Astronomia

Relazione tra FMI e tempo trascorso durante una fase evolutiva

Relazione tra FMI e tempo trascorso durante una fase evolutiva

Stavo leggendo un po' sull'evoluzione stellare e mi chiedevo se ci fosse qualche relazione tra la vita di una fase evolutiva e l'FMI, ho cercato su google ma tutto quello che ho trovato sono state affermazioni che c'è una relazione, ma non sono riuscito a trovarne formula numerica che lo spiega. Esiste una formula del genere che metta in relazione la durata di una fase evolutiva con l'FMI e altre proprietà?

Ad esempio, date le luminosità, l'IMF, il numero di stelle, possiamo determinare la vita nel ramo, diciamo, dell'RGB o della subgigante?

So che la durata della sequenza principale è proporzionale a $M/L$, speravo di ottenere una tale relazione per altri rami


CORSI DI ASTRONOMIA MCC

Questo è un corso di indagine generale in astronomia. Ciò significa che tratteremo un'ampia gamma di argomenti, dalla Terra ai confini più remoti dell'universo osservabile. Ovviamente è impossibile fare tutto questo in un solo semestre in modo molto dettagliato, quindi sceglieremo argomenti che coprano gli aspetti più interessanti della nostra attuale comprensione dell'universo. Alcuni argomenti passeremo più tempo e entreremo più in dettaglio rispetto ad altri, alcuni argomenti non avremo tempo di trattarli affatto. Per capire come tutto combacia, tratteremo un'ampia gamma di argomenti che vanno dall'aspetto del cielo, i cicli astronomici, l'astronomia osservativa e la strumentazione, le proprietà e la formazione del sistema solare, le proprietà delle stelle e l'evoluzione stellare, le galassie , e cosmologia. Tratteremo anche argomenti di attualità di interesse per l'astronomia.

L'obiettivo principale di questo corso è aiutarti a sviluppare una prospettiva più cosmica delle cose.


Come le forze intermolecolari influenzano le fasi della materia of

Come menzionato qui, le forze intermolecolari (IMF) sono importanti perché sono la principale causa di differenze nelle proprietà fisiche tra molecole simili.

Assicurati di leggere la risposta collegata per rivedere se non hai familiarità con i FMI.

Proprietà fisiche comunemente discusso quando si tratta di FMI in puro le sostanze sono:

  • Punti di fusione e di ebollizione - quando le molecole passano da solido a liquido o da liquido a gas.
  • Tensione di vapore - la pressione esercitata dai gas sulle pareti del contenitore di vaporizzazione - energia necessaria a pressione costante per trasformare un liquido in gas
  • Viscosità - spessore di un liquido quando si tratta di flusso di fluido
  • Tensione superficiale - resistenza alla distorsione sulla superficie del liquido da colpi

Il principio fondamentale è che il più forte gli IMF nel campione di molecole, tanto più fortemente interagiscono, il che significa che stanno insieme Di più.

Ciò porta alle seguenti tendenze:

  • Più forte FMI #-># Più alto punti di fusione e di ebollizione (più difficile da sciogliere e bollire)
  • Più forte FMI #-># Inferiore pressione di vapore (più difficile da bollire)
  • Più forte FMI #-># Più alto entalpia di vaporizzazione #DeltaH_(vap)# (richiede più energia a pressione atmosferica costante per trasformare il liquido in gas)
  • Più forte FMI #-># Più alto viscosità (un liquido più denso, scorre più come melassa)
  • Più forte FMI #-># Più alto tensione superficiale (più resistente alla deformazione da urto)

Forze intermolecolari (IMF) sono interazioni attraenti tra molecole. Conducono a differenze e talvolta tendenze in varie proprietà fisiche.

Questi sono in genere elencati in ordine di forza:

#"Dispersione" < "Dipolo-Dipolo" < "Legame idrogeno" < "Ione-Dipolo" < "Accoppiamento ionico"#

Il legame a idrogeno (che non è legame) è mostrato di seguito in un diagramma di esempio per #"H"_2"O"# e #"HF"# .

Altre caratteristiche ugualmente importanti sono descritte di seguito.

  • temporaneoparziale caricare-parziale interazioni di carica
  • permanente parziale caricare-parziale interazioni di carica
  • permanente parziale caricare-pieno interazioni di carica
  • permanente pieno caricare-pieno interazioni di carica

A seconda di elettronegatività di ogni atomo coinvolto, la forza del FMI e il tempo di interazione cambiano.

Ecco le tabelle che lo organizzano nei FMI conosciuti.

Tabella 1. Tempi di interazione

#ul("IMF"" "" "" "" "" "" "" ""Tempo di interazione")#
#" "" "" ""Dispersione"" "colore(bianco)(. )"Temporaneo"#
#" "" ""Dipolo-Dipolo"" "" ""Permanente"#
#"Legame idrogeno"" "colore(bianco)(. )"Permanente"#
#" "" "" ""Ion-Dipolo"" "colore(bianco)(. )"Permanente"#
#" "" "" ""Accoppiamento ionico"" "" ""Permanente"#

Tabella 2. Interazioni del grado di carica

#ul("FMI"" "" "" "" "" "" "" ""Grado di interazione")#
#" "" "" ""Dispersione"" "colore(bianco)(. )"Parziale/Parziale"#
#" "" ""Dipolo-Dipolo"" "" ""Parziale/Parziale"#
#"Legame idrogeno"" "colore(bianco)(. )"Parziale/Parziale"#
#" "" "" ""Dipolo ionico"" "colore(bianco)(. )"Completo/Parziale"#
#" "" "" ""Accoppiamento ionico"" "" ""Pieno/Pieno"#

Tabella 3. Partecipanti tipici

#ul("FMI"" "" "" "" "" "" "" ""Partecipanti"" "" "" "" "" "" ")#
#" "" "" ""Dispersione"" "" ""Molecole non polari"#
#" "" ""Dipolo-Dipolo"" "colore(bianco)(..)"Molecole moderatamente polari"#
#"Legame idrogeno"" "colore(bianco)(..)"Molecole con legami XH"^"*"#
#" "" "" ""Ione-dipolo"" "" ""Ioni nel solvente polare"#
#" "" "" ""Accoppiamento ioni"" "colore(bianco)(..)"Ioni con grandi cariche"#

#"*"# #-# #"X"# indica un atomo molto elettronegativo, solitamente #"N"# , #"O"# o #"F"# . Nota che questi devono essere incollati DIRETTAMENTE a #"H"# , non solo nella formula chimica. Nota anche che ci sono eccezioni, come il cloroformio che interagisce con l'acetone, che NON sembrano contenere atomi sufficientemente elettronegativi.


Discussione

In questo articolo, abbiamo sfruttato i metodi filogenetici per rivalutare ipotesi esistenti e promuovere la generazione di ipotesi. Come in molti recenti studi filogenetici, la nostra analisi ha operato una distinzione critica tra le differenze osservabili (tipologiche) e l'evoluzione di tali differenze (trasformative), con quest'ultimo tipo di domanda esplicitamente affrontata dai metodi comparativi filogenetici (29). Questo tipo di analisi filogenetica comparativa consente la verifica quantitativa delle ipotesi sull'evoluzione dei tratti, comprese le dimensioni del cervello negli ominidi (30), le dimensioni del corpo negli animali (31) e le differenze nella promiscuità negli uccelli (32). Questi studi hanno fornito approfondimenti sull'evoluzione analizzando tratti per i quali la variazione osservabile era nota da tempo.

Per quanto riguarda il lavoro qui presentato, la domanda è se il tasso complessivo di evoluzione craniodentale tra i primati può spiegare la diminuzione della dimensione relativa dei denti negli ominidi in un modello di cambiamento di carattere a camminata casuale (movimento browniano). Il nostro approccio sposta questa domanda in un quadro comparativo più ampio e collega il tempo di alimentazione (un comportamento) con l'evoluzione dei caratteri anatomici. Se avessimo scoperto che il cambiamento evolutivo nella dimensione molare di omo è stato previsto dai tassi evolutivi tra i primati, avremmo concluso che la trasformazione della dimensione dei denti negli ominidi non era associata a un nuovo comportamento specifico. Con il nostro approccio, tuttavia, abbiamo fatto il contrario, trovando che il tempo di alimentazione umana e le dimensioni dei molari sono davvero eccezionali rispetto ad altri primati, e la loro stranezza è iniziata intorno all'inizio del Pleistocene.

L'evoluzione della morfologia e della fisiologia negli animali può essere guidata dalla precedente evoluzione di comportamenti funzionalmente correlati. Ad esempio, i cambiamenti nella dieta per i membri di omo rispetto ad altri ominidi sono state dedotte dai cambiamenti nelle dimensioni e nella struttura dei molari nei reperti fossili (11 –14, 21, 22, 33, 34), con drastiche riduzioni delle dimensioni dei molari relative che si verificano con l'evoluzione di H. erectus (20). Il cambiamento evolutivo nelle abitudini alimentari (incluso il tempo di alimentazione ridotto) probabilmente ha preceduto causalmente questi adattamenti morfologici, perché la cottura o la lavorazione non termica del cibo ne diminuisce la durezza, il che riduce la necessità di elevate forze di morso e cambia i modelli di alimentazione (15 -17, 35). Gli esatti processi biomeccanici che collegano la morfologia della mascella e dei denti al cibo cotto e lavorato sono sconosciuti. Il lavoro sperimentale sulla biomeccanica craniofacciale ha dimostrato che il cibo morbido, del tipo risultante dalla lavorazione del cibo, contribuisce ai cambiamenti nella dimensione e nella forma del viso durante l'ontogenesi dei mammiferi (36). Questa scoperta suggerisce che esiste un legame tra il consumo di cibo morbido (cotto) e i cambiamenti evolutivi in ​​tutto il viso umano, inclusi denti e mascelle più piccoli, nonostante l'aumento delle dimensioni del corpo (37).

I cambiamenti nelle dimensioni del corpo hanno importanti ramificazioni per l'alimentazione, perché gli animali di grossa taglia hanno generalmente un fabbisogno calorico maggiore. Gli animali di grande corporatura possono soddisfare questa esigenza ingerendo boli di cibo più grandi, mangiando un numero maggiore di alimenti alla volta e nutrendosi più spesso durante il giorno. I nostri risultati mostrano che la quantità della giornata trascorsa alimentando le scale con le dimensioni del corpo nei primati, probabilmente per compensare, in parte, il tasso di trasformazione del cibo per masticazione, che diminuisce con l'aumento delle dimensioni del corpo (38, 39). L'aspettativa filogenetica è che il tempo di alimentazione umano dovrebbe essere simile al tempo di alimentazione delle grandi scimmie come gli scimpanzé. La drammatica differenza nel tempo di alimentazione tra scimpanzé e umani contrasta nettamente con la nostra stretta distanza filogenetica e indica che il tempo di alimentazione è stato sostanzialmente ridotto nel lignaggio degli umani moderni.

