ΠΑΡΑΚΟΛΟΥΘΗΣΗ ΔΙΑΣΤΗΜΙΚΟΥ ΚΑΙΡΟΥ: ΔΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΑΠΟ ΜΕΓΑΛΟΥ ΕΥΡΟΥΣ ΕΚΤΙΝΑΞΕΙΣ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ

Transcript

1 ΕΘΝΙΚΟ ΚΑΙ ΚΑΠΟΔΙΣΤΡΙΑΚΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΑΘΗΝΩΝ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΕΠΙΣΤΗΜΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΗΣ ΠΑΡΑΚΟΛΟΥΘΗΣΗ ΔΙΑΣΤΗΜΙΚΟΥ ΚΑΙΡΟΥ: ΔΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΑΠΟ ΜΕΓΑΛΟΥ ΕΥΡΟΥΣ ΕΚΤΙΝΑΞΕΙΣ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ ΔΙΔΑΚΤΟΡΙΚΗ ΔΙΑΤΡΙΒΗ ΠΑΟΥΡΗΣ ΕΥΑΓΓΕΛΟΣ ΦΥΣΙΚΟΣ, MSc ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ Κύρια επιβλ.: Ελένη Χριστοπούλου-Μαυρομιχαλάκη Ομ. Καθηγήτρια Τμήματος Φυσικής, Εθνικού και Καποδιστριακού Πανεπιστημίου Αθηνών ΑΘΗΝΑ 2017

2 ΕΘΝΙΚΟ ΚΑΙ ΚΑΠΟΔΙΣΤΡΙΑΚΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΑΘΗΝΩΝ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΕΠΙΣΤΗΜΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ, ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΗΣ ΠΑΡΑΚΟΛΟΥΘΗΣΗ ΔΙΑΣΤΗΜΙΚΟΥ ΚΑΙΡΟΥ: ΔΙΑΜΟΡΦΩΣΗ ΤΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ ΑΠΟ ΜΕΓΑΛΟΥ ΕΥΡΟΥΣ ΕΚΤΙΝΑΞΕΙΣ ΣΤΕΜΜΑΤΙΚΟΥ ΥΛΙΚΟΥ ΔΙΔΑΚΤΟΡΙΚΗ ΔΙΑΤΡΙΒΗ ΠΑΟΥΡΗΣ ΕΥΑΓΓΕΛΟΣ ΦΥΣΙΚΟΣ, MSc ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ Α.Μ.: Τριμελής Συμβουλευτική Επιτροπή: Ελένη Χριστοπούλου - Ξενοφών Δ. Μουσάς Θεόδωρος Σαρρής Μαυρομιχαλάκη Ομ. Καθηγήτρια ΕΚΠΑ Αφ. Καθηγητής ΕΚΠΑ Επικ. Καθηγητής ΔΠΘ ΑΘΗΝΑ

3 «Κάλλιστον Κόσμος. Ποίημα γαρ Θεού.» Θαλής ο Μιλήσιος, π.χ. Σε όλους εκείνους που με πίστεψαν από την αρχή 2

4 Πρόλογος Πρόλογος H εργασία αυτή έγινε στα πλαίσια της διδακτορικής διατριβής, η οποία πραγματοποιήθηκε στο Τμήμα Φυσικής του Εθνικού και Καποδιστριακού Πανεπιστημίου Αθηνών υπό την επίβλεψη της ομ. Καθ. του Τμήματος Φυσικής κ. Ελένης Χριστοπούλου-Μαυρομιχαλάκη. Η ερευνητική ομάδα κοσμικής ακτινοβολίας και η υποδομή του Σταθμού κοσμικής ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου Αθηνών βοήθησαν τα μέγιστα στην εκπόνηση αυτής της διατριβής. Το Κέντρο Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού, το οποίο έχει αναπτυχθεί από την Ομάδα Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου της Αθήνας συνέβαλε καθοριστικά στην έρευνα αυτή. Η πειραματική λειτουργία του Κέντρου Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού διαμόρφωσε τις βάσεις πάνω στις οποίες στηρίχθηκε η παρούσα διατριβή. Συγκεκριμένα μελετήθηκε το θέμα της διαμόρφωσης της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας όπως καταγράφεται από τους επίγειους μετρητές νετρονίων από ευρείες μαγνητικές δομές που διαδίδονται στην ηλιόσφαιρα ως αποτέλεσμα της εκτίναξής τους από τον Ήλιο, όπως είναι οι διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Η μελέτη αυτή και τα μοντέλα που διατυπώθηκαν βοήθησαν στο ανοικτό και πολύ επίκαιρο θέμα της πρόβλεψης των γεωμαγνητικών φυσικών συνθηκών που επικρατούν στο Γεωδιαστημικό περιβάλλον και δημιουργούν σημαντικά προβλήματα στις ανθρώπινες δραστηριότητες. 3

5 Πρόλογος Φτάνοντας στο τέλος της εκπόνησης της διατριβής αυτής θα ήθελα να εκφράσω τις ειλικρινείς μου ευχαριστίες σε όλους όσους βοήθησαν άμεσα και έμμεσα στην ολοκλήρωσή της. Θα ήθελα να εκφράσω τις ευχαριστίες μου στα μέλη της τριμελούς συμβουλευτικής επιτροπής της διατριβής αυτής, τους καθηγητές του Τμήματος Φυσικής του ΕΚΠΑ κ. Ελένη Μαυρομιχαλάκη (κύρια επιβλέπουσα) και κ. Ξενοφώντα Μουσά, και τον επίκ. Καθηγητή Του Τμήματος Ηλεκτρολόγων Μηχανικών & Μηχανικών Υπολογιστών του ΔΠΘ κ. Θεόδωρο Σαρρή, που ανέλαβαν και καθοδήγησαν την παρούσα διδακτορική διατριβή. Στο σημείο αυτό θα ήθελα να ευχαριστήσω ιδιαιτέρως την Ομότιμη Καθηγήτρια κ. Ελένη Μαυρομιχαλάκη για την στήριξή της όλα αυτά τα χρόνια, για τις ουσιαστικές επιστημονικές συζητήσεις και το ειλικρινές ενδιαφέρον στα θέματα τα οποία μελέτησα. Θεωρώ πολύ σημαντική την δυνατότητα που μου έδωσε ως προπτυχιακός φοιτητής πριν από χρόνια να συμβάλλω και να συμμετάσχω ενεργά στην πρώτη, από μια σειρά που ακολούθησε, κοινή μας ερευνητική δημοσίευση. Η δυνατότητα αυτή αποτέλεσε την αρχή, το έναυσμα για την ερευνητική μου πλέον ενασχόληση με την επιστήμη. Μου έδειξε τον δρόμο της ορθής επιστημονικής έρευνας, μου έδωσε στη συνέχεια την δυνατότητα να εργαστώ και να συνεχίσω να εργάζομαι σε προγράμματα του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος (ESA SSA SWE R-Radiation Service Center). Τέλος, μου εμπιστεύτηκε την καθημερινή πρόβλεψη του Διαστημικού Καιρού από το Κέντρο Πρόβλεψης του Διαστημικού Καιρού του Πανεπιστημίου Αθηνών για πρώτη φορά στον Ελλαδικό χώρο. Για όλους τους παραπάνω λόγους θα είμαι για πάντα ευγνώμων. Θα ήθελα να ευχαριστήσω τον Καθηγητή κ. Ξενοφώντα Μουσά για τις ειλικρινείς συζητήσεις που είχαμε όλα αυτά τα χρόνια πάνω σε διάφορα επιστημονικά θέματα σχετικά με την Φυσική του Διαστήματος αρχής γενομένης με την συνεργασία που είχαμε κατά την διάρκεια της πτυχιακής μου εργασίας ως προπτυχιακός φοιτητής μελετώντας την ηλιόσφαιρα με βάση τις μετρήσεις του διαστημοπλοίου Οδυσσέας (Ulysses, NASA). Θα ήθελα να ευχαριστήσω ιδιαίτερα τον Επίκ. Καθηγητή κ. Θεόδωρο Σαρρή, αφού μεγάλο μέρος της παρούσας διδακτορικής διατριβής πραγματοποιήθηκε γράφοντας χιλιάδες γραμμές κώδικα στην γλώσσα IDL την οποία μελέτησα αρκετά και χρησιμοποίησα κατά την διάρκεια της συνεργασίας μας στα πλαίσια του προγράμματος του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος (Electrodynamics Study of the Upper Atmosphere in Support to Future MLTI Missions). Οι εύστοχες παρατηρήσεις του οι οποίες κάλυπταν όλο το εύρος από το επιστημονικό αμιγώς μέρος μέχρι το υπολογιστικό εφαρμόζοντας πολύ απαιτητικές υπολογιστικές τεχνικές στην IDL, με βοήθησαν να αναπτύξω ένα διαφορετικό τρόπο που 4

6 Πρόλογος αντιλαμβάνομαι πλέον την επεξεργασία των δεδομένων σε συνδυασμό με τις γνώσεις που χαρακτηρίζουν έναν ερευνητή. Στο σημείο αυτό θα ήθελα να εκφράσω τις ευχαριστίες μου συνολικά στα μέλη της Ομάδας της Κοσμικής Ακτινοβολίας αλλά και σε κάθε έναν ξεχωριστά. Ευχαριστώ την Διδ. κ. Μαρία Γεροντίδου, ΕΔΙΠ του Τμήματος Φυσικής για την πολύτιμη βοήθειά της κατά τα πρώτα μου βήματα στην μελέτη του Διαστημικού Καιρού και για τις συνεχιζόμενες εποικοδομητικές συζητήσεις, τον Διδ. κ. Παύλο Πασχάλη, για την βοήθειά του στα διάφορα τεχνικά ζητήματα που σχετίζονταν με το λογισμικό. Τέλος θα ήθελα να ευχαριστήσω τις υποψήφιες διδάκτορες Αναστασία Τεζάρη και Δήμητρα Λίγγρη για τις εποικοδομητικές συζητήσεις που είχαμε. Επίσης θα ήθελα να εκφράσω τις ευχαριστίες μου στα μέλη της επταμελούς εξεταστικής επιτροπής, τον Καθηγητή κ. Ιωάννη Δαγκλή, την Επικ. Καθηγήτρια κ. Παναγιώτα Πρέκα-Παπαδήμα, τον διευθυντή ερευνών του Εθνικού Αστεροσκοπείου Αθηνών κ. Αναστάσιο Αναστασιάδη και τον ομ. Καθηγητή κ. Άγγελο Αγγελόπουλο. Θα ήθελα να ευχαριστήσω τους διακεκριμένους επιστήμονες με τους οποίους συνεργάστηκα όλα αυτά τα χρόνια, όπως τους Drs Anatoly Belov, Eugenia Eroshenko και Maria Abunina του Ινστιτούτου IZMIRAN της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών της Μόσχας για την παροχή των δεδομένων κοσμικής ακτινοβολίας των 10 GV, την παροχή πληροφοριών και μεθόδων για την πρόβλεψη των γεωμαγνητικών συνθηκών και τις χρήσιμες παρατηρήσεις τους κατά τη διάρκεια των επισκέψεών τους στο Σταθμό Κοσμικής ακτινοβολίας της Αθήνας, τον Prof. Karel Kudela του Institute for Experimental Physics, SAS Kosice, της Σλοβακίας για χρήσιμες υποδείξεις και τον Dr. Nat Gopalswamy του Goddard Space Flight Center Heliophysics Division της NASA, συντονιστή των μελετών των CMEs σε διεθνή κλίμακα, για τις πολύ σημαντικές παραινέσεις και συζητήσεις στη μελέτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας. Ευχαριστίες θα ήθελα να εκφράσω και σε όλες τις ερευνητικές ομάδες που εργάζονται στην επεξεργασία των δεδομένων και ευγενικά παρέχουν τα δεδομένα αυτά στο διαδίκτυο, όπως το δίκτυο μετρητών νετρονίων (NMDB) για τα δεδομένα της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας, τις ερευνητικές ομάδες των αποστολών ACE, SOHO, SDO, STEREO, DSCOVR κ.α. για τα δεδομένα των στεμματικών εκτινάξεων μάζας και πληροφορίες σχετικές με τα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου, καθώς και τις ερευνητικές ομάδες των NOAA, SIDC, WSO και της NASA (OMNI database) για το πλήθος των δεδομένων ηλιακών και ηλιοσφαιρικών παραμέτρων. Κλείνοντας την ενότητα αυτή, θα ήταν πολύ σημαντική παράλειψη να μην αναφερθώ στην πολύτιμη βοήθεια και στήριξη που μου πρόσφερε όλα αυτά τα χρόνια η οικογένειά μου, οι άνθρωποι που πίστεψαν σε μένα και μου επέτρεψαν να 5

7 Πρόλογος μοιραστώ μαζί τους τις φιλοδοξίες μου από την πρώτη στιγμή που τους εξέφρασα την επιθυμία να γίνω Αστρονόμος. Θα ήθελα να ευχαριστήσω τους γονείς μου Νίκο και Αργυρώ, που μου δίδαξαν ότι με σκληρή δουλειά, υπομονή και επιμονή μπορούμε να καταφέρουμε τους στόχους μας και αποτέλεσαν παράδειγμα για μένα. Τον αδελφό μου Μιχάλη για την στήριξη και πίστη σε μένα καθώς και για τις συζητήσεις μας μέσα από τις οποίες πολλές φορές έβλεπα κάποια πράγματα πολύ πιο καθαρά. Επίσης, θα ήθελα να ευχαριστήσω την Αγγελική Κρανίτη για την βοήθειά της όλο αυτό τον καιρό σε θέματα που αφορούσαν τον έλεγχο των κειμένων στην Αγγλική γλώσσα. Τέλος, θα ήθελα να ευχαριστήσω την σύζυγό μου Βανέσσα, γιατί χωρίς την βοήθειά της και την στήριξή της όλα αυτά τα χρόνια στις καλές αλλά και στις όχι τόσο καλές στιγμές δεν νομίζω να τα είχα καταφέρει. Η ηρεμία και η υπομονή της με βοήθησαν να αντιμετωπίσω την καθημερινότητα η οποία πολλές φορές θέτει δυσκολίες οι οποίες μας απομακρύνουν από τον αρχικό μας στόχο. 6

8 Πίνακας Περιεχομένων Πίνακας Περιεχομένων Εισαγωγή ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1. Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Ηλιακή δραστηριότητα Διαμόρφωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μακρόχρονη Διαμόρφωση Εξομοίωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας ετής διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Μειώσεις Forbush ήμερη διαμόρφωση Επίγειες επαυξήσεις της Κοσμικής Ακτινοβολίας ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2. Ηλιακές εκλάμψεις και στεμματικές εκτινάξεις μάζας Ηλιακές εκλάμψεις Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Ιδιότητες Μορφολογία Φυσικά χαρακτηριστικά Κινηματικές ιδιότητες Μάζα και κινητική ενέργεια Ρυθμός εμφάνισης Φαινόμενα των στεμματικών εκτινάξεων μάζας Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και εκρηκτικές προεξοχές Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και ηλιακές εκλάμψεις Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και κρουστικά κύματα ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3. Διαστημικός Καιρός Ορισμός Διαστημικού Καιρού Κατηγορίες Διαστημικών Καταιγίδων Διακοπή των ραδιοεπικοινωνιών Καταιγίδες από ενεργητικά σωματίδια Καταιγίδες από την άφιξη των CMEs στην Γη Διαστημικός Καιρός και Γαλαξιακή Κοσμική Ακτινοβολία Κέντρο Πρόγνωσης Διαστημικού Καιρού

9 Πίνακας Περιεχομένων Δελτίο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού Γεωμαγνητική Καταιγίδα από στεμματική οπή Πρόβλεψη της Καταιγίδας της 13 ης Μαΐου Γεωμαγνητική Καταιγίδα από πολλαπλές ICMEs Πρόβλεψη της Καταιγίδας της 23 ης Ιουνίου Σύγκριση εκτιμήσεων για τον δείκτη Ap μεταξύ ASWFC και NOAA ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4. Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εισαγωγή Προϋποθέσεις για τον χαρακτηρισμό γεγονότος ως ICME Παράμετρος β του πλάσματος Απόσταση του διαστημοπλοίου ACE από τον Ήλιο Περιγραφή της βάσης δεδομένων των ICMEs Στατιστικά αποτελέσματα από την βάση δεδομένων... των ICMEs Παράμετροι ηλιακού ανέμου και μαγνητικά πεδία Ταχύτητα των ICMEs και γραμμική ταχύτητα από το LASCO Ελάχιστο του δείκτη Dst και συνιστώσα Bz του μαγνητικού πεδίου Γεωμαγνητικός δείκτης Ap και συνιστώσα Bz του μαγνητικού πεδίου Ενεργός επιτάχυνση Μέγιστη τιμή του Ap και ελάχιστη τιμή του Dst ICMEs και ηλιακές εκλάμψεις ΙCMEs και φάσεις του ηλιακού κύκλου Εποχιακή διακύμανση της γεωμαγνητικής δραστηριότητας.110 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5. Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από τις Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εισαγωγή Συλλογή των δεδομένων Γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον... ηλιακό άνεμο Πρώτη προσέγγιση στον 23 ο ηλιακό κύκλο Δείκτης των στεμματικών εκτινάξεων μάζας Φαινόμενο της χρονικής υστέρησης

10 Πίνακας Περιεχομένων 5.7 Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και διαμόρφωση της... Κοσμικής Ακτινοβολίας Πολικό μαγνητικό πεδίο του ηλίου και διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Εξάρτηση του δείκτη των CMEs από το εύρος τους Χρονική υστέρηση και Wavelet ανάλυση Διαμόρφωση της Κ.Α. λαμβάνοντας υπόψη το πολικό πεδίο Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από τις ICMEs Διαμόρφωση του δείκτη των CMEs από τις ICMEs Τελική προσέγγιση του μοντέλου διαμόρφωσης ΚΕΦΑΛΑΙΟ 6. Συμπεράσματα - Προοπτικές Γενικά Διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας Εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της... Κοσμικής Ακτινοβολίας Παρακολούθηση και πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Προοπτικές Μοντέλο υπολογισμού του χρόνου άφιξης της διαταραχής Επέκταση της βάσης δεδομένων των ICMEs Εφαρμογή του μοντέλου διαμόρφωσης στον 24 ο... ηλιακό κύκλο Παράρτημα Βιβλιογραφία Κατάλογος δημοσιεύσεων Ενδεικτικές δημοσιεύσεις

11 10

12 Εισαγωγή Εισαγωγή Το αντικείμενο μελέτης της παρούσας διδακτορικής διατριβής είναι η παρακολούθηση των φυσικών συνθηκών του διαπλανητικού χώρου με σκοπό την εκτίμηση των γεωμαγνητικών συνθηκών στην τροχιά της Γης, όπως προκύπτει από την εξάρτηση της έντασης της Γαλαξιακής Κοσμικής Ακτινοβολίας από μεγάλου εύρους στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες είναι σχετικιστικά φορτισμένα σωματίδια που κατανέμονται ισοτροπικά στον διαπλανητικό χώρο, ενώ διαμορφώνονται ισχυρά από το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο σε ένα ευρύ φάσμα κλιμάκων. Μια από τις πλέον ισχυρές διαμορφώσεις των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων εμφανίζεται όταν ο ήλιος εκτοξεύει μεγάλες μαγνητικές δομές, οι οποίες και ονομάζονται διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Κατά τη διάδοση μιας τέτοιας δομής και του αντίστοιχου κρουστικού κύματος εντός της ηλιόσφαιρας, οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες εκτρέπονται και απομακρύνονται με αποτέλεσμα την καταγραφή μειώσεων της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας, οι οποίες και ονομάζονται μειώσεις Forbush. Οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες διαδραματίζουν ζωτικό ρόλο στην κατανόηση του διαπλανητικού χώρου και στην επιστημονική θεώρηση που έχουμε σήμερα για τη Φυσική του Διαστήματος. Από την ανακάλυψή τους το 1912 από τον Hess, μέχρι και το ξεκίνημα της διαστημικής εποχής, τα σωματίδια αυτά 11

13 Εισαγωγή αποτέλεσαν τον μοναδικό τρόπο άμεσων μετρήσεων του διαπλανητικού χώρου (Parker, 2001). Για το λόγο αυτό, οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες υπήρξαν και συνεχίζουν να είναι θεμελιώδεις για την βελτίωση της κατανόησης σχετικά με τις συνθήκες του Γεωδιαστημικού χώρου. Οι διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας σε συνδυασμό με τις ταχέως κινούμενες ροές του ηλιακού ανέμου που προέρχονται από περιοχές του ηλίου με τέτοια πολικότητα ώστε οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές να είναι ανοιχτές και να μπορεί ο ηλιακός άνεμος να διαφύγει με μεγάλη ταχύτητα στον διαπλανητικό χώρο, γνωστές ως στεμματικές οπές, καθορίζουν τις φυσικές συνθήκες που διέπουν τον διαπλανητικό χώρο. Η αλληλεπίδραση των φαινομένων αυτών με την γήινη μαγνητόσφαιρα έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία ενός συνόλου επιδράσεων από την μαγνητόσφαιρα μέχρι το έδαφος. Η μελέτη των φαινομένων αυτών σε σχέση με τις επιδράσεις τους πάνω στην Γη χαρακτηρίζονται με τον όρο του Διαστημικού Καιρού. Τα τελευταία χρόνια έχει παρατηρηθεί τεράστια αύξηση στο ενδιαφέρον της επιστημονικής κοινότητας σχετικά με τα θέματα που εντάσσονται στο πεδίο του Διαστημικού Καιρού. Λογική συνέπεια όλων των ανωτέρω ήταν η ανάπτυξη ενός Κέντρου Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού από την Ομάδα Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου Αθηνών σε συνεργασία με το Ιστιντούτο IZMIRAN της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών. Στα πλαίσια της εκπόνησης της διδακτορικής αυτής διατριβής ξεκίνησε η παρακολούθηση των φυσικών συνθηκών που διαμορφώνουν τον διαστημικό καιρό σε καθημερινή βάση και παρέχεται για πρώτη φορά στην Ελλάδα το ημερήσιο δελτίο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού. Η εξάρτηση του Διαστημικού Καιρού από τα φαινόμενα κυρίως των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας οδήγησε στην δημιουργία μιας βάσης δεδομένων των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας η οποία περιλαμβάνει γεγονότα που παρατηρήθηκαν κατά τα έτη , δηλαδή κατά την διάρκεια του 23 ου ηλιακού κύκλου. Τα δεδομένα των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας αποτέλεσαν την βάση πάνω στην οποία θεμελιώθηκε η δημιουργία του νέου ολοκληρωμένου δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας λαμβάνοντας υπόψη για πρώτη φορά τα χαρακτηριστικά των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας όπως μαγνητικά πεδία, ταχύτητες καθώς και χαρακτηριστικά που σχετίζονται με τις γεωμαγνητικές καταιγίδες που προκάλεσαν με την άφιξή τους στην Γη. Από προηγούμενες μελέτες είχε αναδειχθεί η συνεισφορά των στεμματικών εκτινάξεων μάζας στην διαμόρφωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας. Η δυνατότητα που διαμορφώθηκε μετά την δημιουργία της βάσης δεδομένων των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας, μας επέτρεψε να επεκτείνουμε τις προηγούμενες μελέτες εισάγοντας πλέον στα εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας και την εξάρτηση από τις διαπλανητικές 12

