari come le espulsioni di massa coronale e gli shock al momento della loro partenza dal Sole. I burst radio forniscono anche informazioni sulle proprietà fisiche (densità, temperatura e campo magnetico) del mezzo che supporta la propagazione dei disturbi con un prezioso controllo incrociato dall'imaging diretto della tranquilla corona esterna. L'obiettivo principale di questo articolo è quello di rivedere alcuni dei risultati passati ed evidenziare i recenti risultati recenti ottenuti da osservazioni a lunga lunghezza d'onda. In particolare, la discussione verterà sui fenomeni radio che si verificano nella corona esterna e oltre in relazione a quelli osservati in luce bianca. Verrà discussa l'emissione radio da elettroni non termici confinati a strutture magnetiche chiuse e aperte e in fronti d'urto su larga scala, con particolare enfasi sulla sua rilevanza per le eruzioni solari. Verrà discussa la variazione del ciclo solare del tasso di occorrenza dei lampi radio correlati agli shock rispetto a quelli degli shock interplanetari e degli eventi protonici solari. Infine, verranno presentati casi di studio che descrivono le firme radio scoperte di recente di CME interagenti.

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A. Lara, J. A. Gonzalez-Esparza e N. Gopalswamy
Geofisica Internazionale, Vol. 43, n. 1, pp. 75-82, 2004

Abstract Sulla base delle osservazioni del Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) a bordo della sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), abbiamo studiato i parametri di eiezioni di massa coronale (CME) tra 6 e 10 raggi solari dal Sole. Abbiamo sviluppato un nuovo metodo per ottenere la durata, il miglioramento della luminosità (sopra lo sfondo) e la velocità della parte principale delle CME. Queste proprietà sono importanti per comprendere la dinamica delle CME vicino al Sole e la loro evoluzione nello spazio interplanetario utilizzando modelli numerici. Presentiamo il metodo di analisi e i risultati dell'applicazione di questo metodo a un insieme di 9 CME halo osservati durante il 1997. Abbiamo scoperto che i) le velocità CME ottenute con questo metodo sono in buon accordo con le misurazioni di altri osservatori, ii) la durata media della parte principale ECM è di 8 ore. e iii) i massimi di luminosità diminuiscono con la distanza come legge di potenza con un indice medio di -3.6.

S. Dasso, N. Gopalswamy e A. Lara
Geofisica Internazionale, Vol. 43, n. 1, pp. 47-52, 2004

Abstract I getti solari producono cambiamenti nel campo magnetico interplanetario dell'ambiente terrestre. Quando la polarità magnetica del materiale espulso è adatta, può innescare intense tempeste geomagnetiche. Pertanto, la previsione dell'arrivo di ejecta solare nel geospazio è di cruciale importanza per le applicazioni meteorologiche spaziali. Implementiamo un semplice modello, sviluppato da Gopalswamy et al., (2000) per stimare il tempo di arrivo dell'ejecta solare a 1AU. Questo modello richiede un solo parametro di input: la velocità radiale della associata espulsione di massa coronale (CME) al momento della sua espulsione dal Sole. Quando la velocità della CME viene misurata da una posizione sulla linea Sole-Terra, si può ottenere solo il piano della velocità del cielo. Poiché il modello di previsione dipende dalla velocità iniziale delle CME osservate a distanza, è importante ottenere tale velocità nel modo più accurato possibile. Una delle maggiori incertezze nella velocità iniziale misurata è l'entità degli effetti di proiezione. Cerchiamo di correggere gli effetti di proiezione utilizzando la posizione della superficie solare dell'eruzione e assumendo una larghezza rispetto alla CME. Abbiamo scoperto che la correzione è in accordo con un modello ottenuto da osservazioni stereoscopiche del passato.

N. Gopalswamy, S. Nunes, S. Yashiro e R. A. Howard
avv. Spazio. Ris., vol. 34, numero 2, pag. 391-396, 2004

Riassunto Riportiamo sulla variazione del ciclo solare del tasso di espulsioni di massa coronale (CME), la loro velocità media e mediana e la velocità dei lampi radio di tipo II. Abbiamo scoperto che sia il tasso CME che la velocità (media e mediana) sono aumentati dal minimo solare al massimo di fattori 10 e 2, rispettivamente.La tariffa CME durante il massimo solare è quasi il doppio delle tariffe citate in precedenza. Grandi picchi nella variazione di velocità erano dovuti a regioni attive che erano molto attive. La scarsa correlazione tra burst metrico e DH di tipo II è confermata e la differenza è attribuita alle diverse velocità di Alfven nelle rispettive regioni di origine.

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N. Gopalswamy, M. Shimojo, W. Lu, S. Yashiro, K. Shibasaki e R. A. Howard
avv. Spazio Res., vol. 33, numero 5, pag. 676-680, 2004

Abstract Lo streamer coronale rappresenta una delle configurazioni pre-eruzione delle espulsioni di massa coronale (CME), perché si sovrappongono alle protuberanze e spesso possiedono tutte le sottostrutture delle CME. In questo articolo, riportiamo uno studio sui cambiamenti degli streamer associati alle eruzioni di prominenza. Le eruzioni di prominenza e i cambiamenti di streamer sono stati osservati rispettivamente dal radioeliografo Nobeyama e dall'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). I dati a lunghezza d'onda multipli hanno mostrato che almeno uno degli eventi dello streamer ha coinvolto il riscaldamento e l'espulsione di materiale su piccola scala che successivamente si è arrestata. Dopo aver presentato esempi illustrativi, confrontiamo le proprietà degli eventi correlati allo streamer con quelle della popolazione generale degli eventi di rilievo. Troviamo che le proprietà degli eventi di prominenza correlati allo streamer sono più vicine a quelle delle eruzioni di prominenza con traiettorie trasversali.