Gli animali più grandi in genere consumano più cibo ogni giorno di quanto ci si potrebbe aspettare, perché gli animali di grosso corpo generalmente mangiano cibo di qualità inferiore (40). Gli esseri umani sono in grado di dedicare meno tempo a nutrirsi perché in genere consumano cibo di qualità superiore rispetto agli scimpanzé e perché utilizzano la cottura e l'elaborazione non termica per rendere disponibili più calorie dal cibo (2, 3). La cottura e la lavorazione non termica degli alimenti riduce anche la dimensione delle particelle di cibo e aumenta la gelatinizzazione dell'amido, che si traduce in una prima formazione del bolo e nella deglutizione (41). Questi fatti suggeriscono che un drammatico aumento dell'apporto calorico derivante dalla cottura e dalla lavorazione non termica degli alimenti ha svolto un ruolo importante nel plasmare la nostra storia evolutiva.

Ricerche precedenti hanno dimostrato che alcune delle variazioni tra specie nel tempo di alimentazione sono spiegate anche da cambiamenti nel numero e nei tipi di alimenti consumati (39). Ad esempio, il nostro risultato secondo cui gli esseri umani sono valori anomali evolutivi per la piccola quantità di tempo trascorso a nutrirsi potrebbe essere spiegato dall'inclusione di grandi quantità di carne nella dieta umana (42), tranne per il fatto che il tempo di alimentazione è stato misurato per gli esseri umani moderni le cui diete erano dominate da materiale vegetale. Inoltre, la morfologia dei denti umani chiaramente non è adatta per il carnivoro obbligatorio (42) e solo le popolazioni di latitudini estreme sono in grado di sopravvivere esclusivamente con alimenti animali (26). La migliore spiegazione per il nostro risultato è che un cambiamento nel consumo (da cibi crudi non trasformati a cibi cotti morbidi e non trattati termicamente) ha avuto origine da qualche parte lungo la linea del moderno H. sapiens dopo la scissione uomo-scimpanzé.

presto H. erectus (ergaster) ha vissuto nell'Africa meridionale e orientale da 1,9 a 1,5 milioni di anni fa (43). Sulla base di ricostruzioni che indicano che aveva piccoli molari e un piccolo volume intestinale, H. erectus è stato ipotizzato che abbia cucinato il suo cibo (1). I nostri risultati supportano questa visione mostrando che, nel momento in cui H. erectus evoluti, i molari del nostro lignaggio erano così piccoli che i cambiamenti nella massa corporea non possono spiegare il cambiamento nelle dimensioni dei molari. Quindi, hanno trascorso la maggior parte della giornata impegnandosi in attività di alimentazione. La lavorazione facoltativa degli alimenti, compresa la cottura, ha avuto probabilmente origine, quindi, prima della comparsa di H. erectus, forse anche in H. habilis o H. rudolfensis. Sebbene in queste specie sia difficile distinguere correlati morfologici distinti del tempo di alimentazione, l'inferenza del tempo di alimentazione basata sulla dimensione corporea e sulla posizione filogenetica suggerisce che H. habilis è all'interno della gamma umana (μ = 7,2%, = 2,3), mentre H. rudolfensis (μ = 9,5%, σ = 3,3) confina con il raggio umano. Al di fuori del genere omo, non abbiamo motivo a priori per aspettarci che le specie abbiano avuto tempi di alimentazione come gli umani moderni. Il nostro modello prevede che paraantropo ha trascorso in media il 43% (σ = 11,4) della sua giornata a nutrirsi, che è simile al tempo che gli scimpanzé trascorrono a nutrirsi (37%). Tuttavia, le nostre analisi filogenetiche rivelano che gli adattamenti comportamentali, fisiologici e altri non fossilizzanti legati all'alimentazione e ora necessari per la sopravvivenza a lungo termine degli esseri umani moderni si sono evoluti al momento del H. erectus e prima che il nostro lignaggio lasciasse l'Africa.


3 Osservazioni

Nella sezione seguente presenteremo immagini aurorali di diversi eventi sub-tempesta, che si verificano tutti durante periodi con un'importante componente nel FMI e con copertura coniugata dei due emisferi. Le immagini aurorali sono visualizzate in coordinate Apex modificate (Richmond, 1995), con la coordinata longitudinale visualizzata in MLT. Una proprietà delle coordinate Apex è che una linea di campo IGRF ha le stesse coordinate in entrambi gli emisferi, solo con il segno della componente latitudinale invertito. Ciò significa che qualsiasi spostamento in questo sistema di coordinate è una deviazione dal campo IGRF. Da ciò possiamo definire lo spostamento relativo ΔMLT come le differenze longitudinali tra due regioni coniugate. ΔMLT positivo significa che la regione nell'emisfero settentrionale si trova al crepuscolo della regione nell'emisfero meridionale e viceversa per ΔMLT negativo. Questo è simile alla convenzione usata da Østgaard, Humberset, et al. (2011) e Reistad et al. (2013). Da questa definizione, un FMI positivo B di solito porta a un ΔMLT positivo. Descriveremo prima in dettaglio come viene applicata la nostra metodologia all'evento del 15 novembre 2002, quindi esamineremo gli altri eventi.

3.1 L'evento del 15 novembre 2002

Lo schema di correlazione 1D per una coppia di immagini nell'evento del 15 novembre 2002 è mostrato nella Figura 1. La Figura 1a mostra l'aurora nell'emisfero settentrionale e la Figura 1b mostra l'aurora nell'emisfero meridionale. Il riquadro rosso mostra la parte delle immagini utilizzata nell'analisi di correlazione. La regione nell'emisfero australe è più ampia, per garantire che lo stesso numero di bin venga confrontato per ogni spostamento nella correlazione incrociata. La Figura 1c mostra le intensità integrate di entrambi gli emisferi, dove l'emisfero settentrionale e meridionale sono tracciati rispettivamente in blu e rosso. Da queste tre figure si vede chiaramente che la brillante caratteristica aurorale si trova in un'ora locale più tarda nell'emisfero settentrionale rispetto all'emisfero meridionale. La Figura 1d è un grafico a dispersione delle intensità medie negli stessi settori MLT nei due emisferi, prima che l'emisfero settentrionale venga spostato. Non c'è una chiara relazione tra i due. La Figura 1e mostra il coefficiente di correlazione per ogni spostamento dell'emisfero settentrionale. La regione ombreggiata indica l'intervallo di confidenza di ogni spostamento. C'è un picco in r quando l'emisfero settentrionale è spostato di -1,8 ore, indicato dal punto arancione. L'intervallo di confidenza di questo spostamento è indicato dalla linea arancione. Nella Figura 1f, l'aurora nell'emisfero settentrionale è spostata di -1,8 ore. La Figura 1g mostra l'emisfero australe come riferimento e la Figura 1h mostra le intensità integrate da entrambi gli emisferi con l'emisfero settentrionale spostato di -1,8 ore. Da queste cifre è chiaro che le caratteristiche dell'aurora si allineano meglio dopo il cambiamento. La Figura 1i mostra il grafico a dispersione dei corrispondenti settori MLT dopo che l'emisfero settentrionale è stato spostato, mostrando una risposta quasi lineare.

Lo schema di correlazione 2-D della coppia di immagini è mostrato nella Figura 2. Le Figure 2a e 2b mostrano la stessa caratteristica aurorale mostrata nelle Figure 1a e 1b ma raggruppate in una griglia rettangolare. Il riquadro rosso mostra la parte dell'immagine nell'emisfero nord che è correlata in modo incrociato con l'emisfero sud. La Figura 2c è un grafico a dispersione delle intensità nei contenitori corrispondenti prima dello spostamento dell'emisfero settentrionale. La figura 2d mostra il coefficiente di correlazione r per diversi spostamenti sia in senso latitudinale che longitudinale. Qui vediamo un picco quando ΔMLT=−1.4 hr e Δmlat=1 ∘ . Per stimare l'errore, selezioniamo la correlazione massima nella direzione latitudinale di ogni spostamento ΔMLT. Questo è mostrato nella Figura 2e, dove ancora il picco è indicato dal punto arancione e l'errore dalla linea arancione. Nella Figura 2f, l'aurora nell'emisfero settentrionale è spostata di −1,4 ore in direzione longitudinale e di 1 in direzione latitudinale. La caratteristica aurorale è ora meglio allineata con la sua controparte nell'emisfero australe, mostrata nella Figura 2g. La Figura 2h mostra le intensità nei contenitori corrispondenti dopo che l'emisfero settentrionale è stato spostato. La risposta ora è più lineare.

La rilevazione dell'intero evento verificatosi il 15 novembre 2002 è presentata nella Figura 3. Il formato di questa figura sarà lo stesso in tutti gli eventi presentati in questo studio. Le figure 3a1 e 3a2 mostrano l'inizio della sottotempesta nell'emisfero settentrionale e meridionale, rispettivamente. Le ellissi rosse indicano le caratteristiche coniugate identificate e la linea blu nella Figura 3a2 è il terminatore della luce solare. Le figure 3b1 e 3b2 mostrano l'aurora coniugata più avanti nella fase di espansione. L'evoluzione dell'OCB è mostrata nella Figura 3c. Le figure 3d e 3e mostrano l'IMF e l'indice SML prima e durante la fase di espansione, dove l'IMF è sfasato nel tempo allo shock di prua e visualizzato in coordinate GSM. L'indice SML è equivalente all'indice AL, ma basato su osservazioni di oltre 100 stazioni (Gjerloev, 2012). Il risultato della correlazione 1-D, della correlazione 2-D e del confronto visivo è presentato rispettivamente nelle Figure 3f, 3g e 3h. Per l'analisi della correlazione, il verde significa r≥0,6 e arancione significa r < 0.6. Le barre di errore corrispondono alle linee arancioni orizzontali nelle Figure 1 e 2. La Figura 3i mostra la quantità di flusso aperto, basata sui confini visualizzati nella Figura 3c e levigata usando una media mobile. Le velocità di riconnessione stimate diurne (blu) e notturne (arancione) sono mostrate nella Figura 3j.La Figura 3k mostra l'evoluzione della fase di espansione della sottotempesta, con l'emisfero nord nella colonna di sinistra e l'emisfero sud nella colonna di destra. Per ridurre il rumore ed enfatizzare le strutture su larga scala, le immagini sono state levigate utilizzando un filtro gaussiano. Le linee verticali blu sono state aggiunte manualmente alle immagini per evidenziare le caratteristiche aurorali prominenti nei due emisferi, identificate come coniugate. Sottolineiamo che l'analisi si basa sulla correlazione 1-D e 2-D e che le linee blu vengono mostrate solo per una guida visiva. Lo spostamento delle linee tra gli emisferi corrisponde allo spostamento determinato dall'ispezione visiva.