14 Εισαγωγή στεμματικές εκτινάξεις μάζας μέσω του νέου δείκτη. Η συνεισφορά του νέου δείκτη σε συνδυασμό με την εισαγωγή δύο νέων παραμέτρων σχετικών με τα μαγνητικά πεδία του ηλίου οδήγησε στην δημιουργία ενός εμπειρικού μοντέλου διαμόρφωσης της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας. Το νέο αυτό μοντέλο προσεγγίζει πολύ καλά τις πραγματικές τιμές της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας με την χαμηλότερη μέση τετραγωνική διακύμανση που έχει παρατηρηθεί έως σήμερα. Η παρούσα διδακτορική διατριβή αποτελείται από την εισαγωγή, έξι κεφάλαια, το παράρτημα, την βιβλιογραφία και λίστα των κυριότερων δημοσιεύσεων. Στο Κεφάλαιο Ι παρουσιάζονται η εξάρτηση της διαμόρφωσης της Κοσμικής Ακτινοβολίας από την ηλιακή δραστηριότητα καθώς και οι βασικοί μηχανισμοί διαμόρφωσης. Στο Κεφάλαιο ΙΙ παρουσιάζονται τα φαινόμενα των ηλιακών εκλάμψεων και των στεμματικών εκτινάξεων μάζας ως τα πιο σημαντικά φαινόμενα οι μηχανισμοί των οποίων παίζουν πρωτεύοντα ρόλο στην διαμόρφωση τόσο της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας όσο και στην διαμόρφωση των συνθηκών του Διαστημικού Καιρού. Στο Κεφάλαιο ΙΙΙ παρουσιάζονται αναλυτικά οι διάφορες κατηγορίες των επιδράσεων του ηλίου στην διαμόρφωση του Διαστημικού Καιρού, η πρόβλεψη μέσω του ημερήσιου δελτίου πρόγνωσης και χαρακτηριστικά παραδείγματα επιτυχών προβλέψεων. Στο Κεφάλαιο IV παρουσιάζονται οι διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας και η νέα βάση δεδομένων των γεγονότων αυτών που αναπτύξαμε κατά την εκπόνηση της διδακτορικής διατριβής καθώς και η μελέτη των διαφόρων παραμέτρων που εξετάστηκαν. Στο Κεφάλαιο V παρουσιάζονται αναλυτικά τα εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της Κοσμικής Ακτινοβολίας που μελετήθηκαν κατά την διάρκεια της διδακτορικής διατριβής καθώς και οι βελτιώσεις που οφείλονται κυρίως στην νέα έκφρασης του ολοκληρωμένου δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας (P i -index). Στο Κεφάλαιο VI παρουσιάζονται τα συμπεράσματα που προέκυψαν από την ολοκλήρωση της διδακτορικής διατριβής καθώς και προοπτικές συνέχισης της έρευνας που ανέκυψαν από αυτή. Στο παράρτημα παραθέτουμε ένα δείγμα των πρώτων είκοσι γεγονότων από την βάση δεδομένων των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας με τα χαρακτηριστικά τους που έγινε στα πλαίσια αυτής της μελέτης. Τέλος, παρατίθεται εκτενής βιβλιογραφία από επιστημονικά περιοδικά και βιβλία σχετικά με το αντικείμενο της παρούσας διατριβής και κατάλογος δημοσιεύσεων. 13

15 14

16 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας I Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Περίληψη Στο κεφάλαιο αυτό ορίζουμε την Ηλιακή Διαμόρφωση της Γαλαξιακής Κοσμικής Ακτινοβολίας (Γ.Κ.Α. ή πιο απλά Κ.Α.) και τις μεταβολές που υφίσταται εξαιτίας εκτάκτων φαινομένων του ηλίου, όπως είναι οι ηλιακές εκλάμψεις και στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Η διαμόρφωση αυτή χαρακτηρίζεται και από διάφορες άλλες παραμέτρους, όπως είναι η χρονική εξάρτηση, το φαινόμενο υστέρησης κλπ. 15

17 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας 1. Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας 1.1 Ηλιακή δραστηριότητα Με τον όρο ηλιακή δραστηριότητα χαρακτηρίζουμε την κατάσταση του ήλιου κατά την οποία παρατηρείται στην ατμόσφαιρά του εκδήλωση έκτακτων και βίαιων φαινομένων. Τα φαινόμενα αυτά εμφανίζονται σε δύο ζώνες εκατέρωθεν του ισημερινού του ηλίου, σε ηλιογραφικά πλάτη από 5 έως 40. Σχετίζονται με την ανάπτυξη πολύ ισχυρών μαγνητικών πεδίων πάνω στην επιφάνειά του, οι μαγνητικές γραμμές των οποίων βρίσκονται πολύ βαθύτερα, στην ζώνη μεταφοράς. Γενικά, ο κάθε σχηματισμός που εμφανίζεται σε κάθε μία από τις ζώνες της ατμόσφαιράς του αποτελεί συνέχεια ή απόρροια σχηματισμού της αμέσως προηγούμενης. Τα φαινόμενα που παρατηρούμε δεν παρουσιάζονται σε μόνιμη βάση, ούτε έχουν πάντα την ίδια ένταση. Έχουν περιοδικό χαρακτήρα και πολλές φορές οι μεταβολές τους είναι εκρηκτικές. Η περίοδος εμφάνισής τους, που είναι κατά μέσο όρο 11.6 χρόνια (Hathaway, 2015), ονομάζεται ηλιακός κύκλος ή κύκλος ηλιακής δράσης. Η μετάβαση από το ελάχιστο ενός κύκλου μέχρι το ελάχιστο του επόμενου κύκλου είναι ευρύτερα γνωστή ως ενδεκαετής ηλιακός κύκλος (11ετής κύκλος). Εικόνα 1.1: Ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων από τον 22 ο μέχρι τον 24 ο ηλιακό κύκλο (μέχρι τώρα). Η καμπύλη (συνεχής γραμμή) αφορά μαθηματική προσαρμογή των παρατηρούμενων τιμών και προεκβολή αυτών με σκοπό την πρόβλεψη για κάθε κύκλο (Hathaway, NASA, Οκτώβριος 2016). 16

18 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Τα ποσά της ενέργειας που απελευθερώνονται κατά την διάρκεια του ηλιακού κύκλου, κυρίως κατά την διάρκεια του μεγίστου, είναι τεράστια και επηρεάζουν δραστικά τις μαγνητόσφαιρες των πλανητών δημιουργώντας φαινόμενα, όπως π.χ. το Σέλας. Όσον αφορά την ένταση των φαινομένων, παρατηρούμε πολλές ακόμη περιοδικότητες εκτός της ενδεκαετούς, άλλες με μικρότερη περίοδο και άλλες με μεγαλύτερη. Χαρακτηριστικά αναφέρουμε ότι ανάλογα με την περιοχή την οποία μελετούμε βλέπουμε και διαφορετικά φαινόμενα. Πιο συγκεκριμένα ένα φαινόμενο το οποίο βλέπουμε στην φωτόσφαιρα του ηλίου εμφανίζεται και σε υψηλότερα στρώματα όπως η χρωμόσφαιρα ή ακόμη και στο στέμμα, απλά με διαφορετικά χαρακτηριστικά. Αναφέρουμε ενδεικτικά ορισμένες ζώνες και φαινόμενα που παρατηρούμε: Φωτόσφαιρα: Φωτοσφαιρικοί πυρσοί, πόροι, κηλίδες Χρωμόσφαιρα: Λαμπρές εκτάσεις, χρωμοσφαιρικοί πυρσοί, νημάτια, νήματα, προεξοχές, εκλάμψεις Στέμμα: Στεμματικές οπές, ταχείς ροές ηλιακού ανέμου, πολικά φτερά, στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Στο σημείο αυτό τονίζουμε ότι τα φαινόμενα, με ιδιαίτερο ενδιαφέρον για την εργασία αυτή, τα οποία επηρεάζουν τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο είναι, κυρίως, οι ηλιακές εκλάμψεις (solar flares) και οι στεμματικές εκτινάξεις μάζας (Coronal Mass Ejections - CMEs). Τα βασικά χαρακτηριστικά και τις ιδιότητες των φαινομένων αυτών θα παρουσιαστούν στο επόμενο κεφάλαιο (Κεφάλαιο ΙΙ). Παρατηρούμε ότι τα περισσότερα φαινόμενα που σχετίζονται με την ηλιακή δραστηριότητα οφείλουν την ύπαρξή τους στην αστάθεια των πολύ έντονων μαγνητικών πεδίων που αναπτύσσονται σε αυτά τα κέντρα δράσης. Η θεωρία που ερμηνεύει μια πληθώρα μαγνητικών φαινομένων που συμβαίνουν στον Ήλιο είναι η θεωρία που διατύπωσε ο Horace Welcome Babcock το 1961 (Babcock, 1961). Η θεωρία αυτή αποτελεί ουσιαστικά προέκταση της θεωρίας του Parker, τα σημαντικότερα σημεία της οποίας είναι: 1. Ο ήλιος παρουσιάζεται σαν ένα ασθενές μαγνητικό δίπολο και όπως συμβαίνει σε κάθε δίπολο οι δυναμικές γραμμές ξεκινούν από τον ένα πόλο και καταλήγουν στον άλλο (βλ. Εικόνα 1.2 (a)). Οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές όμως δεν βρίσκονται μόνο στην ηλιακή ατμόσφαιρα αλλά όπως γνωρίζουμε ακολουθώντας τους ηλιακούς μεσημβρινούς βυθίζονται μέσα στη φωτόσφαιρα σε βάθος που φτάνει το ένα δέκατο της ηλιακής ακτίνας. Οι δυναμικές αυτές μαγνητικές γραμμές που βρίσκονται βυθισμένες μέσα στην ηλιακή μάζα συγκεντρώνουν κατά μήκος τους ηλιακό υλικό (κατά τον ίδιο τρόπο που μαζεύονται τα ρινίσματα του σιδήρου κατά μήκος των 17

19 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας δυναμικών γραμμών ενός μαγνήτη που τον έχουμε τοποθετήσει πάνω σε μια επίπεδη επιφάνεια). Με τον τρόπο αυτό δεν έχουμε πλέον νοητές μαγνητικές γραμμές αλλά χονδρά «κορδόνια» ηλιακής μάζας τα οποία ακολουθούν πλέον τις μετακινήσεις αυτών των δυναμικών γραμμών (βλ. Εικόνα 1.2 (b)). 2. Τα υλικά, πλέον, κορδόνια των μαγνητικών γραμμών είναι προσανατολισμένα κατά μήκος των ηλιακών μεσημβρινών και περιστρέφονται καθώς περιστρέφεται ο ήλιος γύρω από τον άξονά του. Η περιστροφή όμως των μαγνητικών κορδονιών υπακούει στους κανόνες της διαφορικής περιστροφής του ηλίου. Αυτό σημαίνει ότι τα σημεία που βρίσκονται στον ισημερινό κινούνται πιο γρήγορα από τα αντίστοιχα σημεία τους που βρίσκονται στους πόλους. Έτσι καθώς περιστρέφεται ο ήλιος, η πυκνότητα των δυναμικών γραμμών κοντά στους πόλους θα είναι μεγαλύτερη από εκείνη στον ισημερινό. 3. Λόγω των φαινομένων που περιγράψαμε δημιουργούνται δύο φαινόμενα τα οποία εξηγούν πολλά από τα μαγνητικά φαινόμενα που παρατηρούμε: Η εξώτατη περιοχή του εσωτερικού του ηλίου είναι η ζώνη μεταφοράς. Στην περιοχή αυτή δημιουργούνται ανοδικά ρεύματα μεταφοράς που ανεβάζουν θερμή μάζα από το εσωτερικό του ηλίου μέχρι την περιοχή της φωτόσφαιρας και στη συνέχεια αφού ψύχεται κατεβαίνει πάλι προς τα κάτω (φαινόμενο της κοκκίασης). Τα κορδόνια των υλοποιημένων μαγνητικών δυναμικών γραμμών καθώς βρίσκονται μέσα σε αυτές τις περιοχές που το υλικό ανεβοκατεβαίνει περιελίσσονται σαν πλεξούδες και παραμορφώνονται από την διαφορική περιστροφή δημιουργώντας δομές οι οποίες ονομάζονται μαγνητικοί βρόχοι. Από αυτά γίνεται κατανοητό ότι γύρω από αυτούς τους μαγνητικούς βρόχους, που αποτελούν περιοχές με πολύ μεγάλη πυκνότητα μαγνητικών γραμμών, το τοπικό μαγνητικό πεδίο είναι πολύ ισχυρό. Όπως αναφέρθηκε προηγουμένως, οι μαγνητικοί βρόχοι είναι περιοχές μεγάλης πυκνότητας μαγνητικών γραμμών. Όταν όμως η πυκνότητα των μαγνητικών γραμμών είναι μεγάλη, η αντίστοιχη πυκνότητα της ύλης στην γύρω περιοχή, άρα και πάνω από τον βρόχο, γίνεται συνεχώς πιο μικρή. Αποτέλεσμα αυτού του φαινομένου είναι ο μαγνητικός βρόχος να πετάγεται πάνω από την φωτόσφαιρα (αφού η ύλη πλέον μεταξύ βρόχου και ηλιακής επιφανείας είναι πολύ αραιή) δημιουργώντας ένα σημείο εξόδου και ένα σημείο εισόδου (βλ. Εικόνα 1.2 (c) και (d)). Κατά μήκος αυτού του τμήματος του βρόχου, που πετάγεται πάνω από την φωτόσφαιρα (βλ. Εικόνα 1.2 (e)), υπάρχει μια ροή φορτισμένων σωματιδίων. Η ροή αυτή, όπως γνωρίζουμε από απλές αρχές του ηλεκτρισμού, δημιουργεί στα σημεία εξόδου και εισόδου του βρόχου που είναι περιοχές μαγνητικών πεδίων μεγάλης έντασης αντίθετη πολικότητα. 18

20 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 1.2: Σχηματική απεικόνιση της θεωρίας του Babcock. Τα διάφορα στάδια που περιγράψαμε νωρίτερα φαίνονται στις επιμέρους εικόνες (a) (i) (Dikpati and Gilman, 2007). Τα σημεία εισόδου και εξόδου των βρόχων είναι τα ζεύγη των κηλίδων και τα προηγούμενα φαινόμενα δικαιολογούν τα υψηλά μαγνητικά τους πεδία και τις αντίθετες πολικότητες (βλ. Εικόνα 1.2 (f)). Επίσης, σύμφωνα με την θεωρία του Babcock κατανοούμε το γιατί οι κηλίδες πρωτοεμφανίζονται σε μεγάλα ηλιογραφικά πλάτη. Το φαινόμενο αυτό εξηγείται από το γεγονός ότι κοντά στους πόλους, λόγω της διαφορικής περιστροφής του ήλιου, η πυκνότητα των μαγνητικών δυναμικών γραμμών αυξάνεται γρηγορότερα, άρα εκεί σχηματίζονται και οι πρώτες κηλίδες. Η θεωρία αυτή επίσης μπορεί να ερμηνεύσει και την αντιστροφή της μαγνητικής πολικότητας του ηλίου ως εξής: στα ζεύγη των κηλίδων, αυτή η κηλίδα που βρίσκεται πιο κοντά στον ισημερινό έχει την πολικότητα του ημισφαιρίου στο οποίο ανήκει, ενώ η άλλη έχει την αντίθετη πολικότητα. Καθώς λοιπόν τα ζεύγη των κηλίδων με την πάροδο του χρόνου συγκλίνουν προς τον ισημερινό, συναντώνται οι μαγνητικές περιοχές των κηλίδων που έχουν αντίθετη πολικότητα την πολικότητα των ημισφαιρίων τους και κατά κάποιον τρόπο εξουδετερώνονται. Έτσι με τον τρόπο αυτό παραμένουν τα πεδία των κηλίδων που έχουν αντίθετη πολικότητα από 19

21 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας εκείνη των ημισφαιρίων, γεγονός που τελικά δημιουργεί την αναστροφή της πολικότητας του ηλίου (βλ. Εικόνα 1.2 (f) έως (i)). Φυσικά από την εποχή που διατυπώθηκε η θεωρία του Babcock, η οποία ερμηνεύει τόσα μαγνητικά φαινόμενα, έχουν αναπτυχθεί και άλλες θεωρίες όπως εκείνη της περιστροφικής ταλάντωσης του ηλίου που ερμηνεύουν ικανοποιητικά το φαινόμενο της αλλαγής πολικότητας του ηλίου. 1.2 Διαμόρφωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας Η κοσμική ακτινοβολία (Κ.Α.) παρουσιάζει μεγάλη ισοτροπία και σταθερότητα σε γαλαξιακή κλίμακα. Ο ήλιος όμως και ο διαπλανητικός χώρος από όπου περνά για να φθάσει στη Γη ασκούν μεγάλη επίδραση ακόμη και σε ηλιοκεντρικές αποστάσεις της τάξης των 10AU. Έτσι παρουσιάζονται ανισοτροπίες και μεταβολές τόσο στο ενεργειακό φάσμα όσο και στην ένταση της Κ.Α. Όπως τα σεισμικά κύματα χρησιμεύουν για την μελέτη του εσωτερικού της Γης έτσι και η μελέτη των μεταβολών των κοσμικών ακτίνων χρησιμεύει σαν ενεργός δειγματολήπτης για την έρευνα των διαπλανητικών φυσικών συνθηκών. Επίσης οι κινήσεις του ηλίου και της γης δημιουργούν αξιόλογες μεταβολές της έντασης της Κ.Α. συναρτήσει του χώρου και του χρόνου. Οι μεταβολές της Κ.Α. συναρτήσει του χώρου, του χρόνου και της ενέργειας ονομάζονται διαμόρφωση της Κ.Α. (Μαυρομιχαλάκη, 2009). Η μελέτη των μεταβολών της Κ.Α. γίνεται από τις παρατηρήσεις των επίγειων σταθμών. Τότε η Γη χρησιμεύει ως διαστημόπλοιο που περιστρέφεται περί τον εαυτό του και μεταφέρει τους επίγειους μετρητές. Ο συνδυασμός της ατμόσφαιρας όπου γίνεται η ανάμειξη των πρωτογενών κοσμικών ακτίνων και του γήινου μαγνητικού πεδίου με τους επίγειους μετρητές παρέχει ένα οπτικό σύστημα με πολλές συνιστώσες. Η μελέτη των χρονικών μεταβολών έχει προωθηθεί με άμεσες μετρήσεις του διαστήματος. Σπουδαίο χαρακτηριστικό κάθε διαδικασίας διαμόρφωσης είναι η εξάρτησή της από την μαγνητική δυσκαμψία, διότι οι αντιδράσεις των σωματιδίων με διαπλανητικά μαγνητικά πεδία είναι η κύρια αιτία των ανισοτροπιών. Η δυναμική φορτισμένου σωματιδίου μέσα σε μαγνητικό πεδίο εξαρτάται από ένα μέγεθος που ονομάζεται μαγνητική δυσκαμψία και ορίζεται ως pc R (1.1) Ze όπου p η σχετικιστική ορμή και Ze το ηλεκτρικό φορτίο του σωματιδίου. Σωματίδια με διαφορετική μάζα και φορτίο αλλά με την ίδια δυσκαμψία έχουν την ίδια συμπεριφορά σε οποιαδήποτε διαμόρφωση μαγνητικού πεδίου. Αν εκφράσουμε τις ενέργειες των σωματιδίων σαν συνάρτηση της κινητικής τους ενέργειας ανά νουκλεόνιο, τότε η μαγνητική δυσκαμψία δίνεται από την σχέση: 20

