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Workshop - STUDI DI OSSERVAZIONE DELL’UNIVERSO - 25 e 26 marzo 2009

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OBIETTIVI

• DETERMINAZIONE DELLA FENOMENOLOGIA DELLO SPACE WEATHER, CONSIDERANDO IL SISTEMA SOLE-TERRA CON APPROCCIO INTEGRATO

• SVILUPPO DI MODELLI DEL SISTEMA FISICO SOLE-ELIOSFERA-MAGNETOSFERA

mediante

• STUDIO DELL’ORIGINE DELLE PERTURBAZIONI SOLARI

• STUDIO DEGLI EFFETTI DELLE SEP E DELLE PERTURBAZIONI DEL VENTO SOLARE NELLO SPAZIO CIRCUMTERRESTRE

• STUDI DEI PROCESSI DINAMICI DELLA MAGNETOSFERA MEDIANTE RETI MAGNETOSFERICHE

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SPACE WEATHER: CAMPO D’INDAGINE

Messerotti et al., 2009

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SPACE WEATHER: GLI EFFETTI

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SPACE WEATHER: LA RICERCA ITALIANAINAF (Istituto Nazionale di Astrofisica)

Torino Osservatorio AstronomicoTrieste Osservatorio AstronomicoFirenze Osservatorio AstrofisicoRoma Osservatorio AstronomicoRoma IFSI-Ist. di Fisica dello Spazio IPNapoli Osservatorio AstronomicoPalermo Osservatorio AstronomicoCatania Osservatorio Astrofisico

CNR (Consiglio Nazionale delle Ricerche)IFA Iistituto di Fisica dell’Atmosfera

INGV Istituto Naz. di Geofisica e Vulcanologia

ICTP International Centre for Theoret. Physics

UNIVERSITA’TorinoTriesteFirenzeL’AquilaRomaNapoliRendePalermoCatania

Torino Trieste

Firenze

L’Aquila

Roma

Napoli

Catania

Palermo

Rende

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SPACE WEATHER: LA RETE ITALIANA

Torino Trieste

Firenze

L’Aquila

Roma

Napoli

Catania

Palermo

Rende

TSRS

PSPT

VAMOS

YOHKOH

IFSI/INAF

Dome-C

SuperDARN

Mt. Hermon (Israel)

Rome

Los Cerrillos-Santiago

LARC Antarctica

IFSI/INAF

CR Monitors

IFSI/INAF

Magnetosphere

Heliosphere

Aurora MonitorIFSI/INAF

IFSI/INAF

ULYSSES

IFSI/INAF

Cluster II

ARPL

INGV

Geomagnetism

Ionosphere

HR H-alpha

Astrobiology

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SPACE WEATHER: ORGANIZZAZIONE EU

European Regional Warning Centers of ISES

European Space Agency (ESA)

European Commission

COST 724 DIAS system

Space Weather Pilot Projects – SWENET - SSA

Brussels, Lund, Warsaw, Prague

ESWP, NMDB COST 296

COST ES0803COST Iono

New Action

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• VAMOS is a magneto-optical filter (MOF)that we are calibratingas a magnetograph to provide thephotospheric context for Space Weatherstudies.

• Calibration is done with a diode lasersystem (upper panel) and consists mainly indetermining the suitable bandpasses of the2 vapour cells, MOF and Wing Selector (WS)which depend on TK (vapour temperature)and Bex (cell magnetic field).

•The final calibration for VAMOS is given inthe lower panel, for both the red and blueline wings.

Blue Red

SELEZIONE DI RISULTATI DEL

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• The Intensity Effect: The MOF and WSbandpasses depend not only on TK and Bex but alsoon the radiation intensity Iν entering the cell (figureon the right).• We need to account for the Intensity Effect forsolar observation and for modeling the MOF andWS spectral transmission.• This result is to be published in Solar Phyisics.

REFERENCES:

Severino G., Oliviero M. and Landi Degl'Innocenti, E.:

2007, A Simulation of Magneto-Optical Filter (MOF)

Transmission Profiles: Lights and Shadows, ASP

Conference Series, 368, 617

Magri' M., Oliviero M., Severino G.: 2008, Accurate

Intensity-Velocity Phase Difference in the Potassium

Resonance Line Obtained with VAMOS, Solar Phys.,

247, 15

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Since 1996 multi-band full-disk

synoptic observations (spatial

resolution approx 2 arcsec per pixel,

photometric accuracy < 0.5% ).

CaII K = 393. 2 & 0.25 nm

Blue = 409.4 & 0.27 nm

Red = 606.9 & 0.45 nm

From 2007 onward

Gband = 430.7 & 1.2 nm

And more recently also

Green = 535.7 & 0.5 nm

CaII K = 393.3 & 0.11 nm

Precision Solar Photometric Telescope

Utilizes facilities at :

• Mauna Loa Solar Observatory http://lasp.colorado.edu/pspt_access

• Rome Astronomical Observatory http://www.mporzio.astro.it/solare

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Durante una campagna osservativa coordinata (IBIS/DST, HINODE, MDI/SOHO, TRACE), è

stata osservata la NOAA 10977, costituita da due strutture di polarità opposta che non

presentavano penombra.