Come si vede in figura, l'intervallo di tempo visualizzato ha un FMI negativo e stabile B. Il FMI Bz la componente è inizialmente verso nord, girando verso sud intorno alle 13:20 e tornando verso nord 20 minuti dopo. L'angolo di inclinazione del dipolo ψ è anche negativo, con ψ =− 10 ∘ all'inizio. L'inizio della sottotempesta è stato osservato per la prima volta alle 13:55:56 ed è chiaramente spostato longitudinalmente tra gli emisferi. Poiché l'esordio è localizzato al tramonto, sia il negativo B e l'angolo di inclinazione negativo contribuiscono all'asimmetria. Dopo l'insorgenza, l'asimmetria viene rapidamente ridotta, vista in modo coerente dal confronto visivo, dalla correlazione 1-D e dalla correlazione 2-D. L'analisi mostra che l'asimmetria viene rimossa in meno di 10 min. Sia l'asimmetria iniziale che la configurazione più simmetrica successiva nella fase di espansione sono viste anche da WIC/UVI, mostrate in Figura A3. La riduzione dell'asimmetria è anche associata ad un significativo aumento del tasso di riconnessione notturna. L'evoluzione dinamica dell'aurora in fase di espansione è mostrata nella Figura 3k. Qui vediamo lo stesso comportamento dinamico in entrambi gli emisferi, con un picco di intensità aurorale in K4, poi decrescente sul bordo occidentale (K5) e infine sul bordo orientale (K6). Le somiglianze sia nel comportamento dinamico che nell'estensione spaziale supportano l'idea che le regioni abbiano una fonte comune nella magnetosfera.

3.2 L'evento del 28 maggio 2001

La Figura 4 mostra l'evento del 28 maggio 2001. Il FMI è dominato da un positivo e stabile componente, e Bz è per lo più verso nord prima e durante la subtempesta. Il FMI è molto stabile tra le 02:50 e le 03:45. L'inizio della sottotempesta viene osservato per la prima volta alle 03:29:46, con ψ = 12 . La posizione di esordio è chiaramente spostata longitudinalmente, sia con il FMI B e gli effetti di inclinazione che contribuiscono all'asimmetria. L'asimmetria è significativamente ridotta durante la fase di espansione, vista in modo coerente dalla correlazione 1-D, dalla correlazione 2-D e dal confronto visivo. C'è anche un netto aumento della velocità di riconnessione notturna nello stesso intervallo di tempo. Notiamo, soprattutto se si considera il tempo di viaggio dell'IMF dall'urto di prua alla magnetosfera, che l'intera riduzione dell'asimmetria avviene nell'intervallo con condizioni IMF molto stabili. Sembra quindi chiaro che il cambiamento di spostamento è correlato a processi interni nella magnetosfera.

L'evoluzione dell'aurora durante la fase di espansione è mostrata nella Figura 4k. L'inizio della sottotempesta è mostrato in K1, con ΔMLT=2.0 h. Nel K3, l'aurora si intensifica sul lato orientale della posizione di esordio in entrambi gli emisferi. La parte orientale di questa caratteristica mostra lo stesso comportamento dinamico in entrambi gli emisferi. A partire dal K6, anche l'aurora situata tra 21 e 24 MLT diventa molto simile per forma e dimensioni. La combinazione di forma, dimensione e comportamento dinamico simili fornisce un forte supporto per queste regioni che sono coniugate. Pertanto, lo spostamento è significativamente ridotto rispetto allo spostamento iniziale. Le caratteristiche coniugate più avanti nella fase di espansione sono più vicine alla mezzanotte rispetto all'iniziale schiarimento, il che significa che il contributo dell'inclinazione del dipolo è ridotto anche in queste ultime immagini.

3.3 L'evento del 13 agosto 2001

La Figura 5 mostra l'evento del 13 agosto 2001. Il FMI B componente è stabile e positivo, mentre il FMI Bz componente cambia polarità diverse volte prima della subtempesta. L'inizio della sottotempesta viene osservato per la prima volta alle 22:33:45, con ψ = 15 ∘ ed è chiaramente spostato longitudinalmente. L'esordio è localizzato nel settore dell'alba e si prevede quindi che lo spostamento venga ridotto dalla deformazione della coda magnetica. Circa 8 minuti dopo, l'aurora è quasi simmetrica nel settore dell'alba. In questo intervallo di 8 minuti si osserva anche un netto aumento della velocità di riconnessione notturna. Questo evento mostra che l'asimmetria si riduce anche quando la subtempesta si verifica nel settore dell'alba.

L'evoluzione della fase di espansione è mostrata nella Figura 3k. La figura mostra chiaramente come la caratteristica aurorale nell'emisfero nord si muova più velocemente verso l'alba rispetto alla sua controparte nell'emisfero sud, riducendo così l'asimmetria. L'evoluzione delle intensità è uguale nei due emisferi, con un picco in K3 prima di diminuire gradualmente, supportando l'interpretazione che le caratteristiche indicate siano coniugate.

3.4 L'evento del 5 novembre 2002

L'evento del 5 novembre 2002 è mostrato nella Figura 6. Il FMI B è positivo, tranne per un intervallo di circa 10 minuti intorno alle 10:10. Il B la componente è positiva anche prima dell'intervallo di tempo mostrato in figura. Secondo la lista substorm di Frey et al. ( 2004 ), l'esordio avviene alle 11:12:56, ma dalle immagini risulta chiaro che si verifica già alle 10:58:23. L'angolo di inclinazione del dipolo è negativo in questo caso, con ψ =− 14 ∘ all'inizio. La posizione dell'esordio è chiaramente spostata longitudinalmente nei due emisferi. Come si vede nella figura, la dimensione dei pixel è piuttosto grande intorno all'esordio nell'emisfero settentrionale. Il motivo è che IMAGE sta visualizzando la posizione di esordio con un ampio angolo di zenit del satellite. Questo ampio angolo di visione porta a un'incertezza nella posizione esatta dell'inizio, ma a causa della posizione dell'IMMAGINE a circa 11 MLT, l'incertezza è principalmente nella direzione latitudinale. La seconda coppia di immagini aurorali (Figure 6b1 e 6b2) mostra chiaramente come l'aurora sia diventata quasi simmetrica, come si vede anche dalla correlazione 1-D, dalla correlazione 2-D e dal confronto visivo. Questo evento mostra che un'asimmetria nel settore crepuscolare si riduce anche quando il FMI B e l'inclinazione del dipolo hanno segni opposti.

La Figura 6k mostra l'evoluzione della fase di espansione. K1 e K2 mostrano come l'esordio è spostato longitudinalmente. L'evoluzione dinamica è uguale nei due emisferi: in primo luogo, una caratteristica di insorgenza brillante (K1 e K2), poi un'aurora più debole (K3 a K6), un aumento al bordo ovest (K7) e infine un aumento dell'intensità a est bordo (K11). Anche la forma dell'aurora è abbastanza simile alla fine della fase di espansione. L'estensione spaziale è la stessa in direzione longitudinale ma diversa in direzione latitudinale. Questa differenza è forse dovuta al diverso angolo di visione nei due emisferi. La somiglianza del comportamento dinamico e la forma complessiva nei due emisferi, supportano queste regioni evidenziate come coniugate. Pertanto, l'aurora è simmetrica alla fine della fase di espansione in questo evento.

3.5 L'evento del 2 luglio 2001

La figura 7 mostra l'evento del 2 luglio 2001. Come si vede in figura, il FMI è molto stabile e dominato da un negativo B. L'esordio è osservato per la prima volta alle 04:29:18, con un chiaro spostamento longitudinale. L'inclinazione del dipolo è di 13 all'inizio. La coppia di immagini successive alla sottotempesta (Figura 7b) mostra che lo spostamento è persistito per tutta la sottotempesta. Questo si vede chiaramente anche nel confronto visivo e nella correlazione 2-D, dove lo spostamento è solo leggermente ridotto. Lo stesso risultato si vede anche nella correlazione 1-D ma con più variazioni. Il risultato è ulteriormente supportato da immagini ottenute da WIC/UVI, presentate in Figura A4. Questo evento è incluso anche negli articoli di Østgaard et al. (2004) e Reistad et al. (2013). Østgaard et al. ( 2004 ) ha considerato solo il luogo di insorgenza, mentre Reistad et al. (2013) hanno eseguito una correlazione 2-D simile alla tecnica utilizzata in questo studio. Hanno anche scoperto che lo spostamento longitudinale è rimasto relativamente costante in questo evento, ma gli autori non hanno commentato in particolare su questo, poiché il focus dello studio erano le caratteristiche dell'aurora non coniugate osservate nelle immagini simultanee, e non sull'evoluzione temporale dell'IMF B-asimmetria indotta. Una spiegazione plausibile del piccolo cambiamento nello spostamento può essere correlata al piccolo aumento del tasso complessivo di riconnessione notturna riscontrato in questo evento. L'evoluzione dell'OCB non mostra alcuna chiara espansione verso i poli e il cambiamento di flusso aperto è piccolo rispetto agli eventi presentati sopra.

L'evoluzione dell'aurora nell'evento è mostrata nella Figura 7k. L'aurora in entrambi gli emisferi ha forma e dimensioni molto simili e il comportamento dinamico della caratteristica di insorgenza è lo stesso in entrambi gli emisferi, quindi non c'è dubbio che le regioni indicate siano coniugate. Lo spostamento non viene quindi ridotto in modo significativo in questo caso.

3.6 L'evento del 23 ottobre 2002

L'evento del 23 ottobre 2002 è mostrato nella Figura 8. Il FMI B la componente è negativa, ma la magnitudo viene ridotta 10 minuti prima dell'inizio, che si verifica alle 10:58:06. L'angolo di inclinazione del dipolo è -10 all'inizio. Dall'analisi visiva e dalla correlazione 1-D e 2-D, è chiaro che l'asimmetria non è influenzata dalla rottura delle aurore in questo evento. Questo è simile alle osservazioni dell'evento precedente, ma per l'angolo di inclinazione del dipolo opposto. Nella Figura 8c vediamo che non c'è firma di un'espansione verso il polo e dalle stime di flusso troviamo che il tasso medio di riconnessione sul lato notturno è 0 kV. La riconnessione della coda bassa offre una spiegazione plausibile del motivo per cui l'asimmetria rimane invariata. Questo sarà ulteriormente discusso nella sezione 4. Questo evento è stato studiato anche da Stubbs et al. (2005), Laundal et al. (2010), e Reistad et al. ( 2013 ), e il nostro risultato è coerente con lo spostamento trovato da Reistad et al. (2013).