22 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας A mp c R Z e (1.2) όπου A ο μαζικός και Z ο ατομικός αριθμός του σωματιδίου, αφού η κινητική ενέργεια ενός σωματιδίου είναι ενδεικτική της ταχύτητάς του ή του συντελεστή Lorentz. Η σχέση της μεταβολής της έντασης της Κ.Α. J R και της μαγνητικής δυσκαμψίας R δίνει το φάσμα των μεταβολών. Ένας τύπος αυτού του φάσματος είναι: J R J R R (1.3) Όταν γ=0 έχουμε ίση απορρόφηση της έντασης για τα σωματίδια όλων των δυσκαμψιών. Οι μεταβολές διακρίνονται σε: Ισότροπες μεταβολές, όπως Ο ενδεκαετής ηλιακός κύκλος (μακρόχρονη διαμόρφωση) Η μείωση Forbush και 27-ήμερη διαμόρφωση και ανισότροπες μεταβολές, όπως Η ημερήσια μεταβολή Η ημιημερήσια μεταβολή και Οι μικρής κλίμακας μεταβολές Μακρόχρονη Διαμόρφωση Κατά την διάρκεια του ηλιακού κύκλου συμβαίνουν μεταβολές των μέσων χαρακτηριστικών της Κ.Α. Αυτό οφείλεται στη μακρόχρονη διαμόρφωση (long-term modulation). Πρώτος ο Forbush το 1958 (Forbush, 1958) έδειξε ότι η Κ.Α. βρίσκεται σε αρνητική συσχέτιση με τη δραστηριότητα του ήλιου με μια χρονική υστέρηση αρκετών μηνών, ή 1-2 μηνών αν τη συγκρίνουμε με την γραμμή εκπομπής του ηλιακού στέμματος στα 5303 Å. Τελευταία έχουν βρεθεί και μεγαλύτερες τιμές του χρόνου υστέρησης. Το πλάτος της 11-ετούς περιοδικότητας της νουκλεονικής συνιστώσας της Κ.Α. είναι της τάξης του 20% για δυσκαμψίες μικρότερες του 1 GV και της μεσονικής είναι 5%. Όλες οι συνιστώσες παρουσιάζουν ανάλογη διαμόρφωση. Η μεγαλύτερη διαμόρφωση συμβαίνει στις χαμηλές ενέργειες ακόμα και στο ελάχιστο της ηλιακής δραστηριότητας. 21

23 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Η μείωση της έντασης της Κ.Α. οφείλεται σε μεταβολές της δομής του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Αυτό παρατηρείται διότι ο μαγνητικός θώρακας της ηλιόσφαιρας γίνεται λιγότερο διαπερατός, όταν το μαγνητικό πεδίο που φέρεται παγωμένο μέσα στο πλάσμα, είναι ισχυρότερο. Τούτο έχει σαν αποτέλεσμα τόσο λιγότερα σωμάτια να μπορούν να φθάσουν στην περιοχή της γης όσο η ηλιόσφαιρα καταλαμβάνει μεγαλύτερη έκταση. Ο μηχανισμός της 11-ετούς διαμόρφωσης δεν μπορεί να γίνει αντιληπτός κατά πλήρη τρόπο. Η θεωρία του ηλιακού ανέμου ερμηνεύει μόνο την μεταβολή του ηλιακού κύκλου. Βασικός μηχανισμός είναι ο μηχανισμός μεταφοράς-διάχυσης των κοσμικών ακτίνων. Σύμφωνα με αυτόν οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες μεταφέρουν τις μαγνητικές ανωμαλίες έξω από τον ήλιο με τον σταθερό ηλιακό άνεμο. Η πυκνότητα των κοσμικών ακτίνων μέσα στο ηλιακό σύστημα προκύπτει από την ισορροπία μεταξύ της προς τα έξω μεταφοράς τους και της προς τα μέσα διάχυσής τους. Τότε ακόμα και στο ελάχιστο του ηλιακού κύκλου το παρατηρούμενο φάσμα δεν είναι το φάσμα των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων. Το γαλαξιακό φάσμα προσεγγίζεται από τα πειραματικά δεδομένα με τη βοήθεια ενός θεωρητικού προτύπου. Η εξάρτηση της μακρόχρονης διαμόρφωσης από την μαγνητική δυσκαμψία των σωματιδίων έχει μεγάλη σημασία για την επέκταση των παρατηρήσεων στο Γαλαξία. Λόγω της προς τα έξω κίνησης του ηλιακού ανέμου, η ροή των κοσμικών ακτίνων ελαττώνεται σταδιακά καθώς ο ήλιος απομακρύνεται. Δηλαδή, υπάρχει μία βαθμίδα πυκνότητας και σύμφωνα με την θεωρία διάχυσης η συνάρτηση μεταβολής της πυκνότητας των κοσμικών ακτίνων ανά μονάδα ακτινικής απόστασης από τον Ήλιο είναι: 1 3V r (1.4) Όπου V η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου, η ταχύτητα του σωματιδίου και η μέση ελευθέρα διαδρομή των συγκρούσεων μεταξύ ενός σωματιδίου και ενός κέντρου σκέδασης. Ολοκληρώνοντας τη σχέση αυτή παίρνουμε το λόγο της παρατηρούμενης πυκνότητας nr () προς την πυκνότητα nr ( 0), όπου r 0 είναι το όριο της διαμορφωμένης περιοχής. Μια απλή έκφραση αυτού του λόγου είναι: nr () nr ( ) 0 ( D k) e (1.5) Όπου k ο συντελεστής διάχυσης που περιγράφει την κίνηση των σωματιδίων στα ηλιακά μαγνητικά πεδία που διαπερνούν τον διαπλανητικό χώρο και D ποσότητα σχετική με την ταχύτητα του ηλιακού πλάσματος ανεξάρτητη από τις 22

24 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας παραπάνω παραμέτρους, ενώ η απόλυτη τιμή της δεν έχει υπολογιστεί ακόμη πειραματικά. 1 Επειδή ο συντελεστής διάχυσης k ορίζεται με βάση την σχέση k όπου λ 3 η μέση ελεύθερη διαδρομή και υ η ταχύτητα του σωματιδίου, το πρόβλημα μεταφέρεται στην εύρεση κατάλληλων εξισώσεων της μέσης ελεύθερης διαδρομής των σωματιδίων συναρτήσει της ενέργειας ή της δυσκαμψίας. Έχει δειχθεί ότι η δυναμική των σωματιδίων σε μαγνητικά πεδία είναι κυρίως συνάρτηση των δυσκαμψιών τους, αφού τα σωματίδια με τις ίδιες δυσκαμψίες υφίστανται όμοιες επιταχύνσεις σε κάθε διαμόρφωση του μαγνητικού πεδίου (Μαυρομιχαλάκη, 2009). Αν στην εξίσωση 1.4 βάλουμε V 500 km / s, 0.05AU και c, τότε βρίσκουμε ότι στην τροχιά της γης η βαθμίδα πυκνότητας για σωματίδια με δυσκαμψία στην περιοχή των GV είναι 10% για κάθε αστρονομική μονάδα. Αν και οι μετρήσεις από δορυφόρους που εκτείνονται πέρα από 0.4 AU συμφωνούν με την αναμενόμενη τιμή, εντούτοις υπάρχουν διαφορετικά συμπεράσματα στα διάφορα πειράματα. Ο Charakhchyan (1977) έδωσε την εξάρτηση της έντασης της Κ.Α. και των παραμέτρων της ηλιακής δραστηριότητας με την σχέση: I I e An 0 (1.6) Όπου n είναι ο αριθμός των ομάδων των ηλιακών κηλίδων και το μέσο ηλιογραφικό πλάτος αυτών των ομάδων. Αν οι παράμετροι I 0 και A είναι διαφορετικοί στις διάφορες ενεργειακές περιοχές, η προσαρμογή της σχέσης 1.6 ισχύει για μια μεγάλη περιοχή ενεργειών 0.1 E 15GeV nucleon. Εικόνα 1.3: Συσχέτιση της έντασης της Κοσμικής ακτινοβολίας με παραμέτρους της ηλιακής δραστηριότητας (Charakhchyan, 1977) σύμφωνα με μετρήσεις στο Muransk (μαύροι κύκλοι) και Mirny (ανοικτοί κύκλοι). Η γραμμοσκιασμένη περιοχή δείχνει την ένταση που αναμένεται από την σχέση (1.4) με παρατηρούμενες τιμές των n και φ. 23

25 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Συγκρίνοντας την καμπύλη της σχέσης (1.6) με στρατοσφαιρικά δεδομένα από το Muransk και Mirny η συμφωνία είναι πολύ ικανοποιητική εκτός από την περίοδο 1957 και 1958 και από το 1971 μέχρι 1973, όπου η αντισυσχέτιση μεταξύ του αριθμού των κηλίδων και της έντασης της Κ.Α. καταστρέφεται. Η σχέση αυτή και άλλες παρόμοιες δεν λαμβάνουν υπ όψη τις καθυστερήσεις των διαδικασιών στον διαπλανητικό χώρο σχετικά με τις διαδικασίες όπου νέες ενεργές περιοχές δημιουργούνται. Πρακτικά, τέτοιες καθυστερήσεις πράγματι συμβαίνουν, ώστε γνωρίζοντας το μέγεθος της καθυστέρησης και την ταχύτητα των διαταραχών του πλάσματος μπορούμε να υπολογίσουμε το μέγεθος της διαμορφωμένης περιοχής. Αφού όμως οι παράμετροι της ηλιακής δραστηριότητας οι υπεύθυνοι για την διαμόρφωση των κοσμικών ακτίνων είναι αβέβαιοι, οι υπολογισμοί έχουν μεγάλες αποκλίσεις. Διάφοροι συγγραφείς τοποθετούν το όριο της διαμορφωμένης περιοχής από 10 ΑU μέχρι 100 ΑU. Σήμερα με τις μετρήσεις διαμόρφωσης στις ΑU εξάγεται ότι αξιοσημείωτη διαμόρφωση συμβαίνει πέρα από τις 22 ΑU τουλάχιστον στο ισημερινό επίπεδο του ηλίου. Οι Lockwood και Webber (Lockwood and Webber, 1981) αναφέρουν ότι η διαμορφωμένη περιοχή εκτείνεται κατ ελάχιστο στις 65 ΑU. Ο McDonald (McDonald, 1981) έδειξε μια καθαρή συσχέτιση των εντάσεων του γαλαξιακού H 2 και He για την περιοχή MeV/nucleon στη 1AU (Helios 1 και 2) και 23 ΑU (Pioneer-10). Στις διαφορετικές αποστάσεις τα φαινόμενα είχαν την ίδια τάξη μεγέθους αλλά καθυστερούσαν ως προς το χρόνο σαν να διαδίδονταν οι διαταραχές από τον ήλιο με ταχύτητα 550 km/sec. Σ αυτή τη σύνδεση ο McDonald δίνει έμφαση στον πιθανό ρόλο των κυμάτων κρούσης των ηλιακών εκλάμψεων που μεταφέρονται από τον ηλιακό άνεμο σε μεγάλες αποστάσεις. Σήμερα, γνωρίζουμε ότι τα κρουστικά κύματα που αναφέρει ο McDonald δεν οφείλονται στις ηλιακές εκλάμψεις αλλά στις CMEs. Πραγματικά δεδομένα για τη δομή της διαμορφωμένης περιοχής υπάρχουν από την αποστολή Ulysses (NASA). Έχει παρατηρηθεί ότι υπάρχει ασυμμετρία σχετικά με την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου μεταξύ του βορείου και του νοτίου ημισφαιρίου του ήλιου (Paouris et al., 2006). Η εξίσωση (1.6) δεν λαμβάνει υπ όψη και το φαινόμενο της υστέρησης, δηλαδή τη διαφορά των εντάσεων στις αυξανόμενες και ελαττωμένες περιόδους στο ίδιο επίπεδο ηλιακής δραστηριότητας. Αυτό προκύπτει από τη διαφορά στα φάσματα των πρωτονίων και α-σωματιδίων με τη φάση του ηλιακού κύκλου. Αφού η ανάπτυξη των ηλιακών κηλίδων συνοδεύεται και από αύξηση των ροών του ηλιακού ανέμου στον διαπλανητικό χώρο είναι επόμενο ότι μεταβολές στο επίπεδο των διαταραχών του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου είναι η κύρια αιτία της 11-ετούς διαμόρφωσης της Κ.Α. Στην εργασία Charakhchyan et al. (1977) γίνεται 24

26 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας μία προσπάθεια για εξήγηση αυτών των φαινομένων. Αυτά τα φαινόμενα ερμηνεύονται σαν αποτέλεσμα του συνολικού μαγνητικού πεδίου που υφίσταται μεταβολή της πολικότητάς του στην εξεταζόμενη περιοχή Εξομοίωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας Όπως είναι γνωστό η διαμόρφωση της Κ.Α. συμβαίνει λόγω της αντίδρασης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων με τις ταχείς ροές του πλάσματος που εκπέμπονται από τον ήλιο και μεταφέρονται με τα μαγνητικά πεδία με τη μορφή κανονικών μεγάλης κλίμακας πεδίων και τυχαίων μαγνητικών ανωμαλιών. Σωματίδια που έρχονται από τον Γαλαξία συναντούν αυτές τις ροές και εκτρέπονται από τα διαπλανητικά μαγνητικά πεδία. Έτσι η ένταση των γαλαξιακών σωματιδίων μέσα στην ηλιόσφαιρα γίνεται μικρότερη από αυτήν του Γαλαξία. Η διαμόρφωση επομένως στηρίζεται σε διάφορους παράγοντες, όπως το μέγεθος και τη διεύθυνση των μαγνητικών πεδίων, το επίπεδο των μαγνητικών διαταραχών, την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου, το μέγεθος και το σχήμα της ηλιόσφαιρας. Η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Σύμφωνα με αυτό το πρότυπο οι διαμορφώσεις εξηγούνται καλώς θέτοντας κατάλληλες φυσικές καταστάσεις στη διαμορφωμένη περιοχή, αλλά δεν είναι τόσο σαφές πως οι καταστάσεις αυτές συνδέονται με τις ηλιακές δραστηριότητες. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία πολλοί ερευνητές (Nagashima and Morishita, 1980 (b); Mavromichalaki et al., 1990) μελετώντας διάφορους ηλιακούς κύκλους έχουν δείξει ότι η διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας μπορεί να περιγραφεί από την ακόλουθη ολοκληρωμένη εξίσωση, η οποία προκύπτει από την γενίκευση του προτύπου του Simpson (1963) για τον ηλιακό άνεμο. I t I f r S t r dr (1.7) Όπου I και I t είναι αντίστοιχα η γαλαξιακή (αδιαμόρφωτη) και διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α., S t r είναι η πηγαία συνάρτηση που αντιπροσωπεύει κάποιον κατάλληλο δείκτη ηλιακής δραστηριότητας στη χρονική στιγμή t r r 0 και f r είναι η χαρακτηριστική συνάρτηση που εκφράζει τη χρονική εξάρτηση των ηλιακών διαταραχών που αντιπροσωπεύονται από την S t r. Στο Κεφάλαιο V θα παρουσιαστούν διάφορα εμπειρικά μοντέλα και τα αντίστοιχα αποτελέσματα από αυτή την ανάλυση. 25

27 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας ετής διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Είναι γνωστή η αντισυσχέτιση μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και της ηλιακής δραστηριότητας εκφρασμένη από διάφορους δείκτες, όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων που θεωρείται το σύνηθες ίχνος της ηλιακής δραστηριότητας (Forbush, 1937). Εικόνα 1.4: Αντισυσχέτιση της έντασης της Κ.Α. στον σταθμό του Climax (2,96 GV) με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τους τέσσερεις τελευταίους ηλιακούς κύκλους (19, 20, 21, 22). Φαίνονται επίσης οι αντιστροφές πολικότητας (N-S) του ηλιακού μαγνητικού πεδίου στον οριζόντιο άξονα. Αυτή η αντισυσχέτιση της έντασης της Κ.Α. στις ενέργειες των Μετρητών Νετρονίων με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τέσσερις ηλιακούς κύκλους (19, 20, 21 και 22) παρουσιάζεται στην εικόνα 1.4. Διάφοροι ερευνητές (Nagashima and Morishita, 1980(b); Mavromichalaki et al, 1997) έχουν σημειώσει διαφορές ανάμεσα στους άρτιους και περιττούς ηλιακούς κύκλους εκπεφρασμένους με τον αριθμό των κηλίδων και αναφέρονται σε 22-ετή μεταβολή της ηλιακής δραστηριότητας (Hale-cycle). Μια σαφής διαφορετική συμπεριφορά μεταξύ άρτιων και περιττών κύκλων εμφανίζεται και στα δεδομένα των Μετρητών Νετρονίων που καλύπτουν σήμερα περισσότερους από τέσσερεις ηλιακούς κύκλους. Αυτή είναι μια σαφής έκφανση της 22-ετούς περιοδικότητας τόσο της έντασης όσο και της βαθμίδας της ανισοτροπίας της Κ.Α.. Στον πίνακα 1.1 παρουσιάζονται οι κυριότερες μορφολογικές διαφορές που εμφανίζονται στη διαμόρφωση της Κ.Α. σε άρτιους και περιττούς κύκλους (Mavromichalaki et al., 1997). 26

28 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Πίνακας 1.1 Βασικές διαφορές μεταξύ Άρτιων και Περιττών κύκλων Περιττοί Κύκλοι Άρτιοι Κύκλοι Ένα μέγιστο Δύο μέγιστα (Κύριο και δευτερεύον) Απότομη άνοδος και μέγιστο κοντά στο ελάχιστο του κύκλου Η ροή γίνεται μεγάλη αμέσως μετά το μέγιστο του κύκλου και παραμένει για μεγάλο χρονικό διάστημα Σαγμοειδές σχήμα τύπου Saddle Σχήμα τύπου Peak Τραπεζοειδές μέγιστο τύπου Mesa Μέγιστο τύπου Point Αργή επαναφορά με διάρκεια 6-8 έτη Απότομη επαναφορά εντός 2-3 ετών Μεγάλη χρονική υστέρηση Μικρή χρονική υστέρηση Η χρονική υστέρηση σε μήνες της κοσμικής ακτινοβολίας σε σχέση με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων για τους κύκλους δίνεται στον πίνακα 1.2 όπου φαίνεται καθαρά η μεγάλη υστέρηση στους περιττούς κύκλους και η μικρή στους άρτιους κύκλους. Πίνακας 1.2 Χρονική υστέρηση μεταξύ Κοσμικής Ακτινοβολίας και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων για τους ηλιακούς κύκλους Ηλιακός Κύκλος Χρονική υστέρηση (Μήνες) Η διαφορετική συμπεριφορά μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων σχετίζεται με την αλλαγή της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου που συμβαίνει γύρω στο ηλιακό μέγιστο (Εικόνα 1.5). Οι Otaola et al. (1985) έχουν δείξει ότι αυτή η συμπεριφορά οφείλεται στις διακριτές καταστάσεις που αντιστοιχούν στις παράλληλες και αντιπαράλληλες καταστάσεις της πολικότητας του ηλιακού πολικού μαγνητικού πεδίου ως προς το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο. Αυτό στηρίζεται στην υπόθεση ότι όταν το πολικό μαγνητικό πεδίο του ήλιου είναι σχεδόν παράλληλο με το γαλαξιακό μαγνητικό πεδίο, οι γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες ειδικά αυτές με τις μικρές δυσκαμψίες, μπορούν να εισχωρήσουν πιο εύκολα στην ηλιόσφαιρα κατά μήκος της μαγνητικής δυναμικής γραμμής, σε σχέση με την αντιπαράλληλη κατάσταση των μαγνητικών πεδίων. Το πρότυπο της κλειστής και ανοικτής ηλιόσφαιρας (Ahluwalia, 1979) μπορεί να εξηγήσει αυτή τη συμπεριφορά της έντασης της ΚΑ. Σύμφωνα με αυτό δεχόμαστε ότι υπάρχει γαλαξιακός άνεμος στο ηλιακό σύστημα αφού το ηλιακό μας σύστημα κινείται με ταχύτητα 20 km/sec ως προς την διαστρική ύλη, όπου το μαγνητικό πεδίο είναι 3μG (Heiles, 1976). Τότε το μαγνητικό πεδίο έχει μια σημαντική συνιστώσα ως προς το ηλιακό μαγνητικό δίπολο. Όταν έχουμε θετικό βόρειο πόλο του ήλιου οδηγούμαστε σε ανοιχτή ηλιόσφαιρα που σημαίνει κατ ευθείαν εισδοχή κοσμικών ακτίνων στον ενδοαστρικό χώρο. Τότε οι Κ.Α. εισχωρούν και σε μικρά ηλιογραφικά πλάτη ώστε η 27

29 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας διάχυση παίζει ελάχιστο ρόλο στη μεταφορά τους μέχρι τη γη (άρτιοι κύκλοι). Αντίθετα ο αρνητικός βόρειος πόλος του ήλιου οδηγεί σε κλειστή ηλιόσφαιρα, όπου οι κοσμικές ακτίνες εισέρχονται από το Ισημερινό επίπεδο του ήλιου. Η διάχυση παίζει τότε σπουδαίο ρόλο (περιττοί κύκλοι). Αν το φαινόμενο της αλλαγής πολικότητας του ηλιακού πολικού μαγνητικού πεδίου υπερτίθεται στο φαινόμενο υστέρησης, η καμπύλη υστέρησης κατά τη διάρκεια ενός κύκλου αναλύεται σε δύο βρόχους. Οι άνω και κάτω βρόχοι αντίστοιχα αντιπροσωπεύουν τις παράλληλες και αντιπαράλληλες καταστάσεις της πολικότητας του γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου. Καθώς όμως η αντιστροφή συμβαίνει γύρω από κάθε ηλιακό μέγιστο (Babcock, 1961) η μεταφορά από τον άνω στον κάτω βρόχο και αντίστροφα αναμένεται να συμβαίνει εναλλάξ κάθε 11 χρόνια. Αν χωρίσουμε την καμπύλη υστέρησης σε δύο τμήματα, στα ηλιακά ελάχιστα έτσι ώστε κάθε καμπύλη να αντιστοιχεί σε κάθε περίοδο του αριθμού του ηλιακού κύκλου, τότε οι μοιρασμένες καμπύλες περιγράφουν αντίστοιχα ευρύτερους και στενότερους βρόχους (Εικ. 1.6). Εικόνα 1.5: Σχηματική εξάρτηση από τον ηλιακό κύκλο των καμπυλών υστέρησης της έντασης της ΚΑ από την ηλιακή δραστηριότητα λόγω της αλλαγής της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου [Nagashima and Mosrishita, 1980 (b)]. Οι παρατηρούμενες καμπύλες υστέρησης των τεσσάρων ηλιακών κύκλων (19, 20, 21, 22) από τα δεδομένα του Climax Μετρητή Νετρονίων (2.96 GV) δίδονται στην εικόνα 1.6. Οι αντιστροφές της πολικότητας από παράλληλη σε αντιπαράλληλη κατάσταση του μαγνητικού πεδίου και αντίστροφα φαίνονται καθαρά. Οι καμπύλες περιγράφουν ευρύτερους και στενότερους βρόχους στους περιττούς και άρτιους κύκλους αντίστοιχα σύμφωνα με το μοντέλο της ανοικτής κλειστής ηλιόσφαιρας (Ahluwalia, 1979). 28