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G. Michalek, N. Gopalswamy e S. Yashiro
ApJ, Volume 584, Numero 1, pp.472-478, 2003

Riassunto È ben noto che le osservazioni coronagrafiche delle espulsioni di massa coronale dell'alone (CME) sono soggette a effetti di proiezione. La visualizzazione nel piano del cielo non ci consente di determinare i parametri cruciali che definiscono la geoefficacia delle CME, come la velocità dello spazio, la larghezza o la posizione della sorgente. Supponendo che le CME dell'alone abbiano velocità costanti, siano simmetriche e si propaghino con larghezze angolari costanti, almeno nella loro fase iniziale, abbiamo sviluppato una tecnica che ci consente di ottenere i parametri richiesti. Questa tecnica richiede misurazioni delle velocità del piano celeste e dei momenti della prima apparizione delle CME dell'alone sopra gli arti opposti. Applichiamo questa tecnica per ottenere i parametri di tutte le CME Halo osservate dall'esperimento Large Angle and Spectrometric Coronagraph della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) fino alla fine del 2000. Presentiamo anche un riepilogo statistico di questi parametri derivati ​​delle CME Halo .

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Astratto Cane et al. [2000] hanno affermato che la maggior parte degli ejecta interplanetari (IP) nel loro studio arriva a 1 UA prima di quanto previsto dal modello empirico di Gopalswamy et al. [2000]. Mostriamo che questa affermazione non è valida perché i tempi di transito che hanno usato non sono per ejecta, ma per un "sacchetto misto" contenente guaine prima dell'IP ejecta e alcuni ejecta.

Riassunto Segnaliamo una stretta relazione tra l'inversione di polarità solare e la cessazione delle espulsioni di massa coronale ad alta latitudine (CME). Questo risultato vale per i singoli poli del Sole per i cicli 21 e 23, per i quali sono disponibili i dati CME. I CME ad alta latitudine forniscono una spiegazione naturale per la scomparsa dei filamenti della corona polare (PCF) che si precipitano ai poli. I PCF, che sono strutture a campo chiuso, devono essere rimossi prima che i poli possano acquisire una struttura a campo aperto di polarità opposta. L'inclusione delle CME insieme ai processi fotosferici e subfotosferici completa l'intera serie di fenomeni che devono essere spiegati da qualsiasi teoria della dinamo solare.

N. Gopalswamy, S. Yashiro, M. L. Kaiser e R. A. Howard
avv. Spazio. Res., Vol 32, Numero 12, p. 2613-2618, 2003

Riassunto Vengono confrontati due eventi successivi di particelle energetiche solari (SEP) associati a espulsioni di massa coronale (CME) veloci e ampie il 14 e 15 aprile 2001. Il debole evento SEP del 14 aprile associato a un CME a 830 km/s e un brillamento M1.0 è stato il più grande evento impulsivo del ciclo 23. L'evento del 15 aprile, il più grande evento al suolo del ciclo 23, è stato di tre ordini di grandezza in più intenso rispetto all'evento del 14 aprile ed è stato associato a un CME più veloce (1200 km/s) e un flare X14.4. Abbiamo compilato e confrontato tutte le attività (flare, CME, condizioni interplanetarie e radio burst) associate ai due eventi SEP per comprendere la differenza di intensità tra di loro. Diversi ambienti coronali e interplanetari dei due eventi (presenza di precedenti CME e particelle di semi prima dell'evento del 15 aprile) possono spiegare la differenza di intensità.

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N. Gopalswamy, A. Lara, S. Yashiro, S. Nunes e R. A. Howard
Procedimento della variabilità solare come input per l'ambiente terrestre, ESA-SP, p. 403-414, 2003

Abstract Abbiamo studiato la variazione del ciclo solare di varie proprietà delle espulsioni di massa coronale (CME), come il tasso CME giornaliero, le velocità medie e mediane e la latitudine delle sorgenti solari per il ciclo 23 (1996-2002). Troviamo che (1) c'è un aumento di ordine di grandezza nel tasso CME dal minimo solare (0,5/giorno) al massimo (6/giorno), (2) il tasso massimo è significativamente più alto rispetto alle stime precedenti, (3) il anche le velocità medie e mediane delle CME aumentano dal minimo al massimo di un fattore 2, (4) il numero di burst metrico di tipo II (sommati su CR) tiene traccia della velocità CME, ma la velocità CME sembra essere solo di secondaria importanza, ( 5) per i burst di tipo II originati più lontano dal Sole la velocità CME è importante, (6) la distribuzione della latitudine dei CME separa i CME associati alla prominenza (alta latitudine) e associati alla regione attiva e (7) il tasso di alti -latitudine CME mostra asimmetria nord-sud e le eruzioni di cessazione nel nord e nel sud segnano approssimativamente le inversioni di polarità. Abbiamo confrontato i tassi di CME veloci e larghi, i principali brillamenti solari, gli shock interplanetari (IP), i burst di tipo II a lunghezza d'onda lunga e i grandi eventi SEP. Questo confronto ha rivelato che il numero di razzi principali è generalmente troppo grande rispetto a tutti gli altri numeri. In altre parole, CME veloci e larghi, burst di tipo II a lunghezza d'onda lunga, grandi eventi SEP e shock IP hanno una stretta relazione fisica.