Dalla Figura 8k, vediamo che l'aurora ha forma ed estensione spaziale simili in entrambi gli emisferi durante la subtempesta e che il comportamento dinamico è lo stesso. Appare quindi evidente che le regioni indicate sono coniugate.

3.7 L'evento del 3 agosto 2001

Una panoramica dell'evento del 3 agosto 2001 è mostrata nella Figura 9. Come si vede nella figura, il FMI era molto stabile e la componente trasversale completamente B dominato. L'inizio della sottotempesta è stato osservato per la prima volta alle 23:09:40, dove un angolo di inclinazione di ψ = 16 ∘ agisce per ridurre il FMI B asimmetria indotta. L'indice SML in Figura 9 è stato modificato in questo evento, poiché l'indice originale è dominato da una singola stazione (Zyryanka) che soffre di un problema di base nell'intervallo di tempo considerato. Il contributo di questa stazione è stato quindi tolto nel calcolo dell'indice SML visualizzato in figura. All'inizio, vediamo solo una piccola perturbazione nell'indice SML, che non diminuisce significativamente prima delle 23:40. Indipendentemente da ciò, è evidente dalle immagini dell'aurora nell'emisfero settentrionale e dal cambiamento stimato nell'OCB che la sottotempesta inizia intorno alle 23:09:40. La prima coppia di immagini che mostra inequivocabilmente lo spostamento risale a 4 minuti dopo l'inizio ed è il punto di partenza della nostra analisi (Figura 9a). Qui vediamo un chiaro spostamento longitudinale tra gli emisferi. La Figura 9b mostra che l'aurora è quasi simmetrica 27 minuti dopo. Sia l'asimmetria iniziale che l'aurora più simmetrica più avanti nella fase di espansione sono osservate anche da WIC/UVI, mostrato in Figura A5.

L'evoluzione della sottotempesta è mostrata nella Figura 9k. Qui vediamo anche che il FOV nell'emisfero australe è limitato prima delle 23:38. Le caratteristiche aurorali distinte sono visibili da K1 a K4 e mostrano un chiaro spostamento. Il confronto è più incerto tra K5 e K11, a causa del limitato FOV nell'emisfero australe. In K12, le immagini globali sono disponibili anche nell'emisfero australe, rivelando un'aurora molto più simmetrica. La copertura dei dati non è ottimale in questo caso, ma aggiunge comunque preziose informazioni. Le caratteristiche identificate sono molto simili sia nella forma che nelle dimensioni, quindi l'identificazione è abbastanza certa. La riduzione viene osservata anche da WIC/UVI, dimostrando che le differenze di sensibilità non si applicano in questo caso. Ciò significa che l'aurora è diventata più simmetrica, senza cambiamenti evidenti nella guida del vento solare. A causa del campo visivo limitato, è possibile che il tempo per uno stato simmetrico sia sovrastimato in questo evento.

Una piccola rottura avviene nella fase di recupero, che inizia poco prima delle 00:30. La rottura è associata a un piccolo calo dell'indice SML. La Figura 10 mostra la caratteristica aurorale, che viene osservata da tutte e quattro le telecamere. La nuova caratteristica ha lo stesso spostamento longitudinale dello spostamento iniziale, indicando che il sistema è tornato nuovamente a uno stato più asimmetrico.

3.8 L'evento del 4 agosto 2000

La figura 11 mostra l'evento del 4 agosto 2000. Come si vede in figura, B è positivo e abbastanza stabile, e Bz è negativo per tutta la durata dell'evento. Secondo l'elenco substorm di Frey et al. ( 2004 ), l'esordio avviene alle 00:54:14, ma riteniamo che l'esordio avvenga intorno all'01:04:27, poiché un schiarimento in questo momento è associato a un calo dell'indice SML e a un cambiamento nel flusso aperto. Questa caratteristica è chiaramente spostata tra gli emisferi. L'inclinazione del dipolo è di 11 all'inizio, rendendo le condizioni simili all'evento del 28 maggio 2001, ma con FMI negativo Bz. Inoltre, in questo evento sono disponibili immagini da WIC/UVI. La coppia di immagini della fase di espansione successiva mostra che l'aurora è diventata più simmetrica. Questo è visto anche dal confronto visivo e dalle correlazioni 1-D e 2-D. Vediamo anche un aumento della velocità di riconnessione nello stesso intervallo di tempo. La stessa riduzione viene osservata anche dalla coppia di telecamere WIC/UVI, mostrata in Figura A6.

L'evoluzione della fase di espansione è mostrata nella Figura 11k. La luminosità iniziale (K1) si trova a 20,5 MLT nell'emisfero settentrionale ea circa 22 MLT nell'emisfero australe. Lo spostamento esatto è difficile da determinare, poiché la caratteristica nell'emisfero australe è osservata con un angolo di visione inclinato, ma c'è un chiaro spostamento tra gli emisferi. La correlazione visiva e 1-D suggerisce che lo spostamento rimane invariato nei primi 10 minuti dopo il primo schiarimento, ma dalle immagini è chiaro che questi risultati dovrebbero essere trattati con cautela poiché nell'emisfero australe si vedono solo parti della caratteristica dal K2 al K5. La correlazione 2-D non è in grado di ottenere un risultato affidabile da K1 a K5. A partire da K6, la caratteristica situata sul lato orientale della schiaritura iniziale si intensifica in entrambi gli emisferi. Poiché queste caratteristiche mostrano la stessa evoluzione dinamica in entrambi gli emisferi e si trovano a una distanza approssimativamente uguale dall'illuminazione iniziale, molto probabilmente sono coniugate. L'asimmetria iniziale è quindi più o meno la stessa in K6 di 10 minuti prima. Da K6 a K12 questa caratteristica cresce di intensità e si sposta verso est nell'emisfero nord, mentre la sua controparte nell'emisfero sud mostra lo stesso comportamento dinamico, ma si sposta leggermente verso ovest. Lo spostamento relativo è così ridotto. La mappatura esatta è incerta in K9 e K10, poiché le forme aurorali hanno forma diversa nei due emisferi. In K11 e K12, la caratteristica evidenziata è più intensa in entrambi gli emisferi, ha la stessa estensione spaziale ed è staccata dalla parte occidentale dell'aurora. Queste caratteristiche sono chiaramente più simmetriche rispetto alle posizioni di esordio iniziale.

3.9 L'evento del 15 novembre 2001

Una panoramica dell'evento del 15 novembre 2001 è presentata nella Figura 12. Non sono disponibili dati OMNI spostati nel tempo nell'intervallo di tempo considerato in questo evento, quindi abbiamo spostato i dati FMI da ACE a 17 RE utilizzando la semplice propagazione planare. Poiché le tecniche più sofisticate applicate nel set di dati OMNI eliminano lo spostamento temporale in questo intervallo di tempo, abbiamo confrontato il risultato dello spostamento planare con Geotail per la convalida. Geotail si trova a circa XGSM=5 RE nella magnetoguaina, e osservare la svolta negativa nel FMI B alle 16:57, il che è ragionevole rispetto alla svolta negativa stimata alle 16:51 alle 17 RE. L'inizio della sottotempesta viene osservato per la prima volta alle 17:20:31, con ψ =− 8 e FMI positivo B. Le condizioni sono abbastanza simili a quelle dell'evento del 15 novembre 2002, ma con il FMI Bz<0. La posizione di esordio è spostata longitudinalmente. L'aurora sembra diventare più simmetrica durante la fase di espansione. Questo evento è stato incluso anche in Østgaard et al. (2004). Hanno considerato l'evoluzione del baricentro e il 50 percentile delle intensità aurorali durante la fase di espansione e hanno scoperto che i due emisferi sono diventati più simmetrici, in accordo con il nostro risultato.

3.10 L'evento del 3 novembre 2002

Una panoramica dell'evento del 3 novembre 2002 è presentata nella Figura 13. FMI B è positivo e FMI Bz è negativo in questo caso. L'esordio è osservato per la prima volta alle 04:10:28, con ψ =− 25 . Le condizioni di questo evento sono simili a quelle dell'evento del 5 novembre 2002, ma con un angolo di inclinazione molto maggiore. Le immagini dell'inizio della sottotempesta rivelano un chiaro spostamento longitudinale. Poiché l'esordio è localizzato nel settore crepuscolare, gli effetti di inclinazione riducono lo spostamento causato dall'IMF B componente. La coppia di immagini aurorali scattate 18 min dopo mostra che lo spostamento è ridotto, risultato riscontrato anche dal confronto visivo e da entrambe le analisi di correlazione. Tutti i metodi mostrano costantemente che l'asimmetria si riduce in circa 20 min. Questo evento è stato studiato anche da Reistad et al. ( 2013 ), e il risultato della loro correlazione 2-D è in accordo con il nostro risultato, sebbene non sia commentato dagli autori.

L'evoluzione della sottotempesta è mostrata nella Figura 13k. Entrambi gli emisferi mostrano un comportamento dinamico simile, con l'aurora più intensa da K3 a K5, e poi una graduale diminuzione. L'espansione verso est dell'aurora è più rapida nell'emisfero settentrionale che nell'emisfero meridionale, il che rende gradualmente l'aurora più simmetrica.In K8 e K9, l'aurora coniugata in entrambi gli emisferi ha una forma simile con due archi.


La zona degli amici

Ultimo, ma non per importanza, allegato è il fattore predominante nelle relazioni a lungo termine. Mentre la lussuria e l'attrazione sono praticamente esclusive degli intrecci romantici, l'attaccamento media le amicizie, il legame genitore-figlio, la cordialità sociale e anche molte altre intimità. I due ormoni principali qui sembrano essere ossitocina e vasopressina (Figura 1).

L'ossitocina è spesso soprannominata "ormone delle coccole" per questo motivo. Come la dopamina, l'ossitocina è prodotta dall'ipotalamo e rilasciata in grandi quantità durante il sesso, l'allattamento e il parto. Questo può sembrare uno strano assortimento di attività – non tutte necessariamente divertenti – ma il fattore comune qui è che tutti questi eventi sono precursori del legame. Rende anche abbastanza chiaro il motivo per cui è importante avere aree separate per l'attaccamento, la lussuria e l'attrazione: siamo attaccati alla nostra famiglia immediata, ma quelle altre emozioni non hanno importanza lì (e diciamo solo che le persone che hanno confuso questo non lo fanno hanno il miglior curriculum).