30 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Εικόνα 1.6: Παρατηρούμενες καμπύλες υστέρησης για τους κύκλους 19, 20, 21 και 22. Χρησιμοποιώντας δεδομένα του σταθμού Climax [Μavromichalaki et al., 1997] (P: παράλληλη, A: αντιπαράλληλη, R: αντιστροφή) Μειώσεις Forbush Η μείωση κατά Forbush (Forbush Decrease - FD) είναι μια βραχύχρονη μεταβολή της Κ.Α. που ανακαλύφθηκε από τον Forbush (Forbush, 1937; Forbush, 1938) και είναι φαινόμενο παγκόσμιας κλίμακας. Παρουσιάζεται συνήθως με απότομη ελάττωση της έντασης της Κ.Α. κατά τουλάχιστον 4-5% σε διάστημα λίγων ωρών. Το μεγαλύτερο ποσοστό εμφανίζει την ελάττωση αυτή από 12 μέχρι 24 ώρες και σπανιότερα ξεπερνά την μία ημέρα (Lockwood, 1971). Η επάνοδος της Κ.Α. στα επίπεδα πριν την FD πραγματοποιείται σε μερικές μέρες αν έχουν προκληθεί από μεμονωμένα γεγονότα τα οποία δεν είναι ιδιαίτερα ισχυρά και σπανιότερα ξεπερνά τις 2 εβδομάδες όπως μπορεί να συμβεί στην περίπτωση όπου διαδοχικές CMEs αλληλεπιδρούν με την Γη. Έχουν παρατηρηθεί FDs με μείωση μεγαλύτερη από 15-20%. Χαρακτηριστικό παράδειγμα η περίοδος των έκτακτων φαινομένων κατά τον Οκτώβριο του 2003 όπου παρατηρήθηκε η μεγαλύτερη FD του 23 ου ηλιακού κύκλου με μείωση 28% η οποία παρατηρήθηκε στα δεδομένα της έντασης της Κ.Α. των 10GV (Belov, 2009). Οι FDs είναι συνυφασμένες συχνά με τις γεωμαγνητικές καταιγίδες αλλά δεν είναι αμφιμονοσήμαντη η αντιστοιχία. Και τα δύο φαινόμενα εμφανίζονται με την άφιξη είτε μιας εκτόξευσης στεμματικού υλικού είτε με την άφιξη μιας γρήγορης ροής του ηλιακού ανέμου. Στην εικόνα 1.7 φαίνεται η FD που άρχισε στις 22 Ιουνίου έπειτα από την άφιξη μιας CME που είχε παρατηρηθεί νωρίτερα, στις 21 Ιουνίου 02:36. Η πρώτη διακεκομμένη γραμμή ταυτίζεται με τον χρόνο που καταγράφηκε το κρουστικό κύμα από το SOHO, ενώ η δεύτερη διακεκομμένη γραμμή ταυτίζεται με τον χρόνο άφιξης μιας δεύτερης CME που παρατηρήθηκε νωρίτερα στις 22 Ιουνίου 18:36 UT. Οι διαδοχικές αυτές CMEs προκάλεσαν μία πολύ ισχυρή γεωμαγνητική 29

31 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας καταιγίδα. Τα γεγονότα αυτά τα παρουσιάζουμε αναλυτικά σε επόμενο κεφάλαιο (ενότητα 3.4.3). Εικόνα 1.7: Η μείωση Forbush που παρατηρήθηκε στον μετρητή νετρονίων της Αθήνας τον Ιούνιο του 2015 (πάνω). Αυτή η μείωση Forbush ήταν το αποτέλεσμα διαδοχικών CMEs που έφτασαν στην Γη προκαλώντας μία από τις ισχυρότερες γεωμαγνητικές καταιγίδες του 24 ου ηλιακού κύκλου (βλ. ενότητα 3.4.3) με τον δείκτη Dst να παίρνει ελάχιστη τιμή ίση με -204 nt. Βλέπουμε ότι η φάση ανάκαμψης διήρκησε περίπου 10 ημέρες. Είναι φαινόμενο εξωγήινης προέλευσης διότι εμφανίζεται και στους πολικούς σταθμούς. Οι διαφορές οφείλονται στο κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας και στις ασυμπτωτικές διευθύνσεις των σταθμών. Η μείωση Forbush οφείλεται σε μηχανισμό ανάλογο με την 11-ετή μεταβολή. Το μαγνητικό πεδίο φέρεται παγωμένο είτε εντός της CME είτε εντός του ηλιακού ανέμου που προέρχεται από στεμματική οπή με αποτέλεσμα να θωρακίζει μαγνητικά τη γη και τα φορτισμένα σωματίδια της γαλαξιακής Κ.Α. εκτρέπονται προς τα έξω. Η εκτροπή είναι τόσο μεγαλύτερη όσο εντονότερη είναι η εκπομπή του ηλιακού πλάσματος. Είναι αυξημένη κατά το μέγιστο της 11-ετούς περιόδου του ήλιου και κατά τις έκτακτες δραστηριότητες του ήλιου. Η διαφορά έγκειται στη χρονική διάρκεια των φαινομένων και στη γεωμετρική έκταση και μορφή τους στο χώρο του διαστήματος, όπως φαίνεται και στην εικόνα 1.9. Σήμερα η μείωση Forbush ορίζεται σαν ένα ηλιοσφαιρικό φαινόμενο που περιλαμβάνει μεταβολές της πυκνότητας και της ανισοτροπίας των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων που προκαλούνται είτε από στεμματικές εκτινάξεις μάζας είτε από ταχείς ροές ηλιακού ανέμου. Διακρίνονται δύο βασικοί τύποι μειώσεων σύμφωνα με τον Cane (2000): 30

32 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Μη περιοδικές μειώσεις (non-recurrent decreases) που οφείλονται σε παροδικά διαπλανητικά γεγονότα σχετιζόμενα με στεμματικές εκτινάξεις μάζας από τον ήλιο. Παρουσιάζουν μια ξαφνική έναρξη, φθάνουν στο ελάχιστο περίπου σε μια μέρα και έχουν μια πιο σταδιακή επαναφορά. Επαναλαμβανόμενες μειώσεις (recurrent decreases) (Lockwood, 1971) που έχουν και πιο σταδιακή έναρξη, είναι πιο συμμετρικές στο προφίλ και σχετίζονται με ροές ταχέως ηλιακού ανέμου (high speed stream) τα οποία προέρχονται από στεμματικές οπές. Ιστορικά, όλες οι μικρής τάξης μειώσεις ονομάζονται "Μειώσεις Forbush". Πάντως πολλοί ερευνητές χρησιμοποιούν αυτήν την έκφραση μόνο για μη περιοδικές μεταβολές που σχετίζονται με παροδικές διαταραχές του ηλιακού ανέμου. Ένα παράδειγμα μιας κλασσικής μείωσης Forbush από τρεις Μετρητές Νετρονίων με όμοιες αποκρίσεις (Deep River, Kerguelen, Mt. Welligton) και τοποθετημένους στο ίδιο γεωγραφικό μήκος δίνεται στην εικόνα 1.8. Παρατηρούμε την παρουσία δύο βημάτων που το πρώτο εμφανίζεται στην τυρβώδη περιοχή του πεδίου που δημιουργείται πίσω από το μέτωπο κρούσης που δημιουργεί η γρήγορη εκπομπή μάζας (ejecta) στο μέσο πίσω από αυτό. Μέσα στην εκπομπή αυτή συμβαίνει επίσης μια μείωση της πυκνότητας της κοσμικής ακτινοβολίας λόγω της γεωμετρίας των κλειστών δυναμικών γραμμών. Εικόνα 1.8: Μια τυπική μορφή μείωσης Forbush (Cane, 2000). Πολλοί ερευνητές πρόσφατα συνδέουν τις μειώσεις Forbush με δύο συνιστώσες, χωρίς όμως να μπορούν να διατυπωθούν θεωρητικά πρότυπα στηριζόμενα στο γεγονός ότι υπάρχουν δύο διαφορετικοί φυσικοί μηχανισμοί που προκαλούν τις μειώσεις Forbush, όπως το δημιουργούμενο διαπλανητικό μέτωπο 31

33 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας κρούσης και η διαπλανητική εκπομπή μάζας. Η μεγάλης κλίμακας δομή μιας εκπομπής και του συνοδευόμενου μετώπου κρούσης και η απόκριση της διερχόμενης κοσμικής ακτινοβολίας δίνεται στην εικόνα 1.9. Μια μικρή ενεργητική εκπομπή που δεν δημιουργεί μέτωπο κρούσης προκαλεί μόνο μιας συνιστώσας ελάττωση μικρής διάρκειας καθώς περνάει την εκπομπή. Αυτές οι μειώσεις είναι πολύ μικρές για να παρατηρηθούν από τους Μετρητές Νετρονίων. Όταν τα μέτωπα κρούσης έχουν μεγαλύτερη έκταση από την εκπομπή είναι δυνατόν να διασχίσουν το μέτωπο κρούσης, αλλά όχι την εκπομπή, όπου εμφανίζεται γεγονός λόγω του μετώπου κρούσης. Η εκπομπή ωθεί τον προηγούμενο ηλιακό άνεμο, συμπιέζει και θερμαίνει αυτόν και οι ίδιες δυναμικές γραμμές περιτυλίγονται γύρω από την εκπομπή. Αυτό οδηγεί σε ασύμμετρη δομή που είναι υπεύθυνη για την ασυμμετρία στα μεγέθη και την παρουσία μειώσεων Forbush σαν συνάρτηση του μήκους του συνοδευόμενου ηλιακού γεγονότος. Έτσι οι μειώσεις Forbush της Κ.Α. που σχετίζονται με στεμματικές εκπομπές μάζας, είναι τριών ειδών: αυτές που συνοδεύονται από μέτωπα κρούσης και εκπομπές μάζας, αυτές που συνοδεύονται μόνο από μέτωπα κρούσης και αυτές που συνοδεύονται μόνο από εκπομπές μάζας. Η πλειονότητα (80%) των απλών μειώσεων μεγαλύτερων από 4% είναι του τύπου μέτωπο κρούσης και εκπομπής μάζας (Cane, 2000). Μόνο πολύ ενεργητικές CMEs δημιουργούν μέτωπα κρούσης, τα οποία είναι αρκετά ισχυρά για να προκαλούν ουσιαστικές μειώσεις της κοσμικής ακτινοβολίας. Τότε τα μέτωπα κρούσης δημιουργούν μεγάλες αυξήσεις ενεργητικών ηλιακών σωματιδίων (Solar energetic particles - SEPs). Εικόνα 1.9: Μεγάλης κλίμακας δομή μιας γρήγορης εκπομπής (ejecta) και ενός μετώπου κρούσης (shock) Φαίνονται δύο διαδρομές με διαφορετικά αποτελέσματα. Ο χρόνος του περάσματος του μετώπου κρούσης δηλώνεται με S και οι χρόνοι έναρξης και τέλους του περάσματος της εκπομπής δηλώνονται με Τ1 και Τ2. 32

34 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας Τα ενεργητικά σωματίδια αποτελούν επιβεβαίωση ότι η μείωση της Κ.Α. προήλθε από μέτωπο κρούσης από στεμματική εκτίναξη μάζας και όχι από περιστρεφόμενη ροή ηλιακού ανέμου. Αυτοί οι δύο τύποι ελαττώσεων εμφανίζονται ίδιοι, καθότι οι τοπικές συνθήκες του ηλιακού ανέμου είναι ίδιες. Πάντως οι περιστρεφόμενες ροές ηλιακού ανέμου δεν προκαλούν μετρήσιμες αυξήσεις σωματιδίων πάνω από 20 MeV amu 1 στην 1 A.U. Αντίθετα ενεργητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας συνδέονται με ενεργητικά ηλιακά σωματίδια (Kahler et al., 1987) και η έναρξη του γεγονότος συμβαίνει συνήθως μέσα σε μια ώρα από την συνοδευόμενη ηλιακή έκλαμψη. Γενικά οι μειώσεις Forbush εμφανίζουν τις παρακάτω ιδιότητες: Πριν τη μείωση υπάρχει προσαύξηση (1-2%) που προέρχεται από την ανάκλαση ΚΑ στο ωστικό κύμα που έχει προκληθεί από την CME. Το μέγεθος της μείωσης Forbush εξαρτάται από τη φάση του ηλιακού κύκλου. Οι σταθμοί που ανιχνεύουν σωμάτια μικρής ενέργειας παρουσιάζουν μεγαλύτερη μείωση σε μέγεθος και διάρκεια. Υπάρχουν μειώσεις Forbush που επαναλαμβάνονται μετά από 27-μέρες, ως αποτέλεσμα της 27-ήμερης συνοδικής περιστροφής του ηλίου ήμερη διαμόρφωση Η 27-ήμερη διαμόρφωση οφείλεται στην 27-ήμερη συνοδική περίοδο του ήλιου σε σχέση με τη γη. Το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο περιστρέφεται με τον ήλιο και επειδή δεν έχει αζιμουθιακή ισοτροπία η γη βρίσκεται σε περιοχές με μεταβαλλόμενες μετά του αζιμουθίου ιδιότητες του μαγνητικού πεδίου με αποτέλεσμα μεταβολή της επίγειας Κ.Α. Σαν πηγές έχει δραστήριες περιοχές του ήλιου (μονοπολικές μαγνητικές περιοχές) που έχουν χρόνο ζωής πολύ μεγαλύτερο της συνοδικής περιόδου του ήλιου, οπότε οι ίδιες μαγνητικές συνθήκες στο διαπλανητικό διάστημα εμφανίζονται με περιοδικότητα 27-ημερών. Αυτό συμβαίνει σε ήρεμες περιοχές του ήλιου που στερούνται από έκτακτη δραστηριότητα. Το πλάτος κύμανσης της 27-ήμερης μεταβολής είναι περίπου 5%. Πολλές φορές όμως διπλασιάζεται. Μια τυπική 27-ήμερη μεταβολή που διήρκεσε 18 συνοδικές περιόδους παρατηρήθηκε από 27 Αυγούστου Δεκεμβρίου Για την ανάλυση χρησιμοποιείται η μέθοδος της υπέρθεσης εποχών (Superposed epochs ή Chree analysis), η μέθοδος της αυτοσυσχέτισης, της φασματικής ανάλυσης κ.λ.π Επίγειες επαυξήσεις της Κοσμικής Ακτινοβολίας Ως επίγεια επαύξηση της έντασης της Κ.Α. (Ground Level Enhancement GLE) ορίζεται η μικρής διάρκειας απότομη αύξηση στον ρυθμό καταμέτρησης των 33

35 Κεφάλαιο Ι Διαμόρφωση Κοσμικής Ακτινοβολίας σωματιδίων της Κ.Α. από επίγειους ανιχνευτές (Belov et al., 2005). Τα σωματίδια αυτά πρέπει να έχουν ενέργειες τουλάχιστον 500 MeV ώστε να φθάσουν στη γήινη μαγνητόσφαιρα και να καταγραφούν από επίγειους μετρητές ως δευτερογενής Κ.Α.. Περίπου το 15% των πρωτονικών γεγονότων (SEPs) είναι GLEs. Το χρονικό προφίλ των GLEs αποτελείται από μία απότομη αύξηση στην επί τοις εκατό μεταβολή της έντασης της Κ.Α. σε μικρό χρονικό διάστημα (μερικά λεπτά) ενώ η επαναφορά γίνεται σε διάστημα μερικών ωρών. Αποτελούν πολύ σπάνια γεγονότα με αποτέλεσμα να παρατηρούμε ανά δεκαετία. Στην εικόνα 1.10 παρουσιάζεται η απότομη μεταβολή της έντασης της Κ.Α. για το γεγονός GLE69. Τα γεγονότα αυτά καταγράφονται σε λίστες με όνομα GLEXX, όπου XX είναι ο αύξων αριθμός τους. Το τελευταίο καταγεγραμμένο GLE είναι το γεγονός GLE71 το οποίο παρατηρήθηκε στις 17 Μαΐου 2012 με ποσοστό μεταβολής της έντασης της Κ.Α. 16%. Κλείνοντας την ενότητα αυτή, αναφέρουμε ότι υπάρχουν ακόμη η ημερήσια ανισοτροπία καθώς και η ημιημερήσια μεταβολή με περιοδικότητα 24 και 12 ωρών αντίστοιχα. Είναι μεταβολές οι οποίες σχετίζονται με την περιστροφή της Γης γύρω από τον άξονά της καθώς και με την αλληλεπίδραση των κοσμικών ακτίνων με το σπειροειδές μαγνητικό πεδίο του ηλίου. Λόγω της μικρής τους χρονικής κλίμακας δεν επηρεάζουν ούτε την μακρόχρονη διαμόρφωση ούτε φαινόμενα που σχετίζονται με την μελέτη του Διαστημικού Καιρού και έτσι δεν γίνεται ανάλογη αναφορά στην παρούσα εργασία. Εικόνα 1.10: Το χρονικό προφίλ του GLE69 το οποίο σημειώθηκε στις 20 Ιανουαρίου 2005 (Plainaki et al., 2006). Η ποσοστιαία αύξηση της έντασης της Κ.Α. ήταν η δεύτερη μεγαλύτερη όλων των γεγονότων και ήταν ίση με 269%. 34

36 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Περίληψη Στο κεφάλαιο αυτό παρουσιάζουμε τις δύο μεγάλες κατηγορίες γεγονότων, οι οποίες επηρεάζουν τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο που είναι οι ηλιακές εκλάμψεις και οι στεμματικές εκτινάξεις στεμματικού υλικού. Για την διατριβή αυτή είναι πολύ σημαντικά τα φαινόμενα των CMEs για αυτό και αναλύονται εκτενέστερα στο κεφάλαιο αυτό. Τα φαινόμενα αυτά έχουν έκτακτο χαρακτήρα και στην περίπτωση όπου φτάσουν τελικά στην Γη, μπορούν να προκαλέσουν μια σειρά από γεγονότα με επιδράσεις στο σύνολο σχεδόν των τεχνολογικών δραστηριοτήτων της ανθρωπότητας αλλά και στην υγεία π.χ. των επιβατών αεροσκαφών και των αστροναυτών, λαμβάνοντας σε πολύ μικρό χρονικό διάστημα ακτινοβολία πολλαπλάσια, για σύγκριση αναφέρουμε, μιας ακτινογραφίας θώρακος. 35

37 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 2. Ηλιακές εκλάμψεις και στεμματικές εκτινάξεις μάζας 2.1 Ηλιακές εκλάμψεις Οι ηλιακές εκλάμψεις (Solar Flares) συγκαταλέγονται στα πιο ισχυρά μαγνητικά γεγονότα στο ηλιακό σύστημα (Fletcher et al., 2011). Σε μερικά λεπτά (ή το πολύ εντός λίγων ωρών) μπορούν να απελευθερώσουν ενέργεια μεγαλύτερη από erg ή J. Εκπέμπουν ακτινοβολία σε ολόκληρο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, από την περιοχή των ραδιοκυμάτων έως τις ακτίνες γ. Συνδέονται στενά με την επιτάχυνση των σωματιδίων στον διαπλανητικό χώρο και με τις στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Οι ηλιακές εκλάμψεις είναι το αποτέλεσμα της απότομης απελευθέρωσης της ενέργειας η οποία προηγουμένως είχε αποθηκευτεί στα επαγωγικά μαγνητικά πεδία που είχαν δημιουργηθεί από τα ηλεκτρικά ρεύματα που ρέουν στην περιοχή του στέμματος. Η συνολική ενέργεια της ηλιακής έκλαμψης είναι ίση με την ποσότητα της μαγνητικής «ελεύθερης» ενέργειας (συνήθως ορίζεται ως η ενέργεια που αποθηκεύεται μέσα στο μαγνητικό πεδίο η οποία είναι μεγαλύτερη από την ενέργεια του δυναμικού μαγνητικού πεδίου με τα ίδια όρια) η οποία είναι διαθέσιμη στις ενεργές περιοχές (active region - AR) όπως για παράδειγμα στους μαγνητικούς βρόχους (βλ. Εικόνα 2.1) οι οποίοι σχηματίζονται πάνω από ηλιακές κηλίδες όπου παρατηρούνται και οι περισσότερες ηλιακές εκλάμψεις. Εικόνα 2.1: Μαγνητικοί βρόχοι πάνω από ενεργές περιοχές του ηλίου. Η μαγνητική «ελεύθερη» ενέργεια είναι πολύ δύσκολο να εκτιμηθεί από τις παρατηρήσεις καθώς εξαρτάται από το διάνυσμα του μαγνητικού πεδίου, στις λίγες όμως περιπτώσεις όπου αυτό ήταν δυνατό, βρέθηκε ότι η «ελεύθερη» ενέργεια είναι συγκρίσιμη με την ενέργεια που όντως μετράται κατά την διάρκεια μεγάλων ηλιακών εκλάμψεων (Metcalf et al. 1995, 2005; Schrijver et al. 2008; Jing et al. 36