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Nat Gopalswamy, Seiji Yashiro, Guillermo Stenborg e Russell Howard
Atti della 28a Conferenza Internazionale sui Raggi Cosmici, p. 3549, 2003

Riassunto Abbiamo studiato le proprietà delle espulsioni di massa coronale (CME) associate a eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) durante il 1997-2002 e le abbiamo confrontate con quelle delle precedenti CME della stessa regione di origine. I risultati primari di questo studio sono ( 1) Gli eventi ad alta intensità (> 50 protoni cm -2 s -1 sr -1 ) hanno maggiori probabilità di essere preceduti da altri CME ampi. (2) I CME precedenti sono più veloci e più larghi dei CME medi. (3) Il primario Le CME spesso si propagano attraverso il mezzo interplanetario vicino al Sole, gravemente disturbato e distorto dalle precedenti CME.

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Abstract Di recente è stato condotto un Coordinated Data Analysis Workshop (CDAW) per studiare le connessioni solare e geospaziale degli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) del ciclo solare 23 (fino alla fine del 2001). Questo articolo riassume le proprietà di questi eventi, le questioni scientifiche discusse e alcuni dei risultati ottenuti durante il workshop.

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Riassunto Riportiamo uno studio di tutti gli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP) che si sono verificati durante l'intervallo minimo e massimo del ciclo solare 23. I risultati principali sono: 1. Il tasso di occorrenza degli eventi SEP, tipo II a lunghezza d'onda lunga esplosioni e le rapide e larghe CME dell'emisfero occidentale frontside è abbastanza simile, coerente con lo scenario secondo cui gli shock guidati da CME accelerano sia i protoni che gli elettroni. I brillamenti maggiori hanno una velocità molto più elevata. 2. L'intensità del SEP è meglio correlata con la velocità CME che con la classe di brillamento dei raggi X. 3. CME associati a SEP ad alta intensità hanno circa 4 volte più probabilità di essere preceduti da CME ampi dalla stessa regione di sorgente solare, suggerendo l'importanza del precondizionamento della regione eruttiva. Usiamo un evento specifico per dimostrare che l'eruzione precedente da una fonte vicina può influenzare significativamente le proprietà dei SEP e dei lampi radio di tipo II.

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Riassunto Vi presentiamo uno studio statistico delle caratteristiche delle CME che mostrano un'associazione temporale con burst di tipo II nel dominio metrico ma non nel dominio decametro/ettometrico (DH). Questo studio si basa su una serie di 80 esplosioni di tipo II metriche (m) associate a eventi di superficie nell'emisfero solare occidentale. Si è riscontrato che in generale la distribuzione delle larghezze e delle velocità delle CME associate ai burst metrici (ma non DH) di tipo II è spostata verso valori più elevati rispetto a quelli di tutte le CME osservate da LASCO nel periodo 1996-2001. Abbiamo anche scoperto che queste distribuzioni hanno valori inferiori rispetto alle stesse distribuzioni delle CME associate ai burst di DH di tipo II. In termini di energia, ciò significa che le CME associate solo ai burst metrici di tipo II sono più energiche (più larghe e veloci) delle CME normali ma meno energetiche delle CME associate ai burst DH di tipo II.

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Abstract È stato recentemente suggerito da Cane et al. [2002] che una classe di esplosioni radio solari di tipo III, chiamata tipo III-1, è associata in modo affidabile a eventi di particelle energetiche solari intense (SEP). Hanno proposto che gli elettroni causali per questi burst siano accelerati nelle regioni di riconnessione del campo magnetico nelle scie delle espulsioni di massa coronale (CME). In questo articolo, esaminiamo le durate, le intensità e altre caratteristiche di tali lampi radio nella gamma di frequenze ettometriche e le confrontiamo con diversi gruppi di eventi di controllo. Concludiamo che criteri semplici, basati sui soli dati ettometrici, possono identificare la maggioranza (

80%) di burst radio di tipo III-l, che sono associati a eventi protonici SEP > 20 MeV, escludendo quasi il 100% degli eventi di controllo. Lo studio dettagliato di questi burst di tipo III-1 può svolgere un ruolo significativo in una migliore comprensione dell'accelerazione dei SEP e dell'evoluzione del campo magnetico in prossimità dei CME.

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S. Yashiro, N. Gopalswamy, G. Michalek e R. A. Howard

Progressi nella ricerca spaziale, 32(12), pp. 2631-2635, 2003

Riassunto Riportiamo le proprietà statistiche delle espulsioni di massa coronale strette (CME, larghezza angolare sono effetto delle interazioni CME sulla produzione di particelle energetiche solari

N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, M. L. Kaiser, R. A. Howard, R. Leske, T. von Rosenvinge e D. V. Reames

Solar Wind X, ed. M. Velli, AIP Conf., vol. 679, pp. 608-611, 2003

Abstract Abbiamo analizzato un insieme di 52 CME veloci e larghe, frontside emisferico occidentale (FWFW) in combinazione con dati di particelle energetiche solari (SEP) e burst radio e abbiamo scoperto che 42 di queste CME erano associate a SEP. Tutti tranne due dei 42 CME FWFW associati a SEP (95%) stavano interagendo con CME precedenti o streamer densi. La maggior parte dei restanti 10 CME FWFW poveri di SEP ha avuto un'interazione insignificante o nessuna interazione con CME o streamer precedenti e sono stati espulsi in una tenue corona. Esiste anche una stretta associazione tra i lampi radio di tipo II nel mezzo interplanetario vicino al Sole e i CME FWFW associati a SEP, suggerendo che anche gli acceleratori di elettroni sono buoni acceleratori di protoni.