Relazioni tra le caratteristiche di espulsione di massa coronale interplanetaria e la geoefficacia nella fase di aumento dei cicli solari 23 e 24

Vengono derivate le caratteristiche e la geoefficacia delle espulsioni di massa coronale interplanetarie (ICME) e vengono studiate le loro relazioni. I risultati vengono confrontati per una serie di eventi nella fase ascendente dei cicli solari 23 e 24. Questi eventi sono considerati dall'elenco riportato di Cane e Richardson (Geofisi. Ris. Lett. 27, 3591, 2000). La geoefficacia è studiata indipendentemente per ICME e guaina. I risultati ottenuti sono che i) le CME del Ciclo 23 hanno generato un indice Dst più alto rispetto alle CME del Ciclo 24 e che ii) la componente magnetica verso sud ( (B_>) ) e l'indice Dst degli ICME si correlano bene per entrambi i cicli 23 e 24 nella loro fase di salita. Questi risultati concordano con la letteratura, che ha descritto il Ciclo 24 come più debole del Ciclo 23 e in cui si trova che le regioni ICME/guaina del Ciclo 23 hanno una maggiore (B_>) che si traduce in tempeste più forti. Inoltre, altri risultati ottenuti sono i seguenti: i) La relazione tra dimensione ICME e relativo indice Dst fornisce una debole correlazione per le fasi di salita di entrambi i Cicli 23 e 24. ii) La correlazione tra dimensione guaina e indice Dst è maggiore in la fase di salita del Ciclo 24 rispetto alla fase di salita del Ciclo 23. iii) La dimensione media ICME della fase di salita del Ciclo 23 ((84

R_)) è maggiore di quella della fase di salita del Ciclo 24 ((58

R_)) . Tuttavia, la dimensione media della guaina è (24

R_) , che è quasi uguale a quello del Ciclo 24 ((26

R_)) . Vengono così dimostrate le differenze tra le proprietà di ICME e guaina in entrambi i cicli. Quasi il 75% dei picchi di tempesta geomagnetica si è verificato durante la durata dell'ICME nella fase di salita dei cicli 23 e 24. Ciò dimostra che gli ICME sono più importanti nel generare le tempeste rispetto alle guaine nella fase di salita di un ciclo solare.


Vincoli osservativi sulla reionizzazione cosmica

AstrattoLe osservazioni hanno posto i primi vincoli sull'epoca di reionizzazione (EoR), corrispondente all'epoca di formazione dei primi oggetti luminosi. Gli studi sull'assorbimento di Gunn-Peterson (GP) indicano un rapido aumento della frazione neutra del mezzo intergalattico (IGM) da XCIAO < 10 −4 a z 5.5, a XCIAO > 10 -3 , forse fino a 0,1, at z∼6, mentre la polarizzazione su larga scala del fondo cosmico a microonde (CMB) implica una significativa frazione di ionizzazione che si estende a redshift più elevati, z∼11 ± 3. Questi risultati, così come le osservazioni delle popolazioni di galassie, suggeriscono che la reionizzazione è un processo che inizia già z∼14, e termina con la fase di “percolazione” a zDa ∼6 a 8. Le galassie che formano stelle a bassa luminosità sono probabilmente le fonti dominanti di fotoni reionizzanti. I futuri radiotelescopi a bassa frequenza effettueranno misurazioni dirette dell'emissione di HI 21 cm dall'IGM neutro durante l'EoR e le misurazioni dell'anisotropia della temperatura secondaria del CMB forniranno dettagli sulla dinamica dell'IGM reionizzato.



Un giovane volontario aiuta a definire l'attività "eclipse yardstick". Credito fotografico: Alice Pochi

Il Società astronomica di Tacoma ha tenuto molti eventi per aiutare a formare i propri volontari e altri membri della loro comunità per la diffusione dell'eclissi solare. Uno di questi eventi è stato il seminario di formazione dei volontari di Eclipse, tenutosi il 15 aprile 2017. I membri, gli insegnanti e i bibliotecari di TAS sono stati invitati a una sessione di formazione per aiutare a preparare i loro volontari per l'eclissi solare. Gli argomenti trattati includevano le nozioni di base su cosa causa le eclissi, come visualizzare l'eclissi in sicurezza, cosa aspettarsi a Tacoma, nell'area WA per quanto riguarda l'eclissi, e la condivisione di suggerimenti e trucchi per una grande diffusione tra i membri, inclusi gli strumenti per le demo di eclissi.

Il Società astronomica della valle di Roanaoke ha assistito con l'istruzione sull'eclissi all'evento Solar Eclipse presso il Science Museum of Western Virginia il 10 giugno. Raymond Bradley ha scritto che il club ha debuttato il suo nuovo gioco delle fasi lunari all'evento! Anche i membri, "ha usato una pallina da golf e un piatto di carta per dimostrare la relazione delle dimensioni angolari tra il sole e la luna che dà origine alle eclissi totali. Creato un modello di eclissi da una palla da basket, una torcia elettrica e un filo rigido con una palla di legno attaccata per mostrare il piano orbitale della luna e come proietta due diverse ombre sulla Terra."


Il dottor Blake e il signor Stone aiutano una coppia con i loro piani di viaggio per l'eclissi, utilizzando una mappa stampata del percorso della totalità del Kentucky e del Tennessee. Credito fotografico: Eric Geater

Il Club di astronomia di Shoals allestire uno stand speciale per aiutare con la divulgazione dell'istruzione sull'eclissi agli eventi "Primi venerdì" di Firenze, AL che precedono la giornata dell'eclissi. Il loro primo evento è stato un grande successo, ed è stato anche coperto dal giornale locale - di cui puoi leggere qui. Le mappe che mostrano il percorso della totalità sono state utilizzate per aiutare a discutere i piani di viaggio relativi all'eclissi con il pubblico! Sono stati installati più telescopi solari per mostrare in sicurezza le viste pubbliche del Sole.

Il loro secondo evento, il 4 agosto, è stato ancora più pieno di curiosi del primo, come scrive Eric Geater:
"Questo secondo evento è stato più percorso del precedente e abbiamo distribuito molte più sfumature di eclissi. L'evento è stato accorciato a causa di un temporale improvviso, ma il pubblico era di ottimo umore prima della pioggia. Hanno fatto domande con entusiasmo sulla sicurezza degli occhi e sulle condizioni di guida. Abbiamo anche avuto un'opportunità unica di incontrare il pubblico come club di astronomia e distribuire i nostri biglietti da visita."


Credito fotografico: David Buchla

Il Astronomi della contea del Nevada ha tenuto una conferenza illustrata sull'anteprima dell'eclissi alla Madelyn Helling Library il 1 agosto 2017, incentrata sulla meccanica celeste di un'eclissi solare, sulla sicurezza della visualizzazione, sulle caratteristiche da cercare e sui suggerimenti per la fotografia. John Griffin ha incluso la foto del display sopra nel registro degli eventi, poiché l'evento reale è stato troppo coinvolgente e quindi nessuno ha scattato foto - davvero un segno di un discorso di successo!


Poster e diorami di informazioni sull'eclissi erano strumenti di sensibilizzazione popolari ed efficaci in molte parti del paese. Il Società astronomica della contea dell'isola allestire un display Total Solar Eclipse 2017 presso la Coupeville Library a Coupeville, WA. Andy Nielsen scrive che "Nei primi tre giorni di mostra 150 bicchieri sono stati distribuiti dal personale della biblioteca. Durante l'eclissi, il personale della biblioteca ha utilizzato gli occhiali del display in modo che gli utenti potessero vedere l'eclissi in sicurezza (90% max su Whidbey Island)."


Credito fotografico: Lance Rippler


Credito fotografico David Rossi


Jerelyn Ramirez mostra ai visitatori come creare un'eclissi dell'immagine del Sole alta un metro, ridimensionata per utilizzare le sfere della Terra e del Sole dall'attività "Ombre e sagome". Se guardi in basso puoi vedere lo striscione del Sole di 1 metro, esattamente a 100 metri di distanza. Le bandiere rosse sono la distanza dell'orbita terrestre su questa scala e i visitatori che tengono la Luna da 2,4 mm a 11 pollici dal loro occhio potrebbero fare un'eclissi. Credito fotografico: Paul Ramirez

I Kansas Astronomical Observers hanno tenuto il loro Solar Eclipse Preview Party il 5 agosto. Jerelyn ha riferito che, nonostante le possibili tempeste, l'evento è stato un enorme successo:

" C'era la minaccia di tempeste all'inizio del giorno prima dell'evento, ma si è fermata prima che uscissimo. Due imprenditori locali sono venuti a dare volontariamente il loro aiuto per l'evento. Hanno aiutato come presentatori che ho pensato fosse piuttosto interessante. All'inizio abbiamo iniziato con un bel pubblico. Abbiamo mostrato loro il percorso della totalità sulle mappe di NE, KS e MO. Ciò che è stato davvero divertente è che abbiamo installato il Meter Sun sul campo e fatto usare ai visitatori la luna da 2,4 mm per simulare un'eclissi. L'altra parte della presentazione è stata l'eclissi di riferimento che molti visitatori hanno apprezzato quell'aiuto visivo. Il Sole ha fatto capolino alcune volte per far funzionare quella presentazione.

Avevamo un piccolo telescopio riflettore con il proiettore a imbuto e potevamo vedere una piccola macchia solare sul Sole. Ho portato con me il telescopio Sunspotter per proiettare il Sole, anche con quello potevamo vedere la macchia solare. Abbiamo condiviso con i visitatori come realizzare un semplice proiettore utilizzando una scatola o un tubo. Molti visitatori hanno scattato foto per catturare le istruzioni. Abbiamo condiviso il motivo per cui le eclissi non accadono sempre con la mia demo di hula hoop. Ho visto diverse persone annuire con la testa quando abbiamo spiegato quella demo.

La cosa divertente è che due membri del club hanno partecipato per la prima volta utilizzando strumenti e risorse di sensibilizzazione di NSN. Prima che il nostro evento programmato iniziasse, ho spiegato loro quali erano le attività e come usarle. Ho avuto alcune espressioni WOW da loro. Dopo averlo preformato un paio di volte, ho chiesto loro di provarlo con i prossimi visitatori. Hanno pensato che fosse bello e sono rimasti stupiti di quanto fosse divertente usare l'attività. Non solo ho avuto una risposta positiva con i visitatori, ho avuto una risposta positiva da alcuni membri del club. È stato un bell'evento."