38 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 2008). Επιπλέον, το απόθεμα της ενέργειας είναι δύσκολο να εξηγηθεί από άλλες πιθανές ενεργειακές πηγές στο στέμμα ή στην χρωμόσφαιρα του ηλίου (Hudson 2007). Έτσι, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι η μετατροπή της αποθηκευμένης μαγνητικής ενέργειας βρίσκεται στην καρδιά της διαδικασίας δημιουργίας μιας ηλιακής έκλαμψης. Ο όρος έκλαμψη θεωρούμε συνήθως ότι αναφέρεται στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που εκπέμπεται από την συνολική διαδικασία, η οποία όπως αναφέραμε έχει την βάση της στα μαγνητικά πεδία. Η ενέργεια που απελευθερώνεται είναι ένα πολύ σημαντικό ποσοστό της συνολικής ενέργειας η οποία είχε συσσωρευτεί στα πολύ ισχυρά μαγνητικά πεδία. Η ενέργεια που εκπέμπεται διαφέρει από γεγονός σε γεγονός. Γενικότερα, παρατηρούνται πολύ περισσότερα γεγονότα με μικρές σχετικά ενέργειες αντί γεγονότων με μεγάλες ενέργειες. Η κατανομή του αριθμού των ηλιακών εκλάμψεων ως συνάρτηση του μεγίστου της εκλυόμενης ενέργειας (peak energy), ή της συνολικής ενέργειας που εκπέμπεται, ή της χρονικής τους διάρκειας προσεγγίζεται από ένα νόμο δύναμης, η κλίση του οποίου αποτελεί ένα πολύ σημαντικό παράγοντα στην προσπάθεια κατανόησης της συνεισφοράς των φαινομένων αυτών στο συνολικό απόθεμα της ενέργειας στην θέρμανση του ηλιακού στέμματος (Crosby et al. 1993, Hannah et al. 2011). Εικόνα 2.2: Ταξινόμηση των ηλιακών εκλάμψεων με βάση τους δορυφόρους GOES και την έκταση της περιοχής Ηα (αριστερά). Καταγραφή τριών ηλιακών εκλάμψεων από τους δορυφόρους GOES όπου βλέπουμε το peak της εκπομπής τους να αντιστοιχεί σε Χ1.9, Μ5.7 και Χ5.7 αντίστοιχα τον Ιούλιο του 2000 (δεξιά). Ο κύριος τρόπος με τον οποίο γίνεται η κατηγοριοποίηση της σημαντικότητας μιας ηλιακής έκλαμψης γίνεται μέσω της ροής της εκπομπής της σε μαλακές ακτίνες Χ (soft X-rays - SXR) στην περιοχή των 1-8 Angstroms, έτσι όπως μετριέται από τους δορυφόρους GOES (Geostationary Orbiting Environmental Satellites). Οι ηλιακές εκλάμψεις ταξινομούνται σε A, B, C, M και X, με τις X-flares να είναι και οι πιο 37

39 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 4 2 ισχυρές με την ροή της ακτινοβολίας να ξεπερνά τα 10 W/m στην τροχιά της Γης. Στην εικόνα 2.2 βλέπουμε την σημερινή ταξινόμηση των ηλιακών εκλάμψεων με 2 βάση την εκπομπή τους σε W/m και την σύγκριση με την ταξινόμηση που γινόταν παλαιότερα σε σχέση με την έκταση της περιοχής με παρατηρήσεις στην Ηα (Thomas & Teske, 1971). Σήμερα, η ταξινόμηση των ηλιακών εκλάμψεων γίνεται με βάση το μέγιστο της εκπομπής με βάση τον πίνακα 2.1: Πίνακας 2.1. Class Ταξινόμηση των ηλιακών εκλάμψεων με βάση την μέγιστη τιμή της ροής της ακτινοβολίας (I) σε W/m 2 Peak (W/m 2 ) between 1 and 8 Angstroms A I 10 B I 10 C I 10 M I 10 X 4 I 10 Κατά την διάρκεια μιας ηλιακής έκλαμψης έχουμε εκπομπή μεγάλης ποσότητας ενέργειας. Το γεγονός αυτό καταγράφεται σε όλα τα μήκη κύματος, και προκαλεί μεταξύ άλλων αυξήσεις στην ένταση της ράδιο-ακτινοβολίας και στα μετρικά μήκη κύματος όπου παρατηρούμε το στέμμα δημιουργώντας έτσι διάφορους τύπους ράδιο-εξάρσεων (τύπου Ι, ΙΙ, ΙΙΙ και IV). Δηλαδή, καταγράφεται στα στρώματα από τη χρωμόσφαιρα και πάνω, ενώ σπανίως μπορεί να καταγραφεί και στην φωτόσφαιρα (δηλ. είναι ορατή και στο λευκό φως / εκλάμψεις λευκού φωτός). Αυτό συμβαίνει όταν η ενέργεια που απελευθερώνεται είναι πολύ μεγάλη και φθάνει να θερμάνει ακόμα και τα χαμηλά στρώματα της φωτόσφαιρας. Οι ηλιακές εκλάμψεις είναι υπεύθυνες για την δημιουργία φαινομένων όπως η διακοπή των επικοινωνιών στην περιοχή της ιονόσφαιρας όπως θα δούμε και στο επόμενο κεφάλαιο. Πολύ συχνά, και ειδικότερα όταν παρατηρούνται πάνω από ενεργές περιοχές στις οποίες έχει συσσωρευτεί μεγάλη ποσότητα ενέργειας, είναι πιθανό να συνοδευτούν και από στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Τις εκτινάξεις αυτές θα αναλύσουμε στην ενότητα που ακολουθεί. 38

40 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 2.2 Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Ιδιότητες Οι στεμματικές εκτινάξεις μάζας (στην βιβλιογραφία αναφέρονται ως Coronal Mass Ejections - CMEs) είναι δομές μαγνητισμένου πλάσματος οι οποίες εκτοξεύονται από τον Ήλιο από περιοχές στις οποίες παρατηρούμε το μαγνητικό πεδίο να είναι κλειστό (ενεργές περιοχές και ήρεμες προεξοχές) και οι οποίες διαδίδονται στην ηλιόσφαιρα. Στο λευκό φώς φαίνονται ως μεγάλες δομές οι οποίες κινούνται απομακρυνόμενες από τον Ήλιο. Οι CMEs καταγράφονται κυρίως από τους στεμματογράφους μέσω του φαινομένου της σκέδασης Thomson από φως της ηλιακής φωτόσφαιρας, δημιουργώντας τεχνητά συνθήκες έκλειψης του ηλιακού δίσκου, εμποδίζοντας έτσι το ηλιακό φώς που προέρχεται απευθείας από τον Ήλιο, μέσω ενός κατάλληλου δίσκου (occulting disk) που παρεμβάλλεται μεταξύ του ηλιακού δίσκου και της διάταξης που καταγράφει την CME. Εικόνα 2.3: Στεμματική εκτίναξη μάζας η οποία παρατηρήθηκε στις 2 Δεκεμβρίου Στην περιοχή του σκοτεινού δίσκου στο κέντρο έχει τοποθετηθεί ο ήλιος όπως παρατηρήθηκε την ίδια ακριβώς στιγμή. Λεπτομέρειες που αφορούν την τοποθεσία πάνω στον Ήλιο από όπου ξεκίνησε η εκπομπή γίνεται συνήθως με άλλα μέσα, χρησιμοποιώντας κυρίως, παρατηρήσεις στις ακτίνες-χ, στην περιοχή της υπεριώδους ακτινοβολίας (EUV), στα μικροκύματα καθώς επίσης και παρατηρήσεις στις οποίες χρησιμοποιείται το φίλτρο της γραμμής Η-α του υδρογόνου (Gopalswamy, 1999; Hudson and Cliver, 2001). Φωτοσφαιρικά μαγνητογράμματα έχουν αποκαλύψει ότι οι περιοχές από τις οποίες προέρχονται οι CMEs έχουν συνήθως ενισχυμένα μαγνητικά πεδία που αποτελούνται από περιοχές με αντίθετη πολικότητα, σε σύγκριση με περιοχές του ήρεμου ήλιου. Οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές του πεδίου μέσα στην περιοχή του στέμματος συνεπάγεται ότι συνδέουν δύο σημεία με αντίθετη πολικότητα. Πιστεύεται ότι η ελεύθερη ενέργεια μπορεί να αποθηκευτεί στις στεμματικές δυναμικές γραμμές οι οποίες στην 39

41 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας συνέχεια όταν σπάσουν απελευθερώνουν στον διαπλανητικό χώρο την ενέργεια αυτή υπό την μορφή των CMEs Μορφολογία Στην εικόνα που ακολουθεί βλέπουμε δύο CMEs οι οποίες έχουν ληφθεί από τον στεμματογράφο LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) που βρίσκεται πάνω στο διαστημόπλοιο SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Εικόνα 2.4: Τυπικές εικόνες μιας CME από τον στεμματογράφο του LASCO/SOHO με διαφορετικά χαρακτηριστικά σε κάθε περίπτωση. Στις πρώτες εικόνες (a-b) φαίνεται πως η CME αποτελείται από διακριτές περιοχές, (core-void-le) ενώ στις εικόνες (c-d) φαίνεται μία μόνο δομή η οποία και περιβάλλεται από το κρουστικό κύμα μπροστά της. Στην πρώτη από τις CMEs (20 Δεκεμβρίου 2001) βλέπουμε τα βασικά μέρη από τα οποία αποτελείται συνήθως μια CME (Εικ. 2.4 (a)): τον πυρήνα, τον κενό χώρο μεταξύ του πυρήνα και της μετωπικής δομής, και τέλος την μετωπική δομή (frontal structure ή ηγούμενο άκρο leading edge - LE) (Illing and Hundhausen, 1986). Ο χώρος μεταξύ του πυρήνα και της μετωπικής δομής υποτίθεται ότι είναι μία περιοχή ενός έντονου μαγνητικού πεδίου. Σε μερικές CME η περιοχή αυτή φαίνεται 40

42 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας να έχει δομή σωλήνα ροής (flux rope) (Chen et al., 1997). Στις εικόνες αντίθεσης (Εικ. 2.4 (b)) είναι ευκολότερο να παρατηρήσει κανείς διαταραχές γύρω από την CME καθώς επίσης και την εκτροπή (DEF) ενός κοντινού πίδακα (streamer). Η δεύτερη CME καταγράφηκε στις 18 Νοεμβρίου 2003, όπου φαίνεται, σε αντίθεση με τα προηγούμενα, μόνο μία δομή (Εικ. 2.4 (c)). Παρόλαυτα, στην εικόνα αντίθεσης (Εικ. 2.4 (d)) φαίνεται μία αμυδρή δομή οποία περιβάλλει την CME, η οποία μάλλον είναι η «θήκη» (sheath) ο χώρος δηλαδή, μεταξύ της CME και του κρουστικού κύματος μπροστά της. Ενώ τα κρουστικά κύματα μπορούν εύκολα να συναχθούν από τις ράδιο-εξάρσεις (radio-burst) είναι γενικώς πολύ δύσκολο να προσδιοριστούν από τις παρατηρήσεις του λευκού φωτός (Sheeley et al., 2000; Vourlidas et al., 2003). Η δεύτερη από τις CMEs φαίνεται να προέρχεται από μία περιοχή πολύ κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου σε αντίθεση με την πρώτη CME που φαίνεται να προέρχεται από το νότιο-ανατολικό τμήμα του χείλους του ηλιακού δίσκου. Η γωνία από την οποία γίνεται η παρατήρηση μπορεί να επηρεάσει σημαντικά την τελική απεικόνιση της CME αφού σε κάθε περίπτωση πρόκειται για την προβολή της CME στο οπτικό πεδίο του στεμματογράφου (field of view - FOV). Ο λαμπρός πυρήνας της CME είναι η εκρηκτική προεξοχή (eruptive prominence) ή αλλιώς γνωστό και ως εκρηκτικό νήμα (eruptive filament) στην περίπτωση που παρατηρείται πάνω στον ηλιακό δίσκο, το οποίο εκτείνεται κατά μήκος και πάνω από την φωτοσφαιρική ουδέτερη γραμμή κατά την φάση πριν την έκρηξη Φυσικά χαρακτηριστικά Οι CMEs είναι θερμό πλάσμα το οποίο περιέχει υλικό από το στέμμα του ηλίου 6 σε πολύ υψηλή θερμοκρασία της τάξης των μερικών 10 Κ στην μετωπική δομή και στην κοιλότητα. Ο πυρήνας που σχετίζεται με την προεξοχή είναι της τάξης περίπου Κ ειδικά στα πρώτα στάδια της εξέλιξης μιας CME. Με το πέρασμα του χρόνου η προεξοχή γίνεται συνεχώς θερμότερη και μπορεί να περιέχει πλάσμα διαφορετικών θερμοκρασιών. Θερμό πλάσμα, με θερμοκρασίες μεγαλύτερες από 7 10 Κ, πιστευόταν ότι εμπλούτιζε την δομή των CMEs, κάτι το οποίο παρατηρούνταν ως πολύ φορτισμένο υλικό σε απόσταση 1 AU (Henke et al., 2001; Reinard, 2005; Aguilar-Rodriguez et al., 2006). Η πυκνότητα στην μετωπική δομή της CME κοντά στον Ήλιο είναι της τάξης των cm και αναμένεται να μειωθεί καθώς η CME διαδίδεται στον διαπλανητικό χώρο. Προφανώς, η προεξοχή είναι πολύ πιο πυκνή κατά τρεις τάξεις μεγέθους και αυτός είναι ο λόγος που εμφανίζεται ως πολύ λαμπρή περιοχή στις εικόνες λευκού φωτός. Η περιοχή μεταξύ του μετωπικού τμήματος της CME και του πυρήνα έχει μικρότερη πυκνότητα σε σύγκριση με το μετωπικό τμήμα της. Απευθείας μετρήσεις της έντασης του μαγνητικού πεδίου της CME δεν έχουν καταστεί ακόμη δυνατές. Ωστόσο, μαγνητικά πεδία των προεξοχών πριν την έκρηξή τους, έχουν μετρηθεί και είναι από μερικά μέχρι 100 G. Από μετρήσεις σε ράδιο-εξάρσεις τύπου IV από ενεργητικά σωμάτια 41

43 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας τα οποία κινούνται γυροσκοπικά στις CMEs ή δημιουργούν εκπομπές πλάσματος, έχουμε ενδείξεις ότι η ένταση των μαγνητικών πεδίων θα πρέπει να βρίσκεται στην περιοχή των 2 10 G (Dulk and McLean, 1978; Gopalswamy and Kundu, 1989; Bastian et al., 2001), τιμή η οποία είναι αισθητά μικρότερη από τα πεδία που μετριούνται στις προεξοχές. Τα ηλεκτρόνια πρέπει να εγκλωβίζονται στην περιοχή μεταξύ του μετωπικού τμήματος της CME και του πυρήνα όπου πιστευόταν πως επρόκειτο για σωλήνα ροής (flux rope). Το μετωπικό τμήμα είναι υψηλότερης πυκνότητας και χαμηλότερου μαγνητικού πεδίου σε σύγκριση με την περιοχή που ακολουθεί (void) Κινηματικές ιδιότητες Η ταχύτητα, το εύρος και η επιτάχυνση θεωρούνται τα βασικά χαρακτηριστικά μιας CME, τα οποία προσδιορίζονται με μία σειρά από εικόνες οι οποίες λαμβάνονται κατά την διάρκεια μιας έκρηξης. Στην ενότητα αυτή παρουσιάζουμε τις ιδιότητες των CMEs έτσι όπως προκύπτουν από την επεξεργασία των δεδομένων από τον στεμματογράφο LASCO του SOHO. Από τον Ιανουάριο του 1996 μέχρι και σήμερα έχουν καταγραφεί στην βάση δεδομένων του LASCO περισσότερες από CMEs. Συγκεκριμένα, από τον Ιανουάριο του 1996 μέχρι τον Οκτώβριο 2015, έχουν καταγραφεί CMEs. Η γραμμική ταχύτητά τους, η οποία αποτελεί προβολή της πραγματικής ταχύτητας στον ουράνιο θόλο που παρατηρεί ο στεμματογράφος, ποικίλει από 21 km/s μέχρι 3387 km/s για την μεγαλύτερη τιμή ταχύτητας που έχει καταγραφεί για το γεγονός στις 10 Νοεμβρίου Η μέση τιμή της ταχύτητας όλων των καταγεγραμμένων CMEs ανέρχεται στα 390.6±1.5 km/s. Το εύρος των CMEs ποικίλει από 1 μέχρι 360 που αφορά τα γεγονότα τα οποία είναι συνήθως κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου και φαίνεται να εξαπλώνονται ακτινικά προς τα έξω για αυτό και χαρακτηρίζονται ως HALO CMEs (Howard et al., 1982). Σήμερα μια CME μπορεί να χαρακτηρίζεται ως HALO (w=360 ) ή και partial HALO (120 <w<360 ) ανάλογα με το εύρος της. Η μέση τιμή του εύρους όλων των γεγονότων είναι 55.9 ±0.4. Πολλά γεγονότα με πολύ μικρό εύρος (w<2 ) είναι πιθανό να μην καταγραφούν ειδικότερα κοντά στο ηλιακό μέγιστο όπου παρατηρούνται πολλές CMEs καθημερινά. Γενικότερα, η καταγραφή των πολύ στενών CMEs σχετίζεται και με την εμπειρία του ερευνητή που είναι υπεύθυνος για την καταγραφή των γεγονότων. Αυτό εξηγεί εν μέρει και την αύξηση του αριθμού των στενών CMEs μετά το ηλιακό μέγιστο του ηλιακού κύκλου 23 (βλ. Paouris, 2013; Yashiro et al., 2008). Οι HALO CMEs έχουν σήμερα τον κύριο ρόλο σε φαινόμενα τα οποία σχετίζονται με τον διαστημικό καιρό, κάτι το οποίο αποκαλύφθηκε από την εποχή του SOHO και μετά (Webb et al., 2000; Zhao and Webb, 2003; Gopalswamy et al., 2007). Οι HALO CMEs είναι πολύ ενεργητικές σε σχέση με τις υπόλοιπες και στην 42

44 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας περίπτωση που προέρχονται από την πλευρά του ηλιακού δίσκου η οποία βρίσκεται στην πλευρά της Γης τότε μετά από μερικές ώρες ή το πολύ μερικές ημέρες πλήττουν την Γη δημιουργώντας γεωμαγνητικές καταιγίδες όπως θα δούμε στο επόμενο κεφάλαιο (Κεφάλαιο 3). Έχουν καταγραφεί έως τώρα 693 HALO CMEs (w=360 ) οι οποίες αντιστοιχούν στο 2.6% του συνολικού αριθμού των καταγεγραμμένων CMEs με μέση ταχύτητα 982.7±20.3 km/s. Τα παραπάνω αποτελέσματα που αφορούν τις ταχύτητες και το εύρος βρίσκονται σε γενικότερη συμφωνία με προηγούμενες μελέτες από άλλους στεμματογράφους (π.χ. Howard et al., 1985; Hundhausen, 1997; Gopalswamy, 2004; Kahler, 2006). Είναι λογικό να υπάρχουν μερικές αποκλίσεις καθώς όπως αναφέραμε οι μετρήσεις γίνονται στο πεδίο της ορατότητας του εκάστοτε στεμματογράφου (field of view - FOV) και οι CMEs υπόκεινται επίσης σε προωθητικές ή επιβραδυντικές δυνάμεις. Σε γενικές γραμμές φαίνεται πως υπάρχει μικρή επιτάχυνση των γεγονότων αφού η μέση τιμή που προκύπτει από τα δεδομένα του LASCO είναι 2.91±0.27 m/s 2. Επίσης, έχει διαπιστωθεί στο παρελθόν ότι η επιτάχυνση των CMEs στο πεδίο του στεμματογράφου παρουσιάζει μια εξάρτηση από την γραμμική τους ταχύτητα (Gopalswamy et al., 2001; Vrsnak et al., 2004; Yashiro et al., 2004; Gopalswamy, 2006a). Γενικά, οι πιο ταχείς από τις CMEs σε σύγκριση με τον ηλιακό άνεμο φαίνεται να παρουσιάζουν μια επιβράδυνση ενώ οι πιο αργές φαίνεται να παρουσιάζουν επιτάχυνση Μάζα και κινητική ενέργεια Η μάζα τους ποικίλει από g μέχρι g και όπως έχει διαπιστωθεί οι πιο ευρείς από τις CMEs φαίνεται να είναι και πιο μαζικές. Πιο συγκεκριμένα, για 15 τις HALO CMEs (w=360 ) η μέση τιμή της μάζας τους είναι g ενώ για τις πιο στενές από τις CMEs με εύρος μικρότερο από 60 η μέση τιμή της μάζας 14 τους είναι g. Η μάζα τους εκτιμάται από τις εικόνες του στεμματογράφου ως η ποσότητα της περίσσειας μάζας πάνω από την περιοχή του στέμματος πριν την εκπομπή της CME. Η ποσότητα της μάζας που μπορεί να βρίσκεται στην περιοχή που καλύπτεται από τον δίσκο κάλυψης (occulting disk) δεν λαμβάνεται υπόψη. Κάθε CME λαμβάνεται ως μία δομή έχοντας μία τιμή για την εκτιμώμενη μάζα, η οποία είναι η μάζα που εκπέμπεται από την εξωτερική περιοχή του στέμματος έπειτα από μία ξαφνική αύξηση σε συνάρτηση με τον χρόνο, παρόμοια με το εύρος της CME (Vourlidas et al., 2002). Η μέση τιμή της μάζας, για το σύνολο των γεγονότων όπου ήταν δυνατό να υπολογισθεί, είναι g. Η κινητική τους ενέργεια ποικίλει από ergs, με μέση τιμή ergs μέχρι ergs, κάνοντας έτσι τις CMEs ως τα πιο ενεργητικά φαινόμενα τα οποία πραγματοποιούνται εντός της ηλιόσφαιρας 43