Durante la fase di decadimento nella naked-spot di polarità negativa sono state osservate

diverse strutture, denominate Moving Magnetic Features (MMF), che si allontanavano

radialmente. Le MMF presentavano un diametro ≈ 103 km, una velocità ≈ 0.7 km s-1 ed un

flusso ϕ ≈ 3-10 × 1017 Mx hr -1.

E’ la prima volta che vengono osservate MMF bipolari che fuoriescono da una macchia priva

di penombra. Queste osservazioni mettono in discussione i modelli formulati fino ad ora per

descrivere la formazione e l’evoluzione delle MMF e le modalità di decadimento delle

macchie.

Osservazioni di Moving Magnetic Features

in una regione attiva in fase di decadimento

Zuccarello et al. (2009)

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Temporal Evolution of Super Active regions:

Complexity and Flare productivity - 1

14 Super Active Regions observed between Jan. 2000 - Dic. 2006

Flare Index (50h) > 500

- Cadence 96 mins., plate scale 1.98 arcsec. /pxl- Disk Center (Long. Dist. < 41°)

MDI magnetograms AR 9026

Photospheric complexity indicators

- Generalized Fractal Dimension D8

- Multifractal Indicators: Dimensional Diversity Dd, Contribution Diversity Cd

Coronal complexity indicators

After force-free magnetic field extrapolation from

magnetograms, we estimated:

-Total Volume of magnetically unstable volumes ,Iv- Linear fit to the Free-Energy distribution of

magnetically unstable volumes αE

Criscuoli et al. (A&A, submitted)

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Temporal Evolution of Super Active regions:

Complexity and Flare productivity - 2

Criscuoli et al. (A&A, submitted)

During the emerging phase, D8 increases

with time, while Cd and Dd decrease . The

opposite is observed during the decay

phase.

αE has no trend with time (in agreement

with Vlahos&Gergoulis, 2004)

Iv has large variations in correspondence

with bursts of flares.

D8 is the most suitable for Flare

Forecasting over long temporal ranges.

Iv is the most suitable over short temporal

ranges.

Results

Temporal evolution of parameters for NOAA9236

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Modelli di iniziazione di CME

Scopo di questo lavoro è studiare, mediante un codice numerico, similarità e differenze

nella evoluzione di una configurazione multi-flux (breakout) quando si verificano emersione

di flusso o shearing dei footpoint.

I risultati ottenuti mostrano che nell’ipotesi di emersione di flusso magnetico, non viene

osservata la cosiddetta “flare reconnection”, di conseguenza, l’arcata centrale non si

distacca dal Sole, mentre ciò avviene nel caso di shearing dei footpoint dell’arcata.

Inoltre, l’eruzione che viene ottenuta in entrambi i casi è diversa da quella proposta nel

modello breakout di Antiochos.

Ricerca svolta in collaborazione con:

• Center for Plasma Astrophysics, KULeuven (S. Poedts, A. Soenen, C. Jacobs, F.P.

Zuccarello)

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PREDICTION OF GEOEFFECTIVE

SOLAR RADIO BURSTS

2006.12.05 X9.0

GOES SXR

I burst radio solari (SRB) nella banda 1-3

GHz possono interferire le comunicazioni

radio ed i sistemi GPS. Per mitigarne gli

effetti è quindi necessario lo sviluppo di un

sistema di previsione.

• Usando i dati decimetrici del Sistema

Radio Solare di Trieste, si sono

analizzate 100 architetture di ANN con

algoritmi genetici.

I risultati indicano che le Multi-Layer

Perceptron e le General Regression

NN hanno le migliori prestazioni.

L’inclusione di dati SXR associati non

comporta alcun miglioramento (Molinaro

et. al., COSPAR 2008).

• Uno studio delle caratteristiche

temporali di SRB decimetrici ha

evidenziato l’esigenza di osservazioni

ad altissima risoluzione temporale

(Messerotti, 2008, 2009)

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Modello empirico di probabilità di un evento SEP nell’ambiente circumterrestre (Storini et al.)

Modello sviluppato (Space Weather Journal - in press)

Contorni di

probabilità

di

osservare

un evento

SEP a

GOES

Sinistra: Parametri usati Destra: Previsione del modello

GO

ES

Modello verificato per l’evento del 13/12/2006 (Space Sci. Rev., submitted)

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Ionospheric signatures of lobe reconnection

E’ la seconda volta che tale calcolo sia effettuato a partire da misure della reteSuperDARN nella ionosfera e da misure dei parametri di plasma del ventosolare, ma è la prima volta che tale calcolo viene confrontato con quellobasato su misure in situ della corrente ad anello e sul modello empiricodell'IFSI di tale corrente.

Calcolo del numero di protoni del vento solare immessi nella magnetosfera in conseguenza di doppia riconnessione ai lobi

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Calculation of the number of solar wind particles captured

in the magnetosphere during dual lobe reconnection (Marcucci et al.)

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An analysis of sudden impulses at geosyncronous

orbit (U. Villante and M. Piersanti, J. Geophys. Res., 2008)

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Long period magnetospheric oscillations at discrete

frequencies: the results of a multi-station analysis

Villante et al.

(Adv. Sp. Res.,

submitted)

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Remote sensing the density in the plasmasphere

by measurements of the natural frequency of oscillation

of the magnetic field lines at the SEGMA array (Vellante et al., 2008)

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