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N. Gopalswamy, M. Shimojo, W. Lu, S. Yashiro, K. Shibasaki e R. A. Howard

The Astrophysical Journal, Vol 586, pp 562-578, 2003.

Abstract Presentiamo i risultati di uno studio statistico di un gran numero di eventi di prominenza solare (PE) osservati dal Nobeyama Radioheliograph. Abbiamo studiato il tasso di associazione, la tempistica relativa e la corrispondenza spaziale tra PE e espulsioni di massa coronale (CME). Abbiamo classificato i PE come radiali e trasversali, a seconda che la prominenza si muovesse prevalentemente in direzione radiale o orizzontale. Gli eventi radiali sono stati più veloci e hanno raggiunto un'altezza maggiore sulla superficie solare rispetto agli eventi trasversali. Dei 186 eventi studiati, 152 (82%) erano eventi radiali, mentre solo 34 (18%) erano eventi trasversali. Il confronto con i dati CME a luce bianca ha rivelato che 134 (72%) PE erano chiaramente associati a CME. Confrontiamo i nostri risultati con quelli di altri studi che coinvolgono PE e CME a luce bianca al fine di affrontare la controversia nel tasso di associazione tra CME ed eruzioni di prominenza. Abbiamo anche studiato la relazione temporale e spaziale tra la protuberanza e gli eventi CME. I CME e i PE sembrano iniziare all'incirca nello stesso momento. Non c'era alcuna dipendenza dal ciclo solare della relazione temporale. La relazione spaziale era, tuttavia, dipendente dal ciclo solare. Durante il minimo solare, l'angolo di posizione centrale delle CME tendeva ad essere spostato più vicino all'equatore rispetto a quello del PE, mentre durante il massimo solare non si osservava tale effetto.

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avv. Spazio Res., vol. 31, numero 4, pag. 869-881, 2003

Abstract Le espulsioni di massa coronale (CME) sono strutture magnetiche su larga scala espulse dal Sole a causa di processi MHD che coinvolgono l'interazione tra plasma e campo magnetico in regioni a flusso chiuso. Fornisco una sintesi delle firme osservative e dei modelli attuali sull'iniziazione ECM. Le CME sono tradizionalmente osservate utilizzando coronografi a luce bianca. Fornisco anche un riassunto delle varie firme di CME rilevate in altre lunghezze d'onda, che ci hanno aiutato a ottenere un quadro completo del fenomeno CME nell'eliosfera interna.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, M. L. Kaiser, R. A. Howard, D. V. Reames, R. Leske e T. von Rosenvinge

Abstract Abbiamo studiato l'associazione tra eventi di particelle energetiche solari (SEP) ed espulsioni di massa coronale (CME) e abbiamo scoperto che l'interazione CME è un aspetto importante della produzione di SEP. Ogni evento SEP è stato associato a un CME primario che è più veloce e più ampio dei CME medi e ha avuto origine a ovest di E45. Per la maggior parte degli eventi SEP, il CME primario supera uno o più CME più lenti entro una distanza eliocentrica di

20 rupie In uno studio inverso, abbiamo scoperto che per tutte le CME frontali dell'emisfero occidentale veloci (velocità > 900 km/s) e larghe (larghezza > 60 gradi) durante il periodo di studio, le CME associate a SEP erano

4 volte più probabilità di essere preceduto da un'interazione CME rispetto ai CME poveri di SEP. cioè, l'interazione CME è un buon discriminatore tra CME poveri di SEP e associati a SEP. Deduciamo che l'efficienza degli shock guidati da CME è migliorata mentre si propagano attraverso i CME precedenti e che accelerano i SEP dal materiale dei CME precedenti piuttosto che dal vento solare silenzioso. Abbiamo anche trovato un alto grado di associazione tra i principali eventi SEP e i lampi radio interplanetari di tipo II, suggerendo che gli acceleratori di protoni sono anche buoni acceleratori di elettroni.

in attività magnetica solare-terrestre e ambiente spaziale, COSPAR Colloquia Series, vol. 14, a cura di H. N. Wang e R. L. Xu, p. 157, 2002.