Credito fotografico: Aaron Umpierre

Il Associazione degli astronomi dilettanti della Florida del sud anche la serie di lezioni di sicurezza e educazione Solar Eclipse è stata un grande successo, come puoi vedere dai volti schermati dei membri SFAAA eccitati e ben equipaggiati sopra.

Nikola Bosch ha scritto del loro evento del 5 agosto: Abbiamo organizzato un seminario settimanale sulla sicurezza e l'osservazione dell'eclissi solare per tutti coloro che sono interessati all'osservazione dell'eclissi solare del 2017. Ho presentato una presentazione in power point su cos'è un'eclissi solare, come/quando accade, la differenza tra lunare e solare e lei ha dimostrato e informato tutti sulla sicurezza! Abbiamo ricevuto così tante meravigliose domande dai genitori su cosa è accettabile e cosa non dovresti mai fare durante un'eclissi solare. Tutti i partecipanti hanno ricevuto occhiali di sicurezza per l'eclissi solare, insieme alla documentazione sulla sicurezza. Abbiamo avuto circa poco più di 400 partecipanti per tutta la notte.


Credito fotografico: Matthew Junker, "The Forecaster" e Ron Thompson


Credito fotografico: Scott Stobbelaar


Credito fotografico: Gene Hanson


Credito fotografico: Maria Lomeli Library Assistant III Biblioteche gratuite della contea di Monterey

I membri del MIRA Astronomy Club hanno tenuto la presentazione dell'eclissi solare della King City Library di grande successo il 12 agosto. Il presidente del MIRA Club Tom Piller ha tenuto una breve presentazione sull'eclissi solare e ha incluso una spiegazione del ciclo di Saros. Il membro del club Mike Schimpf, ha fornito la ricerca e ha contribuito a delineare la presentazione. Successivamente, Tom ha impostato il suo telescopio (e il filtro solare protettivo) per alcune fantastiche osservazioni solari pubbliche! Tom scrive: "Mentre il telescopio veniva installato, i partecipanti sono stati istruiti sull'uso dei vetri solari forniti da NSN e hanno trascorso del tempo a guardare il sole. I due bambini nella foto non avevano mai guardato attraverso un telescopio prima e hanno trascorso diversi minuti ciascuno osservando il sole. Ha portato un sorriso sul mio viso come ho dovuto quasi spingerli via. Futuri astronomi!"

Ci sono stati centinaia di altri grandi eventi di preparazione all'eclissi tenuti dai club in tutto il paese, questi sono solo un piccolo esempio degli eventi registrati utilizzando il sistema NSN. Il nostro prossimo articolo speciale conterrà eventi selezionati che i club hanno tenuto nel grande giorno, il 21 agosto 2017, un giorno che i club NSN hanno contribuito a rendere speciale per milioni di persone negli Stati Uniti mentre sono state trattate con la meraviglia di un'eclissi solare!

Ultimo aggiornamento: 22 marzo 2018

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Risposte e variazioni periodiche dell'intensità dei raggi cosmici e della velocità del vento solare ai numeri delle macchie solari

Per studiare il comportamento periodico e la relazione dei numeri delle macchie solari con l'intensità dei raggi cosmici e la velocità del vento solare, presentiamo l'analisi dei dati giornalieri generati da gennaio 1995 a dicembre 2018. Per condurre l'indagine sono stati impiegati strumenti di correlazione incrociata e trasformazione wavelet. Le analisi hanno confermato che l'intensità dei raggi cosmici è correlata negativamente con i numeri delle macchie solari, esibendo una relazione di fase asincrona con una forte correlazione negativa. L'andamento dell'intensità dei raggi cosmici indica che subisce la modulazione di 11 anni che dipende principalmente dall'attività solare nell'eliosfera. D'altra parte, la velocità del vento solare non mostra una chiara relazione di fase né è correlata con i numeri delle macchie solari, ma mostra un'ampia gamma di periodicità che potrebbero essere collegate allo schema della configurazione del foro coronale. Dall'analisi wavelet sono state osservate anche una serie di variazioni a breve e medio termine, ovvero 64-128 e 128-256 giorni per l'intensità dei raggi cosmici, 4-8, 32-64, 128-256 e 256-512 giorni per l'intensità dei raggi cosmici. velocità del vento solare e 16-32, 32-64, 128-256 e 256-512 giorni per i numeri delle macchie solari.

1. Introduzione

È ben noto che varie attività solari sono strettamente associate ai processi del campo magnetico solare e lo studio dell'evoluzione a lungo termine delle attività solari è utile per la comprensione dell'atmosfera solare e delle teorie della dinamo (ad es., [1-4] ). I numeri delle macchie solari (SSN), essendo l'indice più importante delle attività solari, sono stati ampiamente studiati insieme ad altri indici [5-13].

I raggi cosmici sono particelle altamente energetiche che colpiscono la terra dallo spazio. Possono essere originati da due fonti primarie: raggi cosmici eliosferici e galattici (GCR). Il vento solare è caricato elettricamente e le particelle energizzate possono muoversi liberamente alla velocità di circa 400 km·s -1 nello spazio eliosferico. Sia l'intensità dei raggi cosmici che la velocità del vento solare (SWS) sono strettamente correlate alle variazioni dell'attività solare. Mostrano variazioni in diversi periodi di tempo [11, 14–22].

L'intensità dei raggi cosmici (CRI) varia per numerose cause, inclusi i parametri del vento solare e il numero di macchie solari. Mishra et al. [23] hanno mostrato che la velocità del vento solare ha una forte correlazione positiva con il CRI durante il ciclo solare 21. Secondo Jokipii e Thomas [24], la variazione del parametro angolare osservativo dell'equatore eliografico potrebbe causare notevoli cambiamenti nell'intensità dei raggi cosmici galattici. L'evoluzione a lungo termine dei raggi cosmici può indicare l'effetto del ciclo solare. Alcuni attributi dei raggi cosmici e il loro comportamento nel ciclo di 11 anni con il campo magnetico interplanetario (IMF) hanno mostrato una diminuzione del flusso GCR che corrisponde ad un aumento dell'intensità dell'IMF [25]. Ahluwalia [26] ha attribuito la diminuzione del flusso di raggi cosmici galattici osservato all'aumento della modulazione residua all'interno dell'eliosfera utilizzando i dati GCR dal 1937 al 1998. È stato anche notato che non vi è stato alcun aumento del SSN osservato durante lo stesso periodo di osservazione. Fujimoto et al. [6] hanno osservato i cambiamenti del CRI con l'attività solare Hempelmann e Weber [27] hanno utilizzato l'analisi di Fourier delle serie temporali e hanno sospettato che i raggi cosmici abbiano un legame con l'attività solare in seguito alle loro osservazioni che hanno mostrato picchi significativi di 10,7, 22,4 e 14,9 anni .

Yan et al. [28] hanno studiato la relazione di fase tra SSN, indice di flare e flusso radio solare utilizzando l'analisi di correlazione incrociata. Perez-Peraza et al. [29] hanno presentato prove dell'esistenza di fluttuazioni dei raggi cosmici con una periodicità di circa 30 anni. Li et al. [22] e Li et al. [30] hanno studiato le periodicità in SWS giornalieri e osservato periodi diversi con velocità del vento basse e alte.

Sono stati condotti molti studi diversi per comprendere diversi meccanismi nel nostro sistema solare, che sarebbero strumenti utili per la conoscenza e la comprensione del nostro clima spaziale e la protezione degli oggetti artificiali dello spazio esterno. Oloketuyi et al. [31] hanno studiato l'influenza dei numeri dei gruppi di macchie solari sulle classi di brillamento, trovando che diverse classi di brillamenti rispondono in modo diverso alle emergenze del gruppo di macchie solari. Questo studio, tuttavia, ha studiato il comportamento e le risposte del CRI osservati sulla Terra e SWS all'attività magnetica solare utilizzando SSN. Il presente studio è un tentativo di scoprire nuove periodicità e relazioni tra SSN e CRI con SWS che amplieranno la nostra comprensione delle modulazioni dei raggi cosmici all'interno dell'eliosfera rispetto alle attività solari.

2. Dati e modalità

2.1. Dati

I dati utilizzati in questo studio sono stati ottenuti da diverse fonti tra il gennaio 1995 e il dicembre 2018. Il periodo di indagine copre i cicli solari 23 fino al ciclo attuale 24 utilizzando dati giornalieri. I dati ottenuti sono stati utilizzati per studiare la variazione periodica di SSN con CRI e SWS.(1) Raggio cosmico giornaliero: i dati CRI utilizzati in questo studio sono corretti per la pressione e ottenuti dalla Cosmic Ray Station dell'Osservatorio geofisico dell'Università di Oulu/Sodankyla. I dati sono impostati su una risoluzione automatica di 1440 minuti e possono essere scaricati da http://cosmicrays.oulu.fi/. La Figura 1(a) mostra le distribuzioni giornaliere dei dati CRI. (2) Numeri giornalieri di macchie solari: il SSN giornaliero utilizzato in questo studio è stato ottenuto dall'indice delle macchie solari e dalle osservazioni solari a lungo termine. Il World Data Center per la diffusione dei numeri internazionali delle macchie solari è disponibile all'indirizzo http://www.sidc.be/silso/datafiles. La distribuzione giornaliera del SSN è presentata nella Figura 1 (c). (3) Vento solare giornaliero: i dati SWS giornalieri utilizzati sono stati generati da diversi veicoli spaziali in orbita attorno alla Terra e possono essere ottenuti da https://spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/omni/low_res_omni/omni_m_daily.dat. Le distribuzioni giornaliere di SWS sono presentate nella Figura 1 (e).

2.2. metodi

Per raggiungere l'obiettivo di rilevare le risposte e le periodicità significative di CRI e SWS a SSN nei cicli solari studiati, sono stati impiegati l'analisi della correlazione incrociata, le trasformate wavelet continue e i metodi di coerenza wavelet.

2.2.1. Analisi delle correlazioni incrociate

L'analisi della correlazione incrociata (CCA) è un metodo ben noto utilizzato per trovare dove due segnali corrispondono. Diversi autori hanno utilizzato questo metodo. Il coefficiente di correlazione incrociata tra le due serie di dati è definito come [32]

rappresenta il valore medio di SSN, rappresenta il valore medio per CRI o SWS,

rappresentano le rispettive deviazioni standard. Il coefficiente positivo significa che la serie temporale di SSN precede gli altri parametri mentre il coefficiente negativo indica il ritardo.