45 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας (Gopalswamy, 2004). Ενδεικτικά αναφέρουμε πως η μικρότερη από τις CMEs έχει κινητική ενέργεια ισοδύναμη με περίπου 6000 ατομικές βόμβες όπως η ατομική βόμβα που ρίχθηκε στην Χιροσίμα Ρυθμός εμφάνισης Οι CMEs, όσον αφορά τον ημερήσιο ρυθμό εμφάνισής τους, ακολουθούν τον ηλιακό κύκλο, με λιγότερες από 0.5 ανά ημέρα κοντά στο ηλιακό ελάχιστο έως και περισσότερες από 6 ανά ημέρα κοντά στο μέγιστο του ηλιακού κύκλου 23 ενώ κοντά στο μέγιστο του ηλιακού κύκλου 24 ξεπέρασε ο αριθμός τους τις 8 ανά ημέρα. Δεν είναι ασυνήθιστο να παρατηρηθούν ακόμη και περισσότερες από CMEs σε μία μόνο ημέρα (Gopalswamy et al., 2003a). Η παραγωγικότερη ημέρα με το μεγαλύτερο πλήθος καταγεγραμμένων CMEs, ίσο με 19, ήταν στις 14 Δεκεμβρίου 2014 κατά την διάρκεια του τρέχοντος ηλιακού κύκλου 24. Ενώ ο ημερήσιος ρυθμός εμφάνισης των CMEs εμφανίζει μια περιοδικότητα παρόμοια με εκείνη του ηλιακού κύκλου, ωστόσο έχουν παρατηρηθεί αρκετές διαφορές και αποκλίσεις από την αντίστοιχη ενδεκαετή μεταβολή του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. Οι CMEs προκύπτουν από περιοχές όπου οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου είναι κλειστές, μεταξύ σημείων με αντίθετη πολικότητα, οι περιοχές αυτές άλλες φορές βρίσκονται σε ενεργές περιοχές που έχουν ηλιακές κηλίδες και άλλες φορές δεν υπάρχουν ηλιακές κηλίδες. Για παράδειγμα, περιοχές όπου υπάρχουν ήρεμες προεξοχές ενώ δεν έχουν κηλίδες μπορούν όμως να δώσουν CMEs. Γενικά, οι CMEs που παρατηρούνται σε μεγάλα ηλιογραφικά πλάτη (> 60 ) σχετίζονται με νήματα που βρίσκονται κοντά στις πολικές περιοχές (polar-crown filaments) οι οποίες συμβάλλουν σημαντικά στον συνολικό ημερήσιο ρυθμό παραγωγής των CMEs και ειδικότερα στην περίοδο του ηλιακού μεγίστου (Hundhausen, 1993; Gopalswamy et al., 2003b). Στην Εικόνα 2.5 βλέπουμε τον ημερήσιο ρυθμό των CMEs και την μηνιαία τιμή της ταχύτητας των CMEs. Με κόκκινο χρώμα βλέπουμε την μηνιαία τιμή των γεγονότων με εύρος μεγαλύτερο από 30. Η επιλογή των γεγονότων με εύρος μεγαλύτερο από 30 έχει ως αποτέλεσμα την εφαρμογή ενός περιορισμού ο οποίος εξαλείφει τα όποια φαινόμενα υπεισέρχονται στην ανομοιομορφία και τον μη εντοπισμό των πολύ στενών (narrow) CMEs (βλ. Paouris, 2013; Yashiro et al., 2008; Gopalswamy, 2007). Ο εντοπισμός των CMEs στην λίστα του LASCO γίνεται χειροκίνητα από τον αντίστοιχο ερευνητή μέσω των εικόνων που λαμβάνονται από τον στεμματογράφο. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα οι λίστες που δημιουργούνται με αυτό τον τρόπο να είναι υποκειμενικές αφού το ίδιο γεγονός για δύο διαφορετικούς ερευνητές μπορεί να μην έχει τα ίδια χαρακτηριστικά (Yashiro et al., 2008). Το γεγονός αυτό φαίνεται πολύ καλύτερα ειδικότερα από το ηλιακό μέγιστο του κύκλου 23 και μετά, όπου καταγράφεται μια γενικότερη αύξηση του ρυθμού των CMEs κατά έναν παράγοντα κοντά στο 2. 44

46 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Στην εικόνα 2.5 βλέπουμε ότι ο ρυθμός των CMEs αυξάνεται κατά μία τάξη μεγέθους από το ηλιακό ελάχιστο στο ηλιακό μέγιστο. Επίσης, φαίνεται πως κοντά στο ηλιακό μέγιστο οι CMEs γίνονται πιο ενεργητικές αφού η μέση ταχύτητά τους φαίνεται ξεκάθαρα να αυξάνεται κατά έναν παράγοντα κοντά στο 2, από μία μέση ταχύτητα στα km/s κατά το ηλιακό ελάχιστο, αυξάνεται στα km/s κατά το ηλιακό μέγιστο. Στο σημείο αυτό να τονίσουμε ότι το μέγιστο που παρατηρούμε στην μέση ταχύτητα, οφείλεται στα πολύ βίαια γεγονότα που συνδέονται με την περίοδο Οκτωβρίου Νοεμβρίου του 2003, όπου σημειώθηκαν πολύ ισχυρές ηλιακές εκλάμψεις και CMEs (Gopalswamy et al., 2006). Εικόνα 2.5: Ο ημερήσιος ρυθμός των CMEs (πάνω) και η μέση τιμή της ταχύτητας των γεγονότων (κάτω). Με κόκκινο χρώμα βλέπουμε πως διαμορφώνονται οι παράμετροι αυτές όταν αποκλείσουμε από το δείγμα τις στενές (narrow) CMEs. Είναι χαρακτηριστικό πως στο πρώτο διάγραμμα, ο υπερβολικά μεγάλος αριθμός των CMEs κατά την περίοδο του παρατεταμένου ελαχίστου μεταξύ των ηλιακών κύκλων οφείλεται κυρίως σε στενές CMEs (Paouris, 2013). 45

47 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Επίσης, στην περίπτωση των CMEs με εύρος μεγαλύτερο από 30 φαίνεται πως και ο ημερήσιος ρυθμός παραγωγής των CMEs αλλά και η μηνιαία τιμή της ταχύτητας ακολουθούν πολύ καλύτερα τον ενδεκαετή ηλιακό κύκλο σε σχέση με το σύνολο των γεγονότων Φαινόμενα των στεμματικών εκτινάξεων μάζας Οι CMEs σχετίζονται με ένα πλήθος από φαινόμενα τα οποία παρατηρούνται στην χρωμόσφαιρα, στο στέμμα και στον διαπλανητικό χώρο. Ηλιακές εκλάμψεις, κρουστικά κύματα (shocks), ράδιο-εξάρσεις, ηλιακά ενεργητικά σωματίδια (SEP), διαπλανητικές CMEs (ευρέως γνωστές ως Interplanetary CMEs ICMEs, τις οποίες θα μελετήσουμε στο επόμενο Κεφάλαιο) και γεωμαγνητικές καταιγίδες είναι όλα φαινόμενα τα οποία σχετίζονται με τις CMEs. Τα περισσότερα από αυτά τα φαινόμενα παρατηρούνται σχεδόν στο σύνολο του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, στην Η-α, στις μαλακές ακτίνες Χ, στην υπεριώδη περιοχή του φάσματος (EUV), στα ραδιοκύματα, στις σκληρές ακτίνες Χ και στις ακτίνες γ σε δεδομένα εικόνων ή/και φάσματος. Ράδιο-εξάρσεις τύπου ΙΙ, οι οποίες είναι το αποτέλεσμα της επιτάχυνσης των μη θερμικών ηλεκτρονίων στα shocks, και οι ράδιο-εξάρσεις τύπου IV, οι οποίες είναι το αποτέλεσμα της παγίδευσης μη θερμικών ηλεκτρονίων σε κινούμενες μαγνητισμένες δομές, είναι στενά συνδεδεμένες με τις CMEs. Για τον προσδιορισμό των περιοχών πάνω στον ηλιακό δίσκο που ευθύνονται για την δημιουργία των CMEs, χρησιμοποιούνται διάφορα φαινόμενα ευρέως όπως, εκλάμψεις που παρατηρούνται στην Η-α (Munro et al., 1979), πρόσκαιρες μειώσεις της φωτεινότητας του στέμματος (coronal dimming) (Rust, 1983; Hudson and Webb, 1997; Zarro et al., 1999; Thompson et al., 2000), μεταβατικά κύματα στην περιοχή EUV (wave transients) (Biesecker et al., 2002; Cliver et al., 2005; Chen, 2006; Veronig et al., 2006) και αψίδες που παρατηρούνται αμέσως μετά τις εκρήξεις (posteruption arcades) (Kahler, 1977; Tripathi et al., 2004). Στην εικόνα που ακολουθεί (Εικόνα 2.6) βλέπουμε ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα δραστηριότητας στην περιοχή EUV πάνω στον ηλιακό δίσκο σχετική με μία CME που παρατηρήθηκε στο λευκό φως (white-light CME). Μεταβολές στην περιοχή του στέμματος παρατηρούνται συνήθως πολύ καλύτερα χρησιμοποιώντας εικόνες οι οποίες έχουν ληφθεί με μικρή χρονική διαφορά της τάξεως μερικών λεπτών. Στην εικόνα 2.6 βλέπουμε μία εικόνα (αριστερά) αντίθεσης στην περιοχή του φάσματος EUV στις 14:21 UT όπου φαίνεται πάνω στον ηλιακό δίσκο μία διαταραχή η οποία σημειώνεται με ένα βέλος. Η ίδια διαταραχή εντοπίζεται και από τον στεμματογράφο LASCO μόλις 6 λεπτά αργότερα. Η διαταραχή στην περιοχή EUV φαίνεται στην επόμενη εικόνα (δεξιά) στις 14:53 UT να περιβάλλει ολόκληρο τον δίσκο και στον ίδιο χρόνο η CME έχει επεκταθεί καλύπτοντας το μεγαλύτερο μέρος του οπτικού πεδίου του στεμματογράφου. 46

48 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 2.6: Στιγμιαία λάμψη πάνω στον ηλιακό δίσκο στην περιοχή EUV (αριστερά) και μετά από λίγα λεπτά η εμφάνιση μιας CME (δεξιά) στο λευκό φως. Η διαταραχή αυτή στην περιοχή EUV αρχικά θεωρείται ως ένα κύμα στην περιοχή του στέμματος το οποίο περιβάλλει την CME (Neupert, 1989; Thompson et al., 1999), σε μερικές περιπτώσεις το κύμα, μετατρέπεται σε shock δημιουργώντας με την σειρά του μία ράδιο-έξαρση τύπου ΙΙ (Cliver et al., 1999; Gopalswamy, 2006d). Τα EUV κύματα παρατηρούνται επίσης στην περιοχή της χρωμόσφαιρας ως κύματα Moreton (Moreton, 1960; Narukage et al., 2002; Warmuth et al., 2002) Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και εκρηκτικές προεξοχές Οι εκρηκτικές προεξοχές είναι γνωστές περισσότερα από 150 χρόνια, από τις επιστημονικές παρατηρήσεις των Secchi και De la Rue (Tandberg-Hanssen, 1995) και αναγνωρίζονται ως μαζικές εκρήξεις από τον Ήλιο. Μετά την ανακάλυψη των CMEs λευκού φωτός (Koomen et al., 1974), οι εκρηκτικές προεξοχές βρέθηκε ότι είναι τελικά ο εσωτερικός πυρήνας των CMEs (House et al., 1981; Gopalswamy et al., 1998; Moore et al., 2001) όπως φαίνεται και στην εικόνα 2.4 (α). Όταν η έκρηξη παρατηρείται πάνω στον δίσκο, σκοτεινά νήματα στην Η-α εκρήγνυνται και εξαφανίζονται. Τα νήματα αυτά είναι ακριβώς η ίδια δομή απλά παρατηρείται πάνω στον ηλιακό δίσκο. Η εκρηκτική προεξοχή αποτελεί αναπόσπαστο κομμάτι της έκρηξης με μια στενή αντιστοιχία μεταξύ των χρόνων έναρξης (onset time) (Gopalswamy et al., 2003c). Οι CMEs οι οποίες επιλέγονται με βάση την σχέση τους με εκρηκτικές προεξοχές παρέχουν την πραγματική κατανομή των ταχυτήτων των CMEs επειδή αυτές ακριβώς οι CMEs δεν υπόκεινται στα φαινόμενα προβολής πάνω στο οπτικό πεδίο του στεμματογράφου. 47

49 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 2.7: Κατανομή των ταχυτήτων για τον πυρήνα (πάνω) και το εμπρόσθιο τμήμα της CME (κάτω) αντίστοιχα. Στην εικόνα 2.7 βλέπουμε την κατανομή των ταχυτήτων από περίπου 100 CMEs καθώς επίσης και την κατανομή των ταχυτήτων των εσωτερικών δομών (πυρήνων) που οφείλονται σε προεξοχές, οι οποίες προέρχονται από την βάση δεδομένων του LASCO (Gopalswamy et al., 2003c). Η ταχύτητα του μετώπου της CME φαίνεται ότι είναι σχεδόν διπλάσια από την ταχύτητα της αντίστοιχης εσωτερικής δομής που σχετίζεται με την προεξοχή. Η μικρότερη ταχύτητα της προεξοχής σε σύγκριση με το μέτωπο της CME λαμβάνεται υπόψη ως απόδειξη ότι οι προεξοχές δεν μπορούν να δημιουργούν τις CMEs (Hundhausen, 1999). Υπάρχουν ωστόσο συγγραφείς οι οποίοι υποστηρίζουν την άποψη ότι οι εκρηκτικές προεξοχές μπορούν να δημιουργήσουν τις CMEs (Filippov, 1998). Η εκρηκτική προεξοχή είναι συνδεδεμένη με την διαδικασία επανασύνδεσης μεταξύ των μαγνητικών πεδίων τα οποία συγκρατούν τις προεξοχές και το νέο αναδυόμενο πεδίο στις περιοχές που αργότερα θα δώσουν τις CMEs (Feynman and Martin, 1995; Shibata et al., 1995). Η μέση ταχύτητα του μετώπου της CME στην Εικόνα 2.7 ( 610 km/s) είναι παρόμοια με εκείνη την ταχύτητα των γεγονότων που παρατηρούνται κοντά στο χείλος του ηλιακού δίσκου ( 780 km/s) (Gopalswamy, 2007) σε αντίθεση με την ταχύτητα που προκύπτει από το σύνολο των CMEs ( 390 km/s). Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι οι προεξοχές σχετίζονται με εκρήξεις κοντά στο χείλος του δίσκου οπότε οι σχετιζόμενες CMEs υπόκεινται σε ελάχιστα φαινόμενα προβολής πάνω στο οπτικό πεδίο του στεμματογράφου (Burkepile et al., 2004) Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και ηλιακές εκλάμψεις Όπως οι εκρηκτικές προεξοχές έτσι και οι ηλιακές εκλάμψεις αποτελούν αναπόσπαστο μέρος των CMEs. Οι ηλιακές εκλάμψεις οι οποίες σχετίζονται με 48

50 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας CMEs είναι γνωστές ως εκρηκτικές εκλάμψεις σε αντίθεση με τις ηλιακές εκλάμψεις οι οποίες δεν σχετίζονται με μαζικές δομές. Στην Εικόνα 2.8 φαίνεται μία τυπική εκρηκτική ηλιακή έκλαμψη χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις στην Η-α όπου φαίνονται και σχετικές δομές. Ένα από τα τυπικά χαρακτηριστικά μιας εκρηκτικής ηλιακής έκλαμψης είναι οι ταινίες που παρατηρούνται στην Η-α (Η-α ribbons) οι οποίες συμβολίζονται με R1 και R2 στην εικόνα, οι οποίες σχετίζονται με μαγνητικούς βρόχους (post eruption loops - PEL) οι οποίοι παρατηρούνται πριν την έκρηξη, και αλληλεπικαλύπτουν την γραμμή της αναστροφής της πολικότητας (polarity inversion line - PIL). Όταν οι ribbons και οι PEL παρατηρούνται στις ακτίνες Χ και στην EUV τότε εμφανίζονται ως βρόχοι μετά την έκρηξη (post eruption arcades - PEA). Οι ribbons αντιστοιχούν στις περιοχές που τα ενεργητικά σωμάτια επιταχύνονται στην περιοχή του στέμματος και υποτίθεται ότι εναποθέτουν έτσι την ενέργειά τους ξεπερνώντας την γραμμή Η-α. Σε ένα υποσύνολο των βρόχων της ηλιακής έκλαμψης, η καθοδική κίνηση ενεργητικών ηλεκτρονίων έχει ως αποτέλεσμα την παραγωγή των σκληρών ακτίνων Χ, ενώ τα παγιδευμένα ηλεκτρόνια είναι υπεύθυνα για την εκπομπή των μικροκυμάτων. Η διαδικασία της επανασύνδεσης η οποία δημιουργεί τα PEA δημιουργεί επίσης και το νήμα ροής, το οποίο στην συνέχεια εκτοξεύεται στον διαπλανητικό χώρο ως CME. Ο άξονας του νήματος ροής φαίνεται στην εικόνα 2.8. Εικόνα 2.8: (Αριστερά) Η-α ribbons R1, R2 μαζί με τους βρόχους (PEL) για μία μεγάλη έκρηξη που παρατηρήθηκε στις 13 Μαΐου (Δεξιά) Η γεωμετρία της έκρηξης σχεδιασμένη με βάση μία σειρά από παρατηρήσεις από την περιοχή της φωτόσφαιρας μέχρι τον διαπλανητικό χώρο. Επιπρόσθετα στις ribbons R1, R2 και τους PEL παρατίθενται ακόμη: η γραμμή αναστροφής πολικότητας (PIL) η οποία διαχωρίζει την θετική από την αρνητική πολικότητα της ενεργού περιοχής, οι περιοχές με μικρότερη φωτεινότητα (dimming regions - D1, D2), οι περιοχές από τις οποίες εκπέμπονται σκληρές ακτίνες Χ (HXR) και μικροκύματα (μ) αντίστοιχα. Επίσης, φαίνεται ο σωλήνας ροής (flux rope - FR) μαζί με τα άκρα του σημειωμένα στις περιοχές D1 και D2. Το νήμα ροής και οι PEL είναι αποτέλεσμα της διαδικασίας επανασύνδεσης (reconnection process) (Gopalswamy, 2009). 49

51 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Τα άκρα του νήματος ροής θεωρείται ότι είναι αγκιστρωμένα σε ένα ζεύγος αμυδρότερων περιοχών (D1, D2) οι οποίες συνήθως παρατηρούνται σε EUV εικόνες. Η συνολική έκταση των ribbons της ηλιακής έκλαμψης καθορίζει το μέγεθός της στην Η-α και αναφέρεται συνήθως ως βαθμός σημαντικότητας της ηλιακής έκλαμψης στο ορατό. Η ροή των μαλακών ακτίνων Χ από τα PEA καθορίζει την ισχύ της ηλιακής έκλαμψης και το μέγεθος της εκπομπής στις ακτίνες Χ συμβολίζεται με τα γράμματα A, B, C, M και Χ και διαφέρει το ένα επίπεδο από το άλλο κατά μία τάξη μεγέθους (βλ. Εικόνα 2.2 και Πίνακα 2.1). Το σχήμα της εικόνας 2.8 αναπαριστά την κάτοψη μιας τυπικής έκρηξης σύμφωνα με το μοντέλο CSHKP (Carmichael, Sturrock, Hirayama, Kopp and Pneuman) ενδεικτικές αναφορές για το μοντέλο αυτό μπορεί κάποιος να βρει στις εργασίες Svestka and Cliver (1992), Hanaoka et al. (1994) και Gopalswamy (2006c). Η γεωμετρία της έκρηξης δείχνει μία συμμετρία σε σχέση με τις πηγές των σκληρών ακτίνων Χ και των μικροκυμάτων οι οποίες βρίσκονται στην κεντρική περιοχή. Οι βρόχοι που εμφανίζονται αμέσως μετά την έκρηξη (PEA) είναι η μεγαλύτερη δομή της έκλαμψης. Ο διαχωρισμός μεταξύ των περιοχών D1 και D2 είναι επίσης μία πολύ μεγάλη δομή, η οποία ουσιαστικά καταλαμβάνει την ίδια έκταση που καταλαμβάνουν και οι βρόχοι και είναι ίση με την κλίμακα της CME. Ο πυρήνας της προεξοχής υποτίθεται ότι παρασύρεται από το κάτω μέρος του νήματος ροής και έτσι εμφανίζεται ως λαμπρός πυρήνας στο λευκό φως. Η CME που παρατηρείται στο λευκό φως είναι το πεπιεσμένο στεμματικό υλικό το οποίο περιβάλλει το νήμα ροής. Η συμμετρία που προτάθηκε από το μοντέλο CSHKP δεν βρέθηκε στις στατιστικές αναλύσεις στις οποίες μελετήθηκε η χωρική σχέση μεταξύ της γωνίας που παρατηρείται η CME και της τοποθεσίας που παρατηρείται η ηλιακή έκλαμψη στην εποχή πριν από τις παρατηρήσεις του SOHO. Υπήρχε η γενικότερη αντίληψη ότι η ηλιακή έκλαμψη μπορούσε να εντοπιστεί οπουδήποτε κάτω από το άνοιγμα της CME (Harrison, 2006). Αυτές οι μελέτες είχαν λάβει ένα μικρό μόνο δείγμα ζευγών CMEs και ηλιακές εκλάμψεις. Σε μία πρόσφατη μελέτη στην οποία το δείγμα ήταν περίπου 500 ζεύγη CME/ηλιακών εκλάμψεων, στην μετά SOHO εποχή, βρέθηκε ότι οι ηλιακές εκλάμψεις εντοπίζονται ακτινικά κάτω από το μετωπικό τμήμα της CME (leading edge) για τις CMEs που παρατηρούνται κοντά στο χείλος του ηλιακού δίσκου (Yashiro et al., 2008b). Το εύρημα αυτό απαιτεί μία στενότερη σχέση μεταξύ CME και ηλιακής έκλαμψης, όπως υπονοείται από το μοντέλο CSHKP και από άλλες παρατηρήσεις οι οποίες συνδέουν την κινηματική της CME και τις ηλιακές εκλάμψεις που παρατηρούνται στις μαλακές ακτίνες Χ (Zhang et al., 2001). Πως όμως εντοπίζεται αυτή η στενή χωρική σχέση μεταξύ των ηλιακών εκλάμψεων και των CMEs σε επίπεδο ενεργειών; Αρκετοί ερευνητές έχουν υπολογίσει διαφορετικούς βαθμούς συσχέτισης μεταξύ της ταχύτητας της CME και του μεγίστου της εκπομπής της ηλιακής έκλαμψης στις μαλακές ακτίνες Χ (Hundhausen, 1997; Moon et al., 2002; Burkepile et al., 2004; Vrsnak et al., 2005; 50