Abstract Le nostre attuali conoscenze sulle espulsioni di massa coronale (CME) provengono da due domini spaziali: la regione del vicino Sole (fino a 30 raggi solari) telerilevata dai coronografi e il geospazio e oltre, dove le osservazioni in situ vengono effettuate da veicoli spaziali. Il confronto delle osservazioni di questi due domini ci ha aiutato a comprendere la propagazione e l'evoluzione delle CME attraverso il mezzo interplanetario (IP) e a sviluppare un modello empirico per prevedere l'arrivo di 1-AU delle CME. In questo documento, esaminiamo le informazioni disponibili sulla relazione tra CME e le loro controparti IP. In particolare, ci concentriamo su questioni relative alla previsione dell'arrivo di ICME nel geospazio. Discutiamo le fonti solari delle tre più grandi tempeste geomagnetiche dell'anno 2000 e confrontiamo i tempi di arrivo previsti e osservati delle CME associate.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, G. Michalek, M. L. Kaiser e R. A. Howard

in attività magnetica solare-terrestre e ambiente spaziale, COSPAR Colloquia Series, vol. 14, a cura di H. N. Wang e R. L. Xu, p. 173, 2002.

Le espulsioni di massa coronale (CME) che producono esplosioni radio di tipo II nel mezzo interplanetario vicino al Sole sono chiamate ricche di radio a causa della loro capacità di guidare gli shock MHD. Riassumiamo le proprietà statistiche di queste CME per vedere se costituiscono una popolazione speciale distinta dalla popolazione generale. Abbiamo scoperto che questi CME sono più veloci e più larghi dei normali CME e mostrano una significativa decelerazione all'interno del campo visivo del coronografo. La maggior parte di queste CME è risultata essere anche acceleratori di protoni. Concludiamo che questi burst di tipo II possono essere indicativi di CME geoefficaci e quindi rilevanti per la meteorologia spaziale.

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nel Proc. del Silver Jubilee Symposium dell'Udaipur Solar Observatory, in stampa, 2002.

Riassunto Riassumo le proprietà osservate delle CME e discuto due delle loro principali conseguenze rilevanti per il geospazio: le tempeste geomagnetiche e gli eventi di grandi particelle energetiche solari (SEP). La struttura del campo magnetico di una CME decide essenzialmente se può provocare una tempesta geomagnetica. D'altra parte, la sua capacità di guidare gli shock decide la produzione di SEP. Discuto anche brevemente come si può ottenere un preavviso dell'arrivo di disturbi legati alla CME. Infine, accenno alle CME interagenti, un nuovo sviluppo nello studio dell'origine e della propagazione delle CME.

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Nat Gopalswamy, Seiji Yashiro, Michael L. Kaiser, Russell A. Howard e J.-L. Bougeret

Lettere di ricerca geofisica, 29(8), 10.1029/2001GL013606, 2002

Riassunto Segnaliamo il rilevamento di una nuova classe di emissioni radio non termiche dovute all'interazione tra due espulsioni di massa coronale (CME). L'emissione radio è stata rilevata dal Radio and Plasma Wave Experiment (WAVES) a bordo del satellite Wind, mentre le CME sono state osservate dai coronografi a luce bianca della missione Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Non c'era alcun burst radio di tipo II (metrico o interplanetario) precedente l'emissione non termica. L'emissione radio è avvenuta ad una distanza superiore a 10 R dal Sole, dove le due CME sono venute in contatto. Usando le immagini H&alpha e EUV, abbiamo scoperto che i due CME sono stati espulsi all'incirca lungo lo stesso percorso. Riteniamo che gli elettroni non termici responsabili del nuovo tipo di emissione radio siano stati accelerati a causa della riconnessione tra le due CME e/o a causa della formazione di un nuovo shock al momento della collisione tra le due CME.

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N. Gopalswamy e M. L. Kaiser

Progressi nella ricerca spaziale, volume 29, numero 3, p. 307-312.

Riassunto Riportiamo la causa delle esplosioni di tipo II del 12 maggio 1997 osservate da strumenti radio terrestri e spaziali. Stimiamo la velocità in modalità veloce nella corona in funzione della distanza eliocentrica per identificare le regioni in cui gli shock in modalità veloce possono essere guidati dai CME. Troviamo che sia i burst coronali che quelli interplanetari di tipo II possono essere spiegati da shock guidati dalla stessa CME in due diversi domini spaziali. La velocità della modalità veloce nella corona ha un picco a una distanza eliocentrica di

3 Rsun che non consente all'onda d'urto coronale di propagarsi oltre questa distanza. Quando la CME continua a viaggiare oltre il picco della modalità veloce, si forma un altro shock nel mezzo interplanetario in cui la velocità della modalità veloce diminuisce sufficientemente. Dalle osservazioni radio possiamo dedurre che il piano della velocità del cielo della CME è inferiore alla velocità spaziale di almeno un fattore 2, coerentemente con la posizione dell'eruzione a N21 W08. La velocità CME dedotta è anche coerente con le precedenti stime di velocità deproiettate.

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Studio sulla meteorologia spaziale utilizzando tecniche multipunto, atti del colloquio COSPAR tenutosi a Pacific Green Bay, Wanli, Taipei, Taiwan, 27-29 settembre 2000. A cura di Ling-Hsiao Lyu. Pergamon Press, 2002., p.39