2.2.2. Metodi di trasformazione wavelet

L'analisi wavelet è uno strumento computazionale che aiuta nella scomposizione di segnali variabili in dissezioni temporali e di frequenza. Questo metodo aiuta nella riduzione del rumore da un segnale utilizzando il processo di approssimazione. È stato notato che la Continuous Wavelet Transform (CWT) è un potente strumento per rilevare le oscillazioni localizzate e quasiperiodiche [33, 34]. La coerenza wavelet (WTC), una forma estesa di Continuous Wavelet Transform, viene utilizzata nell'analisi della relazione tempo-frequenza tra segnali che variano in due tempi [33, 35-39]. Rivelano somiglianze negli stati di due sistemi e consentono lo studio della sincronizzazione o della differenza di fase in dati di due serie temporali [40].

La trasformata cross-wavelet (XWT) per i segnali che variano due volte SSN

La e indica la trasformata wavelet continua dei segnali variabili nel tempo SSN e CRI o SWS . Il

designa coniugazione complessa. L'argomento complesso arg può essere considerato come una fase relativa localizzata tra SSN e CRI o SWS nel dominio tempo-frequenza che è la differenza dell'angolo di fase tra loro [33].

Le trasformate wavelet continue di una funzione continua

rispetto a una wavelet a valori reali

in quale S e sono detti rispettivamente parametri di scala e di traslazione. , rappresenta i coefficienti della trasformata wavelet ed è la wavelet madre fondamentale.

Wavelet Coherence (WTC) funziona come un coefficiente di correlazione, per cui le aree di alta potenza comune tra dati che variano in due tempi vengono rivelate nei loro domini di tempo e frequenza. Questa tecnica è unica e utile nel calcolo del tempo e della frequenza dei segnali in modo tale da distinguere una coerenza significativa anche nella loro comune bassa potenza [33]. L'importanza del WTC è dovuta alla circostanza che lo spettro incrociato wavelet non sembra buono per testare l'interrelazione tra due progressioni [42, 43]. La coerenza wavelet di due segnali variabili nel tempo A e B può essere definita come

in quale S rappresenta l'operatore di livellamento in entrambe le componenti di tempo e frequenza, rappresenta le wavelet per i dati variabili nel tempo del SSN e per CRI o SWS. è l'onda incrociata. Il cono di influenza (COI) definisce la potenza wavelet per una discontinuità al bordo che diminuisce di un fattore

[33]. L'analisi wavelet è stata impiegata su tutti i set di dati separatamente per i cicli solari selezionati e sui cicli solari combinati per tutti gli indici di attività solare utilizzati.

La funzione Morlet Wavelet è rappresentata da

Un'onda sinusoidale piana con ampiezza derivata nel tempo dalla funzione gaussiana dove

è una frequenza adimensionale. = 6 è stato adottato per fornire un buon equilibrio tra risoluzione spettrale e temporale [33, 36]. Per questo studio, nell'analisi è stato applicato un livello di confidenza del 95% [33].

3. Risultati e discussioni

Nella tabella 1 sono riportati i coefficienti di correlazione ottenuti tra il SSN giornaliero con CRI e SWS. L'analisi mostra che CRI è correlato negativamente con SSN per i due cicli solari. L'analisi della correlazione incrociata mostra forti anticorrelazioni con coefficienti di -0,72 e -0,73 per i cicli 23 e 24, rispettivamente. Tuttavia, l'analisi per SWS con SSN mostra correlazioni positive irrilevanti.

La Figura 1 mostra le distribuzioni e le tendenze per SSN, CRI e SWS. Le tendenze sono state calcolate utilizzando una media mobile di 13 giorni. Da questa cifra, è stato osservato un aumento significativo del CRI durante i minimi solari mentre diminuisce ai picchi dei cicli solari. Le tendenze rivelano perfettamente le variazioni che mostrano nelle risposte a lungo termine al SSN. Il CRI mostra una periodicità simile al ciclo solare di 11 anni al contrario mentre il SWS mostra modulazioni irregolari in risposta alle attività solari. Questa osservazione in CRI potrebbe essere attribuita alla variazione di ampiezza del campo magnetico eliosferico al massimo solare che riduce l'afflusso di raggi cosmici galattici che entrano nel sistema solare e viceversa ai minimi solari a causa della bassa attività magnetica solare. Ciò dimostra che il CRI è libero e costantemente abbondante al di fuori dell'eliosfera, ma la sua influenza e modulazione nell'eliosfera dipendono esclusivamente dalle attività solari.

La Figura 2 mostra le analisi di correlazione incrociata tra SSN giornaliero e CRI e SWS giornalieri. L'ascissa in ogni frame mostra il ritardo o lo spostamento temporale rispetto al SSN. I valori negativi designano spostamenti all'indietro o ritardi e, se positivi, indicano il contrario. La linea tratteggiata verticale in ogni fotogramma non indica alcuno spostamento o confine di fase. Dall'analisi della correlazione incrociata nella Figura 2 (a), CRI mostra una forte correlazione negativa con SSN per il ciclo solare 23. È in ritardo rispetto a SSN con coefficienti di -0,72. Inoltre, CRI mostra anche l'anticorrelazione con SSN con un coefficiente di -0,73 nel ciclo 24 come mostrato nella Figura 2 (b). I due frame delle Figure 2(c) e 2(d) mostrano che SSN e SWS sono non correlati nei cicli 23 e 24 con coefficienti rispettivamente di 0,05 e 0,02.

La figura 3 mostra l'analisi di correlazione per il periodo complessivo. L'analisi mostra il comportamento complessivo di CRI e SWS rispetto al SSN. La serie temporale di CRI è in ritardo rispetto a SSN con un coefficiente di correlazione di -0,73 mostrato nella Figura 3 (a), mentre SWS non è correlato con SSN con un coefficiente debole di 0,06 come mostrato nella Figura 3 (b).

3.1. Analisi Wavelet
3.1.1. Trasformata Wavelet Continua di Morlet

Per studiare le variazioni periodiche del SSN giornaliero con CRI e SWS, è stata impiegata la trasformata wavelet di Morlet con l'approssimazione del rumore rosso sull'insieme dei dati utilizzati. I risultati sono presentati nelle Figure 4-6, dove in ciascuna figura (a) mostra la serie temporale media di scala dei dati giornalieri, (b) mostra lo spettro di potenza wavelet (WPS) e (c) mostra il loro spettro wavelet globale ( GWS). Dalle figure, i colori rivelano i livelli di potenza e la frequenza nello spettro di potenza wavelet. Le aree blu designano regioni di bassa potenza mentre le aree gialle e nere designano regioni di maggiore potenza. La sottile linea nera in ciascun pannello (b) è il cono di influenza (COI) che rappresenta il livello di confidenza del 95%. Questo è stato introdotto per ridurre al minimo gli errori nelle aree suscettibili di avere effetti di bordo dovuti alla discontinuità, ed è riempito con zeri. I risultati GWS, che rappresentano la variazione di potenza con il periodo, sono presentati nei pannelli (c).

La Figura 4 mostra l'analisi wavelet per il CRI giornaliero. L'analisi mostra periodicità di 64-128 e 128-256 giorni. La periodicità più importante è di 128-256 giorni. Questa periodicità è apparsa in entrambi i cicli solari con un valore di picco di 2,47 × 10 6 sullo spettro wavelet globale. Lo spettro wavelet mostra anche che CRI è più dominante nel ciclo 23 con più variazioni e ampiezze maggiori.

L'analisi wavelet per l'SWS giornaliero è presentata nella Figura 5. È stata osservata un'ampia gamma di periodicità. La periodicità più significativa è di 256-512 giorni che è apparsa in entrambi i cicli e ha raggiunto il picco di 7,53 × 10 5 sullo spettro wavelet globale. Anche la periodicità di 4-8 giorni è significativa con 6,3 × 10 4 sull'analisi dello spettro wavelet globale. Altre periodicità evidenti includono 32-64 giorni nel 1996, 1999-2001, 2003-2005 e 2017, mentre in entrambi i cicli è stata osservata una periodicità di 128-256 giorni. Per lo spettro wavelet SWS, entrambi i cicli sembrano essere moderatamente consistenti. La serie temporale media di scala mostra che SWS ha le sue ampiezze più elevate nella fase discendente del ciclo 23.

La Figura 6 mostra le periodicità per il SSN giornaliero. Da questa cifra, SSN mostra un'ampia gamma di periodicità nel ciclo 23. Le periodicità osservate includono 16-32, 32-64, 128-256 e 256-512 giorni. La maggior parte di queste periodicità è apparsa brevemente nel ciclo solare 23. La periodicità di 16-32 giorni è apparsa brevemente nel ciclo 23 dal 1999 al 2002 mentre 32-64 è stata osservata brevemente in entrambi i cicli 23 e 24. La periodicità è stata osservata brevemente tra il 1999 e il 2000 in ciclo 23 e dalla fine del 2010 all'inizio del 2014 nel ciclo 24. La periodicità più significativa è di 256 giorni che è apparsa in entrambi i cicli solari. Lo spettro wavelet per SSN mostra che il ciclo solare 24 è più debole rispetto al ciclo 23. L'ampiezza di SSN è molto più alta durante il ciclo solare 23.

3.1.2. Coerenza Wavelet (WTC)

Questo studio ha impiegato anche il metodo della coerenza wavelet, uno strumento esteso delle trasformate wavelet. L'analisi della coerenza wavelet è stata utilizzata per esaminare le relazioni di fase che CRI e SWS hanno indipendentemente con SSN. I risultati delle analisi sono mostrati nella Figura 7. Il livello di confidenza dell'analisi di coerenza wavelet presentata è superiore al 95%.

La Figura 7 (a) mostra l'analisi del WTC per SSN e CRI mentre la Figura 7 (b) per SSN e SWS. Le direzioni delle frecce indicano le relazioni di fase relative esistenti tra loro. Se le frecce puntano verso destra (sinistra), indicano che SSN è in fase (antifase) con CRI o SWS. Quando le frecce puntano verso l'alto (verso il basso), indicano che la relazione di fase è in anticipo (in ritardo). La linea tratteggiata bianca in ogni pannello è il cono di influenza (COI) introdotto.

Nella Figura 7 (a), SSN mostra una relazione di fase asincrona con CRI. Le regioni gialle indicano una forte anticorrelazione o relazione antifase a periodicità più elevate tra 64 e 256 giorni in entrambi i cicli. Le regioni blu indicano una bassa presenza di interazioni di fase. L'analisi mostra che il numero di macchie solari è in testa all'intensità dei raggi cosmici e c'è una leggera coerenza di fase con una periodicità di circa 8 giorni nella fase discendente del ciclo 23 dal 2004 al 2006. Tuttavia, non c'è altra sincronizzazione di fase significativa in nessun punto dell'analisi . Questo potrebbe essere attribuito alle loro diverse e indipendenti fonti nello spazio interplanetario.