52 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Yeh et al., 2005). Σε κάποιες περιπτώσεις έχει χρησιμοποιηθεί η ταχύτητα ενώ σε κάποιες άλλες η κινητική ενέργεια της CME. Σε κάποιες από αυτές λήφθηκαν υπόψη και φαινόμενα προβολής στο επίπεδο του στεμματογράφου. Ο Hundhausen (1997) αναφέρει μία ασθενή συσχέτιση (r = 0.53) μεταξύ της κινητικής ενέργειας της CME και του μεγίστου της εκπομπής των μαλακών ακτίνων-χ της σχετικής ηλιακής έκλαμψης για όλα τα γεγονότα που παρατηρήθηκαν από την αποστολή Solar Maximum Mission SMM. Οι Burkepile et al. (2004) επανεξέτασαν τα δεδομένα από την αποστολή SMM λαμβάνοντας μόνο εκείνες τις CMEs οι οποίες προέρχονταν μόνο από περιοχές κοντά στο χείλος του ηλιακού δίσκου ώστε να μην υπεισέρχονται φαινόμενα προβολής και διαπίστωσαν μία πολύ πιο ισχυρή συσχέτιση (r = 0.74). Άλλες προσπάθειες που έγιναν με σκοπό την εξάλειψη των φαινομένων προβολής είχαν ως αποτέλεσμα την μεταβολή των συσχετίσεων προς το χειρότερο (Yeh et al., 2005). Εικόνα 2.9: Συσχέτιση μεταξύ της κινητικής ενέργειας της CME και του μεγίστου της εκπομπής των μαλακών ακτίνων Χ (αριστερά) και της ενέργειας ανά μονάδα επιφανείας των αντίστοιχων ηλιακών εκλάμψεων από τα δεδομένα των GOES (δεξιά). Στις εικόνες βλέπουμε επίσης τις τιμές των συντελεστών συσχέτισης (r) και τις αντίστοιχες ευθείες, όπως προκύπτουν από την γραμμική συσχέτιση (Gopalswamy, 2009). Στην εικόνα 2.9 φαίνεται μία ακόμη προσπάθεια να βρεθεί η σχέση μεταξύ της ηλιακής έκλαμψης και της ενέργειας της CME χρησιμοποιώντας ένα σετ από 379 CMEs από την λίστα του SOHO οι οποίες προέρχονται από περιοχές πολύ κοντά στο χείλος του ηλιακού δίσκου από 60 έως 90 (Gopalswamy, 2009). Το σετ αυτό είναι παρόμοιο με τα δεδομένα που χρησιμοποίησαν οι Burkepile et al., (2004) με ελάχιστα φαινόμενα προβολής. Είναι προφανές ότι ο συντελεστής συσχέτισης είναι ίδιος με τα αποτελέσματα του Hundhausen (1997). Ωστόσο, ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ της κινητικής ενέργειας της CME και της ενέργειας ανά επιφάνεια της ηλιακής έκλαμψης είναι πολύ καλύτερη (r = 0.66). Είναι πιθανό, ο καλύτερος συντελεστής συσχέτισης (r = 0.74) των Burkepile et al. (2004) σε σχέση με τον αντίστοιχο (r = 0.53) του Gopalswamy (2007) να οφείλεται στο μικρότερο 51

53 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας μέγεθος του δείγματος. Επίσης, η ασθενέστερη συσχέτιση που παρατηρείται ίσως να μην οφείλεται αποκλειστικά στα φαινόμενα προβολής αλλά να σχετίζεται και με την βασική διαδικασία μέσω της οποίας η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την έκρηξη επιμερίζεται σε θερμική ενέργεια (μαλακές ακτίνες Χ) και κινητική ενέργεια της CME. Για παράδειγμα, στις μικρότερες και περιορισμένες ηλιακές εκλάμψεις το σύνολο της ελεύθερης ενέργειας μετατρέπεται σε θερμότητα χωρίς κίνηση μάζας στην ακτινική διεύθυνση. Η υπερκείμενη μαγνητική δομή στην εκρηκτική περιοχή μπορεί επίσης να επηρεάζει την ποσότητα της εκπεμπόμενης μάζας και άρα μπορεί να επηρεάζει την κινητική ενέργεια της CME. Πρέπει να σημειωθεί ότι μόνο το 50% περίπου, του συνόλου των ηλιακών εκλάμψεων σχετίζονται με CMEs. Ένα ερώτημα που προκύπτει άμεσα, είναι, αν υπάρχει κάποια θεμελιώδης διαφορά μεταξύ των ηλιακών εκλάμψεων με ή χωρίς CMEs; Οι Yashiro et al. (2006) μελέτησαν δύο σετ από ηλιακές εκλάμψεις, ένα όπου οι ηλιακές εκλάμψεις δεν συνοδεύονταν από CMEs και ένα όπου οι ηλιακές εκλάμψεις συνοδεύονταν από CMEs. Το πλήθος των ηλιακών εκλάμψεων ως συνάρτηση, του μεγίστου της εκπομπής στις ακτίνες Χ, ή της ενέργειας ανά επιφάνεια ή τέλος, της χρονικής διάρκειας της ηλιακής έκλαμψης και στα δύο δείγματα ερμηνεύτηκε από νόμο δύναμης. Ένα πολύ ιδιαίτερο εύρημα ήταν ότι ο δείκτης του νόμου δύναμης ήταν μεγαλύτερος από 2 για ηλιακές εκλάμψεις χωρίς CMEs ενώ για τις ηλιακές εκλάμψεις με CMEs ήταν μικρότερος από 2. Στις περιπτώσεις των ηλιακών εκλάμψεων χωρίς CMEs η ενέργεια που απελευθερώνεται φαίνεται να μετατρέπεται εξολοκλήρου σε θερμική, κάτι το οποίο υποδεικνύει ότι οι μικρές γενικά ηλιακές εκλάμψεις συνεισφέρουν σημαντικά στην θέρμανση του στέμματος (coronal heating) όπως είχε προταθεί παλαιότερα από τον Hudson (1991). Σε μία άλλη μελέτη βρέθηκε ότι οι ηλιακές εκλάμψεις χωρίς CMEs εμφανίζουν μεγαλύτερη θερμοκρασία (Kay et al., 2003) κάτι το οποίο βρίσκεται επίσης σε συμφωνία με την άποψη ότι η εκπεμπόμενη ενέργεια σε αυτές τις περιπτώσεις μετατρέπεται σε θερμική Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και κρουστικά κύματα Οι CMEs που κινούνται με ταχύτητες μεγαλύτερες από την ταχύτητα Alfven, μέσα στον διαπλανητικό χώρο, δημιουργούν γρήγορα μαγνητουδροδυναμικά κρουστικά κύματα (shocks). Η πιο έγκαιρη ένδειξη για την δημιουργία των shocks στην περιοχή του στέμματος είναι οι μετρικές ράδιο-εξάρσεις τύπου ΙΙ (Nelson and Melrose, 1985). Οι ράδιο-εξάρσεις τύπου ΙΙ πιστευόταν ότι παράγονται από μη θερμικά ηλεκτρόνια τα οποία επιταχύνονταν μπροστά από το κρουστικό κύμα από τον μηχανισμό εκπομπής του πλάσματος. Στην πραγματικότητα τα κύματα Langmuir παράγονται από μη θερμικά ηλεκτρόνια, τα οποία μετατρέπονται σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία στην θεμελιώδη και αρμονική συχνότητα του πλάσματος που βρίσκεται σε αυτή την περιοχή του στέμματος. Οι μετρικές εξάρσεις 52

54 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας τύπου ΙΙ, οι οποίες παρατηρούνται από ραδιοτηλεσκόπια στο έδαφος, ξεκινούν συνήθως στα 150 MHz και οδηγούνται σε χαμηλότερες συχνότητες που αντιστοιχούν σε ηλιοκεντρικές αποστάσεις, μικρότερες από 2-3 ηλιακές ακτίνες, στην περιοχή του στέμματος. (e) Εικόνα 2.10: Ένα ολοκληρωμένο γεγονός από τον Ήλιο μέχρι την Γη, με την πηγή του γεγονότος πάνω στον Ήλιο (a) κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου με συντεταγμένες (N12E11), την halo CME (b), την ηλιακή έκλαμψη κατηγορίας M8.0 (16:57 peak time) όπως καταγράφεται στις μαλακές ακτίνες Χ από τον GOES (c), η άφιξη του κρουστικού κύματος όπως υποδεικνύεται από τον χρόνο άφιξης των SEP καθώς επίσης και μία ράδιο-έξαρση τύπου ΙΙ (d), η οποία εκτείνεται από την περιοχή του στέμματος μέχρι τον διαπλανητικό χώρο και την θέση όπου βρίσκεται το διαστημόπλοιο που κάνει την παρατήρηση (Gopalswamy, 2009). Τέλος, η ροή των ενεργητικών σωματιδίων (SEP) έτσι όπως καταγράφεται από τον δορυφόρο GOES

55 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εκτός από τις επίγειες παρατηρήσεις, χρειάζονται και παρατηρήσεις από το διάστημα όπως το πείραμα WAVES (Radio and Plasma Wave Investigation) το οποίο βρίσκεται πάνω στο διαστημόπλοιο Wind ώστε να παρακολουθούνται και συχνότητες κάτω από το κατώφλι της ιονόσφαιρας ( 15 MHz). Οι ράδιο-εξάρσεις τύπου ΙΙ έχουν παρατηρηθεί και σε πολύ πιο χαμηλές συχνότητες της τάξης των 20 KHz, οι οποίες αντιστοιχούν στη συχνότητα του πλάσματος στην περιοχή όπου γίνεται η παρατήρηση από το διαστημόπλοιο. Στην εικόνα 2.10 βλέπουμε μία ράδιο-έξαρση τύπου ΙΙ, την σχετική halo CME, την ηλιακή έκλαμψη, και την αντίστοιχη δραστηριότητα των ενεργητικών σωματιδίων (SEP). Η συνέχεια που εμφανίζει η ράδιο-έξαρση τύπου ΙΙ υποδεικνύει ότι το κρουστικό κύμα διαρκώς επιταχύνει τα ηλεκτρόνια στον διαπλανητικό χώρο μέχρι αυτά να καταγραφούν από το διαστημόπλοιο Wind. Στην αρχή του γεγονότος βλέπουμε να παράγονται ράδιοεξάρσεις τύπου ΙΙΙ οι οποίες οφείλονται σε ηλεκτρόνια τα οποία επιταχύνονται στην περιοχή όπου δημιουργήθηκε η ηλιακή έκλαμψη (Εικ (a) και (c)) η οποία εντοπίζεται κάτω από την CME (Εικ (b)). Οι στεμματογράφοι του SOHO μπορούν να παρακολουθήσουν μία CME σε απόσταση μέχρι 32 ηλιακές ακτίνες (απόσταση ίση με το FOV) ενώ οι ράδιοεξάρσεις τύπου ΙΙ μπορούν να παρακολουθήσουν τα κρουστικά κύματα που δημιουργούν οι CMEs από τον Ήλιο μέχρι την Γη. Σημειώνουμε ότι οι εξάρσεις τύπου ΙΙ προκύπτουν περίπου στα 40 khz όταν το κρουστικό κύμα φτάνει στο διαστημόπλοιο. Επίσης, οι εξάρσεις τύπου ΙΙ παρατηρούνται στα δεκαμετρικά-εκατομετρικά (decameter-hectometric - DH) μήκη κύματος με συχνότητες 1 MHz ενώ τα κρουστικά κύματα είναι της τάξης μερικών ηλιακών ακτίνων (3-10 ηλιακές ακτίνες). Όταν παρατηρούνται εξάρσεις τύπου ΙΙ στα DH και μεγαλύτερα μήκη κύματος, τόσο πιο πιθανό είναι οι υποκείμενες διαταραχές (κρουστικά κύματα και CMEs) να φτάσουν στην Γη με την προϋπόθεση ότι η πηγή της CME εντοπίζεται κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου. Όσο χαμηλότερη είναι η συχνότητα της έξαρσης τύπου ΙΙ τόσο μεγαλύτερη είναι η ενέργεια της σχετιζόμενης CME, το γεγονός αυτό υποδεικνύει ότι αυτές οι CMEs μπορούν οδηγήσουν αυτά τα κρουστικά κύματα σε όλη την εσωτερική ηλιόσφαιρα (Gopalswamy et al., 2005a; Gopalswamy, 2006d). Το προφίλ των ενεργητικών σωματιδίων όπως καταγράφεται από τον δορυφόρο GOES-10 (Εικ (e)) αποκαλύπτει ότι το γεγονός SEP παρατηρείται αμέσως μετά την εκπομπή της CME από τον Ήλιο, ενώ μία απότομη άνοδο στην ροή παρατηρείται όταν το κρουστικό κύμα φθάνει στον δορυφόρο που κάνει την παρατήρηση. Αυτή η απότομη αύξηση της ροής είναι γνωστή ως καταιγίδα σωματιδίων επειδή συμπίπτει με την αιφνίδια έναρξη μιας γεωμαγνητικής καταιγίδας (Cohen, 2006). Τα κρουστικά κύματα παρατηρούνται από in situ δεδομένα μέσω απότομης αύξησης στην πυκνότητα, στην θερμοκρασία, το μαγνητικό πεδίο και την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου (βλ. Κεφάλαιο 4). Τα κρουστικά κύματα είναι πολύ σημαντικά για την μελέτη του Διαστημικού Καιρού 54

56 Κεφάλαιο IΙ Ηλιακές εκλάμψεις και Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας αφού σχετίζονται με την άφιξη της CME και τελικά την δημιουργία γεωμαγνητικής καταιγίδας. Την περίπτωση αυτή όπως και το σύνολο της δραστηριότητας που είναι γνωστή με τον όρο του «Διαστημικού Καιρού» θα αναλύσουμε στο Κεφάλαιο που ακολουθεί. 55

57 56

58 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού ΙΙI Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Περίληψη Στο κεφάλαιο αυτό ορίζουμε τον Διαστημικό Καιρό και τα φαινόμενα από τα οποία μπορεί να επηρεάζεται δίνοντας έμφαση στις CMEs τις οποίες αναλύσαμε στο προηγούμενο κεφάλαιο. Τέλος, παρουσιάζουμε το Κέντρο Πρόγνωσης Διαστημικού Καιρού (Athens Space Weather Forecasting Center - ASWFC) της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας του Τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου της Αθήνας και μια πρώτη σύγκριση των εκτιμήσεων του κέντρου με το αντίστοιχο κέντρο πρόγνωσης του διαστημικού καιρού (Space Weather Prediction Center - SWPC) του οργανισμού NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) των ΗΠΑ. 57

59 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού 3. Διαστημικός Καιρός 3.1 Ορισμός Διαστημικού Καιρού Με τον όρο «Διαστημικός Καιρός» (Space Weather) περιγράφουμε τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο του ηλιακού μας συστήματος και μπορούν να επηρεάσουν την ανθρώπινη τεχνολογία στο διάστημα αλλά και στην επιφάνεια της Γης, καθώς επίσης και την ανθρώπινη υγεία. Τις επιπτώσεις των συνθηκών αυτών τις συναντούμε σε μια πληθώρα αποτελεσμάτων όπως: επίδραση στην τροχιά (satellite drag) αλλά και στα όργανα μέτρησης των δορυφόρων (satellite sensor degradation), δημιουργία ρευμάτων στα δίκτυα μεταφοράς ηλεκτρικής ενέργειας και στους αγωγούς μεταφοράς πετρελαίου και φυσικού αερίου. Επίσης, αύξηση των επιπέδων ακτινοβολίας που δέχεται το πλήρωμα και οι επιβάτες των αεροπορικών πτήσεων καθώς και των αστροναυτών που βρίσκονται σε τροχιά, διακοπή των υψηλής συχνότητας επικοινωνιών σε πολικές περιοχές κ.α. (Gopalswamy, 2009). Εικόνα 3.1: Επιπτώσεις των φαινομένων του Διαστημικού Καιρού στο σύνολο της τεχνολογίας που χρησιμοποιείται καθημερινά, από τους δορυφόρους και τα συστήματα GPS μέχρι τις αεροπορικές πτήσεις και τα δίκτυα μεταφοράς ενέργειας (NASA, 2015) 58

60 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού 3.2 Κατηγορίες Διαστημικών Καταιγίδων Ο Διαστημικός Καιρός διαμορφώνεται κυρίως από τον Ήλιο εξαιτίας της μεταβλητότητας των εκπομπών μάζας και ακτινοβολίας σε διάφορες χρονικές κλίμακες. Οι μεταβολές αυτές προκαλούν μία σειρά από φαινόμενα τα οποία εντάσσονται σε μία ευρύτερη κατηγορία, όπως οι διαστημικές καταιγίδες. Τις διάφορες μορφές των καταιγίδων αναλύουμε στην ενότητα αυτή Διακοπή των ραδιοεπικοινωνιών Η ακτινοβολία που εκπέμπεται από τον Ήλιο αποτελείται από την σχεδόν σταθερή ακτινοβολία που εκπέμπει ο ήλιος σε όλο το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (εκπομπή φωτονίων) η οποία διαταράσσεται από τις έκτακτες εκπομπές ακτινοβολίας που παρατηρούνται σε σχετικά μικρό χρονικό διάστημα από τις ηλιακές εκλάμψεις. Ενώ η μακροπρόθεσμη μεταβλητότητα στην εκπομπή φωτονίων μπορεί να σχετίζεται με επιδράσεις στο κλίμα της Γης, η βραχυπρόθεσμη μεταβολή επηρεάζει την ιονόσφαιρα της Γης και συγκεκριμένα το στρώμα εκείνο (F2 layer) στο οποίο διαδίδονται σήματα τηλεπικοινωνιών αλλά και εκείνα του δικτύου των συστημάτων GPS. Ο ιονισμός αυξάνεται εξαιτίας της ποσότητας των ακτίνων Χ και της υπεριώδους ακτινοβολίας (EUV) που εκλύεται κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων. Σύμφωνα με το National Oceanic and Atmospheric Administration NOAA ( των ΗΠΑ οι επιδράσεις των ηλιακών εκλάμψεων χαρακτηρίζονται ως Διακοπές των Ραδιοεπικοινωνιών (Radio Blackouts) και κατηγοριοποιούνται σε 5 επιμέρους κατηγορίες, από R1 μέχρι R5, με βάση κυρίως την ένταση των ηλιακών εκλάμψεων η οποία παρατηρείται στην περιοχή από 1 έως 8 Angstrom ( nm) και μετριέται σε βατ ανά τετραγωνικό μέτρο (Watt m -2 ). Οι κατηγορίες αυτές και οι επιπτώσεις τους φαίνονται στον πίνακα που ακολουθεί: 59