Le espulsioni di massa coronale (CME) giocano un ruolo importante negli studi sulla meteorologia spaziale a causa della loro capacità di causare gravi geoeffetti, come le tempeste magnetiche. Gli shock provocati dalle CME possono anche accelerare le particelle energetiche solari. La previsione dell'arrivo di queste CME è quindi di cruciale importanza per le applicazioni di meteorologia spaziale. Dopo una breve rassegna dei modelli di previsione attualmente disponibili, viene fornita una descrizione di un modello empirico per prevedere le CME di arrivo di 1 AU. Questo modello è stato sviluppato utilizzando misurazioni a due punti: (i) le velocità iniziali e i tempi di insorgenza dei CME diretti verso la Terra ottenuti dai coronografi a luce bianca e (ii) le corrispondenti velocità CME interplanetarie e i tempi di insorgenza a 1 AU ottenuti sul posto. Le misurazioni producono una relazione empirica tra l'accelerazione interplanetaria affrontata dalle CME e le loro velocità iniziali, che costituisce la base del modello. Viene mostrato l'uso in quadratura dei dati d'archivio dei veicoli spaziali per affinare la relazione tra accelerazione e velocità iniziale, e quindi il modello di previsione. Viene fornita una breve discussione sull'ottenimento della velocità 1-AU delle CME dalle loro velocità iniziali. Vengono inoltre suggeriti possibili miglioramenti al modello di previsione.

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N. Gopalswamy, S. Yashiro, M. L. Kaiser, R. A. Howard e J.-L. Bougeret

Giornale di ricerca geofisica, vol. 106, n. A12, pag. 29.219 (2001)

Abstract Abbiamo studiato le caratteristiche delle espulsioni di massa coronale (CME) associate a lampi radio di tipo II a lunghezza d'onda lunga nel mezzo interplanetario vicino al Sole. I lampi radio di tipo II nelle lunghezze d'onda decametro-ettometriche (DH) indicano potenti shock MHD che lasciano la corona solare interna ed entrano nel mezzo interplanetario. Quasi tutti questi burst sono associati a CME più ampi e più veloci della media. È stato riscontrato che una grande frazione di queste CME ricche di radio decelera nel campo visivo del coronografo, in contrasto con l'opinione prevalente secondo cui la maggior parte delle CME mostra un'accelerazione costante o una velocità costante. Abbiamo trovato una decelerazione simile per le CME veloci (velocità > 900 km/s) in generale. Suggeriamo che il trascinamento coronale potrebbe essere responsabile della decelerazione, in base al risultato che la decelerazione ha una dipendenza quadratica dalla velocità CME. Circa il 60% delle CME veloci non era associato a raffiche di DH di tipo II, suggerendo che alcune condizioni aggiuntive devono essere soddisfatte per essere ricche di radio. La larghezza media (66°) dei CME veloci e poveri di radio è molto più piccola di quella (102°) dei CME ricchi di radio, suggerendo che la larghezza CME svolge un ruolo importante. Le caratteristiche speciali delle CME ricche di radio suggeriscono che il rilevamento di raffiche radio DH può fornire uno strumento utile per identificare la popolazione di CME geoefficaci.

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N. Gopalswamy, A. Lara, S. Yashiro, M. L. Kaiser e R. A. Howard

Giornale di ricerca geofisica, vol. 106, n. A12, pag. 29.207 (2001)

Abstract Descriviamo un modello empirico per prevedere l'arrivo di 1-AU delle espulsioni di massa coronale (CME). Questo modello si basa su un'efficace accelerazione interplanetaria (IP) descritta in Gopalswamy et al. [2000b] a cui sono soggette le CME, mentre si propagano dal Sole a 1 UA. Abbiamo migliorato questo modello (i) riducendo al minimo gli effetti di proiezione (utilizzando i dati della navicella spaziale in quadratura) nel determinare la velocità iniziale delle CME e (ii) consentendo la cessazione dell'accelerazione interplanetaria prima di 1 UA. L'accelerazione IP effettiva risultante era di magnitudo maggiore rispetto a quella ottenuta dalle misurazioni CME da veicoli spaziali lungo la linea Sole-Terra. Abbiamo valutato la capacità predittiva del modello di arrivo CME utilizzando recenti misurazioni a due punti dall'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO), Wind e ACE. Abbiamo scoperto che una distanza di cessazione dell'accelerazione di 0,76 AU è in ragionevole accordo con le osservazioni. Il nuovo modello di previsione riduce l'errore di previsione medio da 15,4 a 10,7 ore. Il modello è in buon accordo con le osservazioni per le CME ad alta velocità. Per le CME lente, il modello e le osservazioni mostrano un tempo di arrivo piatto di

4,3 giorni. L'uso di osservazioni in quadratura ha minimizzato naturalmente gli effetti di proiezione senza la necessità di assumere l'ampiezza delle CME. Tuttavia, non esiste un modo semplice per stimare gli effetti di proiezione in base alla posizione superficiale delle CME dirette verso la Terra osservate da un veicolo spaziale (come SOHO) situato lungo la linea Sole-Terra perché è impossibile misurare la larghezza di queste CME . L'assunto standard che il CME sia un cono rigido potrebbe non essere corretto. Infatti, i tempi di arrivo previsti hanno un miglior accordo con i tempi di arrivo osservati quando non viene applicata alcuna correzione di proiezione alle misurazioni SOHO CME. I risultati presentati in questo lavoro suggeriscono che le CME si espandono e accelerano vicino al Sole (all'interno di 0,7 UA) più di quanto il nostro modello supponga che questi aspetti dovranno essere inclusi nei modelli futuri.