La Figura 7 (b) mostra l'analisi della coerenza wavelet per SSN e SWS. L'analisi non mostra una forte interazione di fase in entrambi i cicli solari. Tuttavia, la coerenza di fase era relativamente presente e si verificava ad alcune periodicità. La sincronizzazione di fase osservata è apparsa brevemente dal 2012 al 2015 e poi al 2017 con una periodicità di circa 2 e 8 giorni. Altre notevoli sincronizzazioni di fase osservate includono periodicità tra 2 e 8 giorni dal 2001 al 2005 e variazioni di 1 e 2 giorni dal 2010 al 2012. SSN conduce quando le frecce puntano verso est in giallo. Le anticorrelazioni di fase osservate erano per lo più intorno alle fasi discendente e ascendente dei cicli solari. In gran parte, le interazioni di fase irregolari a diverse periodicità potrebbero essere attribuite al modello di configurazione nel foro coronale e al deflusso del vento solare da diverse fonti a causa delle strutture magnetiche solari [44, 45].

L'analisi della correlazione incrociata concorda con gli studi precedenti. Forbush [46] e [47] hanno confermato l'anticorrelazione di CRI con SSN utilizzando dati provenienti da diverse stazioni tra il 1937 e il 1952. Mishra [48] ha utilizzato i dati mensili del Grouped Solar Flare Index (GSF), invece di SSN e CRI per i cicli solari 20 a 23. È stato osservato che CRI è correlato negativamente con le attività solari nei cicli da 20 a 23. Kane [15] e [11] hanno anche scoperto che CRI è anticorrelato con SSN. Tuttavia, Tiwari et al. [49] ha suggerito che la forza dell'IMF caratterizzasse l'effetto quantitativo sul raggio cosmico.

Per il SWS Emery et al. [50] hanno studiato diversi componenti di SWS e sono state osservate periodicità di 9, 13.5, 27 giorni. Altre periodicità ottenute includono 120-145, 145-165, 270-300 giorni e 1,3-1,4 anni dall'analisi. Singh e Gautam [51] hanno studiato i parametri del vento solare, e nel campo magnetico interplanetario (IMF), sono state trovate una serie di variazioni: ∼9, ∼14, ∼75, ∼99, 200 giorni, 1.4 anni, 1.7 anni. Queste periodicità sono state osservate nelle variazioni annuali, semestrali e triennali.

Le macchie solari si formano a causa delle forti attività magnetiche del sole. Queste attività del campo magnetico solare possono portare al riscaldamento della corona solare con conseguente fuoriuscita del vento solare dal foro coronale. È stato notato che le differenze nelle variazioni SWS potrebbero essere attribuite alle loro diverse fonti e alla configurazione del foro coronale. Dunzlaff et al. [52] e Lario e Roelof [53] hanno suggerito che diverse strutture di fori coronali potrebbero portare a diverse strutture di regioni di interazione co-rotante che potrebbero anche essere applicabili.

Joshi et al. [54] hanno mostrato periodicità di (∼175, 133, 113, 104, 84, 63 giorni) nell'attività delle macchie solari del ciclo solare 23. Mendoza e Velasco-Herrera [55] hanno mostrato l'analisi wavelet di tutti i gruppi di macchie solari. Le periodicità significative nello spettro globale sono circa 2, 1,3, 0,7, 0,4 e 0,20 anni, le più importanti sono 2 e 1,3 anni. Il loro spettro wavelet indica che per i cicli da 16 a 19 e 21 e 22 le periodicità di medio termine (MTP) sono dominanti. Chowdhury et al. [56] ha utilizzato l'analisi spettrale di potenza e wavelet continua per studiare le periodicità delle macchie solari nel ciclo 22, è stata osservata un'ampia gamma di quasiperiodicità significative di 87-106, 159-175, 194-219, 292-318 e ∼389 giorni durante il ciclo Sono stati osservati 23 periodi di 69-95, 113-133, 160-187, 245-321, 348-406 d e ∼ 1,3 anni. Sono stati osservati i cicli solari combinati 22 e 23, periodicità di 24-43, 50-73, 86-120, 130-180, 240-270 giorni e periodi quasi annuali di 330-380 giorni. Yin et al. [57] hanno anche trovato periodicità tra 23 e 36 giorni nel ciclo solare 15, 21-34 giorni nel ciclo 16, 24-35 giorni nel ciclo 18 e 23-33 giorni nei cicli 20 e 22. Kilcik et al. [58] hanno osservato che una periodicità di 300-370 giorni è apparsa solo nei cicli 18, 20 e 23. Oloketuyi et al. [31] hanno scoperto che i brillamenti B hanno risposto in modo diverso dagli altri brillamenti ai numeri dei gruppi di macchie solari avendo cicli di circa 5 anni di variazione.

4. Conclusioni

Abbiamo studiato le variazioni temporali e periodiche di CRI e SWS con SSN nei cicli solari 23 e 24 utilizzando cross-correlazione e trasformate wavelet. I risultati ottenuti sono riassunti come segue.

Abbiamo scoperto che il CRI subisce un ciclo solare di 11 anni all'interno dell'eliosfera, che è fortemente influenzato principalmente dalle attività solari. Il ciclo formatosi ha il suo culmine al minimo solare e viceversa. Il presente studio ha anche confermato che i numeri giornalieri di macchie solari e CRI sono correlati negativamente. Le anticorrelazioni osservate dai cicli sono altamente significative. SWS è risultato non correlato con SSN.

Le analisi wavelet mostrano un'ampia gamma di periodicità. Le periodicità osservate per il CRI giornaliero includono 64-128 e 128-256 giorni. La periodicità più importante è di 128-256 giorni che è apparsa in entrambi i cicli analizzati. La SWS giornaliera osservata mostra un'ampia gamma di periodicità. Le periodicità ottenute includono 4-8, 32-64, 128-256 e 256-512 giorni che sono apparsi in entrambi i cicli e la periodicità più significativa con un valore di picco di 7,53 × 10 5 sullo spettro wavelet globale. L'analisi wavelet mostra anche che la maggior parte delle periodicità per i numeri giornalieri delle macchie solari sono state ottenute nel ciclo solare 23. Le periodicità ottenute per lo più sono apparse brevemente includono 16-32, 32-64, 128-256 e 256-512 giorni. La periodicità più significativa è di 256 giorni che sono apparsi in entrambi i cicli solari. Lo spettro wavelet mostra che il ciclo di attività solare 24 è più debole rispetto al ciclo 23.

Recentemente, Singh [59] ha studiato le variazioni a breve termine di SWS, CRI, campo magnetico interplanetario, SWS, flusso radio solare e indice Ap geomagnetico. Lo studio ha studiato i cicli solari da 20 a 24 che coprono il periodo di inversione di polarità e ha trovato periodicità di 2,5, 4,5, 9, 14,5 e 30,1 giorni per SWS mentre le periodicità CRI 2,8, 13,1 e 18,5 giorni. Periodicità osservate significative ottenute per altri indici includono 18,5, 16,7, 13,5, 10,6, 9,1, ∼6,8, 5,5, ∼4,2, 2,8, 2,4, 1,8 giorni. Allo stesso modo, Tsichla et al. [60] hanno studiato cinque cicli solari dal 1965 al 2018 per nuove periodicità per CRI, macchie solari, componente Bz del campo magnetico interplanetario e indice Ap geomagnetico. Le periodicità osservate sono periodi di 5,5, 6 e 9 anni e 13,9 giorni, inclusi i periodi di 27 giorni, 11 anni e le periodicità di 1,7 e 2,9 anni che risultano essere multipli interi del Rieger e periodi QBO, rispettivamente.

L'analisi della coerenza wavelet conferma anche che CRI e SSN sono correlati negativamente. L'analisi mostra anche che la CRI è rimasta indietro rispetto ai numeri delle macchie solari. In gran parte, mostrano una relazione di fase asincrona, una chiara indicazione che CRI nello spazio interplanetario risponde negativamente all'attività solare. D'altra parte, SWS non mostra una chiara relazione di fase con SSN ma un'interazione di fase in gran parte irregolare, un fenomeno che potrebbe essere meglio descritto come rumore, che potrebbe essere collegato a irregolarità nelle configurazioni dei fori coronali da cui proviene il vento solare ad alta velocità. . Tuttavia, la disponibilità di una definizione di fase fisicamente significativa dipende in modo cruciale dalla scelta appropriata della frequenza di riferimento [61]. Se vogliamo indagare la relazione di fase tra i diversi indicatori di attività solare, dovremmo fare attenzione nella scelta delle scale periodiche di riferimento [62]. I modi a bassa frequenza possono essere considerati come un trend a lungo termine e i modi ad alta frequenza come una componente stocastica non casuale ma modulata in ampiezza [63].

La relazione di anticorrelazione del SSN con il CRI potrebbe essere attribuita in gran parte all'afflusso di raggi cosmici galattici nello spazio eliosferico, e la risposta del CRI mostra che potrebbe essere utile nello studio delle attività solari e di altri parametri come i brillamenti solari e le CME in il sistema solare. Tuttavia, è necessario effettuare ulteriori indagini sul magnetismo solare e sui suoi meccanismi che sono la fonte primaria e le cause dei fenomeni legati al sole.

Disponibilità dei dati

Gli autori esprimono i loro apprezzamenti ai fornitori di dati utilizzati: la stazione di Oulu per i dati sui raggi cosmici http://cosmicrays.oulu.fi/, l'Osservatorio geofisico di Sodankyla e il World Data Center sia per il vento solare (SWS: https:// spdf.gsfc.nasa.gov/pub/data/omni/low_res_omni/omni_m_daily.dat) e sunspot (SSN: http://www.sidc.be/silso/datafiles) e al software wavelet fornito da C. Torrence e G. Compo, http://paos.colorado.edu/research/wavelets/.

Conflitto di interessi

Gli autori dichiarano di non avere conflitti di interesse.

Ringraziamenti

Questo lavoro è stato finanziato dalle sovvenzioni del Programma di ricerca prioritaria strategica del CAS con la sovvenzione XDA-17040507, la Fellowship del presidente CAS-TWAS e la National Science Foundation of China (NSFC 11533009, 11973086 e 11603074). Questo lavoro è stato anche finanziato dal progetto supportato dal Fondo di ricerca specializzato per il laboratorio chiave della provincia di Shandong. Inoltre, gli autori sono anche grati al progetto scientifico One Belt e One Road della West Light Foundation, CAS.

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