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Giornale di ricerca geofisica, vol. 106, n. A11, pag. 25.135 (2001)

Abstract Questa introduzione mette in evidenza alcuni dei risultati scientifici riportati in questa sezione speciale sugli eventi eruttivi solari e fornisce una breve descrizione delle problematiche relative ai nuovi risultati. La maggior parte di questi articoli è nata dal seminario coordinato sull'analisi dei dati tenuto presso il Goddard Space Flight Center dal 27 al 30 aprile 1999 e dalla successiva Conferenza internazionale sugli eventi eruttivi solari tenutasi presso la Catholic University of America, Washington, DC il 6 marzo. -9, 2000.

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N. Gopalswamy, A. Lara, M. L. Kaiser e J.-L. Bougeret

Giornale di ricerca geofisica, vol. 106, n. A11, pag. 25.261 (2001)

Riassunto Confrontiamo le manifestazioni vicino al Sole e vicino alla Terra delle eruzioni solari che si sono verificate tra il novembre 1994 e il giugno 1998. Abbiamo confrontato le espulsioni di massa coronale di luce bianca, i lampi radio metrici di tipo II e i transitori di onde ultraviolette estreme (vicino al Sole) con firme interplanetarie (IP) come burst di tipo II decametro-ettometrico, burst di tipo II chilometrico, IP ejecta e shock IP. Abbiamo condotto uno studio di correlazione a due vie per (1) cercare le controparti di raffiche metriche di tipo II che si sono verificate vicino al meridiano centrale e (2) cercare le controparti solari degli shock IP e dell'espulsione dell'IP. Abbiamo utilizzato i dati delle missioni dell'Osservatorio eolico e solare ed eliosferico insieme ai dati metrici di raffiche radio provenienti da osservatori solari a terra. L'analisi mostra che (1) la maggior parte (93%) dei burst metriche di tipo II non aveva firme IP, (2) la maggior parte (80%) degli eventi IP (espulsione IP e shock) non aveva controparti metriche e (3 ) una frazione significativa (26%) degli shock IP è stata rilevata in situ senza conducenti. In tutti questi casi i driver (le espulsioni di massa coronale) sono stati espulsi trasversalmente alla linea Sole-Terra, suggerendo che gli shock hanno un'estensione molto maggiore rispetto ai driver. Gli shock provenienti da entrambi i rami del Sole sono arrivati ​​sulla Terra, contraddicendo le precedenti affermazioni secondo cui gli shock dal ramo occidentale non raggiungono la Terra. Questi shock avevano anche un'associazione di raffiche radio go/d di tipo II. Forniamo una spiegazione per la relazione osservata tra burst metrico, decametro-ettometrico e chilometrico di tipo II in base al profilo di velocità magnetosonico in modalità veloce nell'atmosfera solare.

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N. Gopalswamy, O. C. St. Cyr, M. L. Kaiser e S. Yashiro

Fisica solare, v. 203, numero 1, p. 149-163 (2001)

Riassunto Riportiamo su un'onda d'urto coronale dedotta dal burst metrico di tipo II del 13 gennaio 1996. Per identificare lo shock driver, abbiamo esaminato i movimenti di massa sotto forma di ejecta di raggi X ed espulsioni di massa coronale di luce bianca (CME). Nessuna delle espulsioni può essere considerata un evento veloce (> 400 km/s). Alla luce bianca, si sono verificate due CME in rapida successione, con la prima associata a un getto di raggi X vicino alla superficie solare. Il secondo CME è partito da un'altezza insolitamente grande nella corona e ha portato un vuoto oscuro al suo interno. Il primo CME ha decelerato e bloccato mentre il secondo ha accelerato, entrambi nel campo visivo del coronografo. Identifichiamo l'ejecta di raggi X per essere il driver dello shock coronale dedotto dal burst metrico di tipo II. La velocità d'urto riportata nei Dati Geofisici Solari (1000-2000 km/s) sembra essere estremamente grande rispetto alle velocità dedotte dalle osservazioni a raggi X e luce bianca. Suggeriamo che la velocità MHD in modalità veloce nella corona interna sia sufficientemente bassa da consentire ai raggi X di essere supermagnetosonici e quindi in grado di generare uno shock per produrre il burst di tipo II.

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Gopalswamy, N. Yashiro, S. Kaiser, M. L. Howard, R. A. Bougeret, J.-L.

Astratto Segnaliamo il primo rilevamento a lunghe lunghezze d'onda radio dell'interazione tra espulsioni di massa coronale (CME) nel mezzo interplanetario. La firma radio è sotto forma di un'intensa emissione radio simile a un continuo a seguito di un'esplosione interplanetaria di tipo II. Al momento del potenziamento radio, le immagini coronagrafiche mostrano un CME veloce che supera un CME lento. Interpretiamo il potenziamento radio come conseguenza del rafforzamento dello shock quando lo shock davanti al CME veloce attraversa il nucleo del precedente CME lento. La durata del potenziamento radio è coerente con il tempo di transito dello shock guidato da CME attraverso il nucleo del CME lento. Come conseguenza dell'interazione, il nucleo del CME lento ha cambiato significativamente la sua traiettoria. Sulla base delle caratteristiche di emissione del potenziamento radio, stimiamo che la densità del nucleo della CME lenta sia

4x10 4 cm -3 . L'interazione CME ha importanti implicazioni per la previsione del tempo spaziale basata su CME alone: ​​alcuni dei falsi allarmi potrebbero essere spiegati dalle interazioni CME. L'interazione CME osservata potrebbe anche spiegare alcuni dei complessi ejecta a 1 UA, che hanno una composizione insolita.

L'articolo completo di questo documento può essere scaricato come file pdf dal sito web di Astrophysical Journal.
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Quale sarà l'impatto economico per le città lungo il percorso?

Chiamalo ka-ching da costa a costa! Solo 2-3 minuti di oscurità durante l'eclissi solare totale del 21 agosto stanno portando milioni di dollari ai turisti dall'Oregon alla Carolina del Sud, poiché hotel, campeggi, ristoranti e musei godono di un fenomenale vantaggio per gli affari. Nashville, la più grande città degli Stati Uniti interamente nel percorso dell'eclissi totale, stima che 50.000-75.000 visitatori rimarranno durante la notte e spenderanno un totale di $ 15 a $ 20 milioni. Si prevede che più di 100.000 persone visiteranno Salem, Oregon, e spenderanno circa $ 9 milioni. Charleston, S.C. dice che l'evento è così insolito che non hanno modo di proiettare i visitatori o quanti soldi rastrelleranno la città.


"The Great [Nord] American Eclipse" Parte 2

Lunedì 8 aprile 2024, la prossima puntata di "The Great American Eclipse" &mdash la versione settentrionale &mdash si svolgerà &mdash seguendo un percorso dal sud-ovest del Texas, attraverso il Midwest degli Stati Uniti, attraverso il nord-est e fino al Quebec, in Canada.

Unisciti a Twilight Tours, mentre riprendiamo la ricerca dell'ombra lunare, o ombra, mentre si fa strada tra le aride pianure del sud-ovest del Texas.

Questo sarà il nostro 17° tour per osservare e catturare lo spettacolo più incomparabile dell'astronomia amatoriale e un'eclissi totale del nostro sole.

I nostri alloggi sono ora garantiti presso il venerato Hotel Valencia Riverwalk, convenientemente situato nel vivace centro turistico di San Antonio. Un sito di osservazione appositamente selezionato & mdash che utilizza locali permanenti con bagni, stanze per il sollievo dal caldo, un'area di osservazione ben sviluppata & mdash con sicurezza in loco fornita per l'attrezzatura installata il giorno prima dell'eclissi e rinfreschi freddi e snack gratuiti il ​​giorno dell'eclissi &mdash è stato protetto. Il nostro sito vedrà circa 4 minuti e 17 secondi di gloriosa totalità, con il sole situato a circa 68° sopra l'orizzonte.

Si prevede che le prospettive meteorologiche, simili alla "Grande eclissi americana" del 21 agosto 2017, saranno tra le più favorevoli nella parte iniziale della traccia dell'eclissi e del tratto che include il nostro sito situato nel sud-ovest del Texas.

Il costo del tour include: 3 pernottamenti, colazione giornaliera durante il tour, trasporto da/per il nostro sito di osservazione riservato (situato a < 20 miglia dalla linea centrale dell'eclissi), un banchetto celebrativo dopo l'evento dell'eclissi e l'esperto logistico/ assistenza tecnica e supporto che da 37 anni contraddistinguono i nostri viaggi.

Lo spazio è limitato in questo tour e si prevede che si riempia rapidamente, quindi invia il modulo di registrazione senza indugio.


Attività

L'eclissi del 21 agosto 2017 sarà osservabile in tutta l'America. Mentre quelli nel percorso della totalità vedranno un'eclissi solare TOTALE, tutti saranno trattati per un'eclissi PARZIALE! Dove sarai? Perché non celebrare l'eclissi creando il proprio proiettore a foro stenopeico stampato 2D/3D a forma di USA e/o stato americano?

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Metodi di visualizzazione alternativi:

    Usa le tue mani: Crea proiezioni a foro stenopeico con le dita. Ad esempio, incrocia le dita tese e leggermente aperte di una mano sulle dita tese e leggermente aperte dell'altra. Con le spalle al sole, guarda l'ombra delle tue mani a terra. I piccoli spazi tra le dita proietteranno una griglia di piccole immagini sul terreno, mostrando il sole come una mezzaluna durante le fasi parziali dell'eclisse.

Schede di proiezione a foro stenopeico stampate in 3D: Durante l'eclissi solare totale del 2016 in Micronesia, abbiamo testato una varietà di dimensioni di fori stenopeici utilizzando carte stampate in 3D. Abbiamo scoperto che un foro stenopeico di 5 mm tenuto a 3-4 piedi dal suolo forniva la proiezione foro stenopeica più forte e più chiara di un'eclissi parziale.

Sii creativo ma sii sicuro! MAI guardare direttamente il sole o attraverso dispositivi ottici come proiettori stenopeici, binocoli o telescopi!


Conclusione

Un'eclissi solare è un evento unico che non tutti possono sperimentare. Se sei abbastanza fortunato da fotografarne uno, sappi cosa aspettarti in anticipo. È importante essere pronti con l'attrezzatura corretta e le impostazioni della fotocamera.

In questo articolo, hai appreso le basi della fotografia dell'eclissi solare. La cosa principale da ricordare è stare al sicuro e usare protezioni per gli occhi e filtri solari. Nessun scatto vale la pena ferirti gli occhi o fondere la tua fotocamera!

Una volta che hai i tuoi scatti, puoi creare un composito per mostrare la progressione di questo evento raro e mozzafiato.

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Guarda il video: Eclissi Totale di Sole 21 agosto 2017 Stati Uniti dAmerica (Dicembre 2021).