61 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Πίνακας 3.1: Χαρακτηριστικά των διακοπών των ραδιοεπικοινωνιών Κατηγορία Επιπτώσεις Μονάδα μέτρησης Μέση συχνότητα (1 κύκλος 11 έτη) Κλίμακα Προσδιορισμός Διάρκεια του γεγονότος από την οποία επηρεάζεται η δριμύτητα των επιδράσεων Διακοπή των Ραδιοεπικοινωνιών (Radio Blackouts) Μέγιστη τιμή της λαμπρότητας των ακτίνων Χ ανά κατηγορία (X-ray class) και ανά ροή (Watt m -2 ) όπως μετράται από τους δορυφόρους GOES. Πλήθος γεγονότων (αριθμός ημερών με καταιγίδες) τα οποία παρατηρούνται ανά κύκλο με βάση την ροή της προηγούμενης στήλης R5 R4 R3 R2 Ακραία (Extreme) Πολύ ισχυρή (Severe) Ραδιοκύματα υψηλής συχνότητας (HF Radio): Ολοκληρωτική διακοπή των υψηλής συχνότητας ραδιοκυμάτων στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη στον Ήλιο για αρκετές ώρες. Άμεση συνέπεια είναι η αδυναμία επικοινωνίας μέσω ραδιοκυμάτων με ναυτικούς καθώς και εν πτήση αεροπόρους σε αυτό τον τομέα της Γης. Πλοήγηση (Navigation): Σήματα πλοήγησης χαμηλής συχνότητας που χρησιμοποιούνται γενικώς σε θαλάσσια και αεροπορικά συστήματα διακόπτονται στην περιοχή της Γης που είναι στραμμένη στον ήλιο για αρκετές ώρες προκαλώντας απώλεια στίγματος. Αύξηση των λαθών όσο αφορά το στίγμα και την ακριβή θέση των δορυφόρων για αρκετές ώρες στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη στον ήλιο γεγονός το οποίο μπορεί να επεκταθεί και στην σκοτεινή πλευρά της Γης. Ραδιοκύματα υψηλής συχνότητας (HF Radio): Διακοπή των ραδιοεπικοινωνιών στο μεγαλύτερο μέρος της πλευράς της Γης που είναι στραμμένη προς τον ήλιο για μία έως δύο ώρες. Απώλεια της επαφής μέσω ασυρμάτου κατά την διάρκεια αυτή. Πλοήγηση (Navigation): Διακοπή των χαμηλής συχνότητας σημάτων πλοήγησης προκαλώντας αύξηση των λαθών στην θέση του δέκτη για μία έως δύο ώρες. Μικρές διαταραχές στην πλοήγηση των δορυφόρων είναι πιθανές στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη προς τον ήλιο. Ισχυρή (Strong) Ραδιοκύματα υψηλής συχνότητας (HF Radio): Διακοπή των ραδιοεπικοινωνιών υψηλής συχνότητας σε αρκετά μεγάλη έκταση για περίπου μία ώρα στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη προς τον ήλιο. Πλοήγηση (Navigation): Υποβάθμιση των χαμηλής συχνότητας σημάτων πλοήγησης για περίπου μία ώρα. Μέτρια (Moderate) Ραδιοκύματα υψηλής συχνότητας (HF Radio): Περιορισμένη διακοπή των ραδιοεπικοινωνιών υψηλής συχνότητας στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη προς τον ήλιο, απώλεια της επαφής μέσω ασυρμάτου για μερικά λεπτά (10-50 λεπτά). Πλοήγηση (Navigation): Υποβάθμιση των χαμηλής συχνότητας σημάτων πλοήγησης για μερικά λεπτά (10-50 λεπτά). R1 Μικρή (Minor) Ραδιοκύματα υψηλής συχνότητας (HF Radio): Ασθενής ή μικρή υποβάθμιση των ραδιοεπικοινωνιών υψηλής συχνότητας στην πλευρά της Γης που είναι στραμμένη προς τον ήλιο, περιστασιακή απώλεια της επαφής μέσω ασυρμάτου. Πλοήγηση (Navigation): Υποβάθμιση των χαμηλής συχνότητας σημάτων πλοήγησης για λίγα λεπτά. X20 (2x10-3 ) X10 (10-3 ) X1 (10-4 ) M5 (5x10-5 ) M1 (10-5 ) Λιγότερες από 1 ανά κύκλο 8 ανά κύκλο (8 ημέρες ανά κύκλο) 175 ανά κύκλο (140 ημέρες ανά κύκλο) 350 ανά κύκλο (300 ημέρες ανά κύκλο) 2000 ανά κύκλο (950 ημέρες ανά κύκλο) 60

62 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Καταιγίδες από ενεργητικά σωματίδια Η εκπομπή μάζας από τον Ήλιο έχει τρεις συνιστώσες: α) την συνεχή ροή του ηλιακού ανέμου, β) τις στεμματικές εκτινάξεις μάζας (CMEs) και γ) τα ενεργητικά σωματίδια (Solar Energetic Particles - SEP). Οι CMEs και ο ηλιακός άνεμος μεταφέρουν το μαγνητικό πεδίο της περιοχής του στέμματος του ηλίου στον διαπλανητικό χώρο σε όλη την έκταση της ηλιόσφαιρας. Οι CMEs διαδίδονται μέσα στον ηλιακό άνεμο και στις περιπτώσεις όπου η ταχύτητά τους είναι μεγαλύτερη από την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου έχουμε ως αποτέλεσμα την δημιουργία κρουστικών κυμάτων. Τα κρουστικά κύματα επιταχύνουν τα σωματίδια που συναντούν με αποτέλεσμα την αύξηση της ενέργειάς τους. Στην περίπτωση αυτή έχουμε σωματίδια ηλιακής προέλευσης με πολύ μεγάλες ενέργειες, τα οποία χαρακτηρίζονται ως ηλιακά ενεργητικά σωματίδια (Solar Energetic Particles SEP). Τα σωματίδια αυτά παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά το 1942 και αναφέρονται επίσημα στην βιβλιογραφία το 1946 από τον Forbush (Forbush, 1946). Επιτάχυνση των σωματιδίων παρατηρούμε και κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων αλλά σε πολύ μικρότερη χρονική διάρκεια και σε επίπεδα χαμηλότερης έντασης. Σύμφωνα με το NOAA οι επιδράσεις των σωματιδίων αυτών χαρακτηρίζονται ως Καταιγίδες Ηλιακής Ακτινοβολίας (Solar Radiation Storms) και κατηγοριοποιούνται σε 5 επιμέρους κατηγορίες, από S1 μέχρι S5, με βάση την ροή των σωματιδίων η οποία προσδιορίζεται ως ο αριθμός σωματιδίων ανά δευτερόλεπτο, ανά στερεά γωνία, ανά τετραγωνικό εκατοστόμετρο (particles sec -1 ster -1 cm -2 ). Οι κατηγορίες αυτές και οι επιπτώσεις τους φαίνονται στον πίνακα που ακολουθεί: 61

63 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Πίνακας 3.2: Χαρακτηριστικά των καταιγίδων ηλιακής ακτινοβολίας. Κατηγορία Επιπτώσεις Μονάδα μέτρησης Μέση συχνότητα (1 κύκλος 11 έτη) Κλίμακα Προσδιορισμός Διάρκεια του γεγονότος από την οποία επηρεάζεται η δριμύτητα των επιδράσεων S5 S4 Ακραία (Extreme) Πολύ ισχυρή (Severe) Καταιγίδες ηλιακής ακτινοβολίας (Solar Radiation Storms) Βιολογικές: Αναπόφευκτος κίνδυνος υψηλής ακτινοβολίας για τους αστροναύτες σε δραστηριότητα εκτός οχημάτων, οι επιβάτες και το πλήρωμα αεροσκαφών σε υψηλά γεωγραφικά πλάτη μπορεί να εκτεθούν σε κίνδυνο ακτινοβολίας. Δραστηριότητα δορυφόρων: Οι δορυφόροι μπορούν να καταστούν άχρηστοι, οι επιπτώσεις στην μνήμη τους μπορεί να προκαλέσει απώλεια ελέγχου, μπορεί να προκαλέσει σοβαρό θόρυβο σε δεδομένα εικόνας, ο εντοπισμός μέσω αστέρων μπορεί να μην είναι σε θέση να εντοπίσει τις πηγές, αρκετά πιθανή μόνιμη ζημιά στους ηλιακούς συλλέκτες. Λοιπές επιδράσεις: Ολοκληρωτική διακοπή των υψηλής συχνότητας επικοινωνιών κυρίως μέσω των πολικών περιοχών καθώς επίσης και εμφάνιση σφαλμάτων στην θέση κάνοντας τις λειτουργίες πλοήγησης εξαιρετικά δύσκολες. Βιολογικές: Αναπόφευκτος κίνδυνος ακτινοβολίας για τους αστροναύτες σε δραστηριότητα εκτός οχημάτων, οι επιβάτες και το πλήρωμα αεροσκαφών σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη μπορεί να εκτεθούν σε κίνδυνο αυξημένης ακτινοβολίας. Δραστηριότητα δορυφόρων: Οι δορυφόροι ενδέχεται να αντιμετωπίσουν προβλήματα στην μνήμη και να προκληθεί σοβαρός θόρυβος στα δεδομένα εικόνας, προβλήματα στον εντοπισμό μέσω της θέσης των αστέρων μπορεί να προκαλέσει προβλήματα απεικόνισης, υποβάθμιση της αποδοτικότητας των ηλιακών συλλεκτών. Λοιπές επιδράσεις: Ολοκληρωτική διακοπή των υψηλής συχνότητας επικοινωνιών κυρίως μέσω των πολικών περιοχών καθώς επίσης και αύξηση των λαθών στην πλοήγηση πιθανότατα για αρκετές ημέρες. S3 Ισχυρή (Strong) Βιολογικές: Συνίσταται στους αστροναύτες οι οποίοι βρίσκονται σε δραστηριότητα εκτός οχημάτων να αποφύγουν τον κίνδυνο της ακτινοβολίας. Οι επιβάτες και το πλήρωμα αεροσκαφών σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη μπορεί να εκτεθούν σε κίνδυνο λόγω ακτινοβολίας. Δραστηριότητα δορυφόρων: Είναι πολύ πιθανά μεμονωμένα γεγονότα διαταραχών, θόρυβος σε συστήματα εικόνας και μικρή υποβάθμιση της αποδοτικότητας των ηλιακών συλλεκτών. Λοιπές επιδράσεις: Υποβάθμιση της διάδοσης των υψηλής συχνότητας ράδιο-επικοινωνιών κυρίως στις πολικές περιοχές καθώς και σφάλματα στον εντοπισμό και στην πλοήγηση είναι πιθανά. S2 Μέτρια (Moderate) Βιολογικές: Οι επιβάτες και το πλήρωμα πτήσεων μεγάλου υψομέτρου σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη μπορεί να εκτεθούν σε αυξημένα επίπεδα ακτινοβολίας. Δραστηριότητα δορυφόρων: Είναι σπάνια μεμονωμένα γεγονότα διαταραχών. Λοιπές επιδράσεις: Επιδράσεις στην διάδοση των υψηλής συχνότητας ραδιοκυμάτων μέσω των πολικών περιοχών και στην πλοήγηση σε περιοχές του πολικού τομέα (polar cap). S1 Μικρή (Minor) Βιολογικές: Καμία επίδραση. Δραστηριότητα δορυφόρων: Καμία επίδραση. Λοιπές επιδράσεις: Μικρές επιδράσεις στις ράδιο-επικοινωνίες στις πολικές περιοχές. Επίπεδο ροής Πλήθος γεγονότων τα των οποία παρατηρούνται σωματιδίων ανά κύκλο με βάση με ενέργεια > την ροή της προηγούμενης στήλης 10 MeV 10 5 Λιγότερα από 1 ανά κύκλο ανά κύκλο ανά κύκλο ανά κύκλο ανά κύκλο 62

64 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Καταιγίδες από την άφιξη των CMEs στην Γη Όταν οι CMEs που εκτοξεύονται από τον Ήλιο φτάσουν τελικά στην Γη τότε η αλληλεπίδρασή τους με την μαγνητόσφαιρα της Γης έχει ως αποτέλεσμα τις «γεωμαγνητικές καταιγίδες» (geomagnetic storms). Οι επιπτώσεις των καταιγίδων δεν περιορίζονται στην περιοχή της μαγνητόσφαιρας αλλά παρατηρείται πληθώρα επιδράσεων από την περιοχή της μαγνητόσφαιρας μέχρι το έδαφος. Οι γεωμαγνητικές καταιγίδες είναι γνωστές πολύ πριν την ανακάλυψη των CMEs. Το 1860 ο Carrington υποπτεύτηκε ότι η ηλιακή έκλαμψη που παρατήρησε την 1 η Σεπτεμβρίου 1859 μπορεί να είχε κάποια σχέση με την πάρα πολύ ισχυρή γεωμαγνητική καταιγίδα που ακολούθησε την επόμενη ημέρα, αλλά τελικά κατέληξε (λανθασμένα) στο ότι δεν είχε κάποια σχέση (Carrington, 1860). Στις 13 Μαρτίου 1989 καταγράφηκε μία από τις πιο ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με πολύ σοβαρές επιπτώσεις σε πλήθος δραστηριοτήτων. Συγκεκριμένα, στις 02:44 (EST) καταγράφεται η άφιξη ενός κρουστικού κύματος το οποίο προηγείται μιας CME η οποία ξεκίνησε από τον ήλιο στις 9 Μαρτίου Στο δίκτυο μεταφοράς ηλεκτρικής ενέργειας του Quebec στον Καναδά, αναπτύχθηκαν ρεύματα (Geomagnetically Induced Currents GICs) τα οποία δημιουργήθηκαν από την άφιξη των σωματιδίων του πλάσματος στην Γη με αποτέλεσμα να καταρρεύσει το δίκτυο James Bay σε περίπου 90 δευτερόλεπτα. Η διακοπή ρεύματος που προκλήθηκε είχε διάρκεια μεγαλύτερη από 9 ώρες. Ακόμη και μετά την πάροδο των πρώτων 9 ωρών και ενώ είχε επανέλθει η ηλεκτροδότηση σε ποσοστό 83% παρέμεναν χωρίς ηλεκτρικό ρεύμα περίπου καταναλωτές (NERC, 1990). Το κόστος από την βλάβη που προκλήθηκε από την συγκεκριμένη γεωμαγνητική καταιγίδα ξεπέρασε τα 6 δις δολάρια με αποτέλεσμα να ληφθούν στην συνέχεια προληπτικά μέτρα ύψους 1.2 δις δολαρίων με σκοπό την αποτροπή ανάλογης κατάστασης (OECD, 2011). Σύμφωνα με το NOAA οι επιδράσεις των σωματιδίων αυτών χαρακτηρίζονται ως Γεωμαγνητικές Καταιγίδες (Geomagnetic Storms) και κατηγοριοποιούνται σε 5 επιμέρους κατηγορίες, από G1 μέχρι G5, με βάση την τιμή του δείκτη Kp (βλ. ενότητα για περιγραφή του δείκτη Kp). Οι κατηγορίες αυτές και οι επιπτώσεις τους φαίνονται στον πίνακα που ακολουθεί: 63

65 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Πίνακας 3.3: Χαρακτηριστικά των γεωμαγνητικών καταιγίδων. Κατηγορία Επιπτώσεις Μονάδα μέτρησης Μέση συχνότητα (1 κύκλος 11 έτη) Κλίμακα Προσδιορισμός Διάρκεια του γεγονότος από την οποία επηρεάζεται η δριμύτητα των επιδράσεων G5 G4 G3 G2 G1 Ακραία (Extreme) Πολύ ισχυρή (Severe) Ισχυρή (Strong) Μέτρια (Moderate) Μικρή (Minor) Γεωμαγνητικές καταιγίδες (Geomagnetic Storms) Συστήματα ισχύος: Μπορούν να παρουσιαστούν εκτεταμένα προβλήματα στον έλεγχο της τάσης και στα συστήματα προστασίας, καθώς και ορισμένα συστήματα δικτύου μπορούν να παρουσιάσουν πλήρη κατάρρευση και να προκληθεί συσκότιση. Επίσης οι μετασχηματιστές ενδέχεται να εμφανίσουν ζημιές. Λειτουργίες δορυφόρων: μπορεί να εμφανιστεί εκτεταμένη φόρτιση της επιφάνειας, καθώς και προβλήματα στον προσανατολισμό, στη ζεύξη και στην παρακολούθηση των δορυφόρων. Άλλα συστήματα: Ρεύματα που αναπτύσσονται σε αγωγούς μπορούν να φθάσουν σε ένταση εκατοντάδων Αμπέρ. Η διάδοση των υψηλής συχνότητας ραδιοφωνικών κυμάτων μπορεί να είναι αδύνατη σε κάποιες περιοχές για διάστημα 1-2 ημερών. Η δορυφορική πλοήγηση μπορεί να υποβαθμιστεί για μέρες και η χαμηλής συχνότητας ράδιο-πλοήγηση μπορεί να τεθεί εκτός λειτουργίας για ώρες. Τέλος, έχει παρατηρηθεί σέλας ακόμα και σε περιοχές μικρού γεωγραφικού πλάτους 40 (όπως είναι η Αθήνα). Συστήματα ισχύος: Εκτεταμένα προβλήματα ελέγχου της τάσης είναι πιθανά και κάποια συστήματα προστασίας μπορεί λανθασμένα να ανακόψουν κάποια βασικά στοιχεία του δικτύου. Λειτουργίες δορυφόρων: Ενδέχεται να εμφανιστεί επιφανειακή φόρτιση και προβλήματα στον εντοπισμό, μπορεί να χρειαστούν διορθώσεις για τα προβλήματα προσανατολισμού. Άλλα συστήματα: Επαγωγικά ρεύματα που αναπτύσσονται πάνω σε αγωγούς μπορεί να επηρεάσουν προληπτικά μέτρα. Η διάδοση των υψηλής συχνότητας ραδιοφωνικών κυμάτων μπορεί να είναι σποραδική, η δορυφορική πλοήγηση να υποβαθμιστεί για ώρες και η χαμηλής συχνότητας ράδιο-πλοήγηση διαταράσσεται. Το σέλας είναι ορατό σε περιοχές έως και 45 γεωμαγνητικά πλάτη. Συστήματα ισχύος: Μπορεί να απαιτηθούν διορθώσεις τάσης, λανθασμένοι συναγερμοί ενεργοποιούνται σε ορισμένες συσκευές προστασίας. Λειτουργίες δορυφόρων: Πιθανή επιφανειακή φόρτιση δορυφορικών εξαρτημάτων, η τριβή με την ατμόσφαιρα μπορεί να αυξηθεί σε δορυφόρους που κινούνται σε τροχιές χαμηλού υψομέτρου γύρω από τη Γη και μπορεί να χρειαστούν διορθώσεις για τα προβλήματα προσανατολισμού. Άλλα συστήματα: Διαλείπουσα δορυφορική πλοήγηση και προβλήματα στην χαμηλής συχνότητας ράδιο-πλοήγηση μπορεί να εμφανιστούν, υψηλής συχνότητας ραδιοφωνικά κύματα μπορεί να παρουσιάζουν διακοπές. Το σέλας είναι ορατό σε περιοχές έως και 50 γεωμαγνητικά πλάτη. Συστήματα ισχύος: Συστήματα ηλεκτρικής ενέργειας σε μεγάλα γεωγραφικά πλάτη μπορούν να εμφανίσουν συναγερμούς τάσης, καταιγίδες μεγάλης διάρκειας μπορούν να προκαλέσουν βλάβες στους μετασχηματιστές. Λειτουργίες δορυφόρων: Διορθωτικές ενέργειες σχετικές με τον προσανατολισμό μπορεί να απαιτηθούν από τον έλεγχο εδάφους, πιθανές αλλαγές στην τριβή με την ατμόσφαιρα μπορεί να επηρεάσουν τις τροχιακές προβλέψεις. Άλλα συστήματα: Η διάδοση των υψηλής συχνότητας ραδιοφωνικών κυμάτων μπορεί να εξασθενίσει σε υψηλότερα γεωγραφικά πλάτη. Το σέλας είναι ορατό σε περιοχές έως και 55 γεωμαγνητικά πλάτη. Συστήματα ισχύος: Ασθενείς διακυμάνσεις του δικτύου ηλεκτρικής ενέργειας μπορεί να παρατηρηθούν. Λειτουργίες δορυφόρων: Είναι πιθανή μικρή επίδραση στις δορυφορικές δραστηριότητες. Άλλα συστήματα: Τα αποδημητικά ζώα επηρεάζονται σε αυτό το επίπεδο καθώς και από υψηλότερα επίπεδα. Το σέλας είναι ορατό στα μεγάλα γεωγραφικά πλάτη. Τιμές του δείκτη Kp Αριθμός των γεγονότων που οι οποίες χαρακτηρίζονται ως προσδιορίζονται ανά καταιγίδες όταν ο δείκτης Kp τρεις ώρες είναι ίσος με τις τιμές της προηγούμενης στήλης (αριθμός των γεωμαγνητικά διαταραγμένων ημερών) Kp=9 Kp=8 Kp=7 Kp=6 Kp=5 4 ανά κύκλο (4 ημέρες ανά κύκλο) 100 ανά κύκλο (60 ημέρες ανά κύκλο) 200 ανά κύκλο (130 ημέρες ανά κύκλο) 600 ανά κύκλο (360 ημέρες ανά κύκλο) 1700 ανά κύκλο (900 ημέρες ανά κύκλο) 64

66 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Μία άλλη πηγή γεωμαγνητικών καταιγίδων είναι οι ροές ταχέως ηλιακού ανέμου (high speed streams - HSS) προερχόμενα από στεμματικές οπές (coronal holes - CH). Οι γεωμαγνητικές καταιγίδες που προκαλούνται από αυτά τα φαινόμενα είναι μικρότερης έντασης (Zhang et al., 2007) και συνήθως είναι κατηγορίας από G1 έως G Διαστημικός Καιρός και Γαλαξιακή Κοσμική Ακτινοβολία Οι CMEs επιταχύνουν σωματίδια όπως αναφέραμε προκαλώντας τα φαινόμενα των SEP, επίσης, ανακλούν τις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες οι οποίες εισέρχονται στην ηλιόσφαιρα με αποτέλεσμα να παρατηρούμε μειώσεις στην ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας, φαινόμενα γνωστά υπό τον όρο «μειώσεις Forbush» όπου παρουσιάσαμε στην ενότητα Τα φαινόμενα που διαμορφώνουν τον διαστημικό καιρό στην περιοχή της Γης (Γεωδιάστημα) επηρεάζουν άμεσα την ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας που συνεχώς μετράται από δορυφόρους στο διάστημα και από ανιχνευτικές διατάξεις στο έδαφος, όπως οι μετρητές νετρονίων. Λογική συνέπεια των ανωτέρω ήταν η συνεχής παρακολούθηση του Διαστημικού Καιρού από την Ομάδα της Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου Αθηνών, υπό την καθοδήγηση και επίβλεψη της κ. Μαυρομιχαλάκη. Το αποτέλεσμα της προσπάθειας αυτής είναι το Κέντρο Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας. 3.4 Κέντρο Πρόγνωσης Διαστημικού Καιρού Από το 2014 το Κέντρο Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού της Ομάδας της Κοσμικής Ακτινοβολίας του Πανεπιστημίου της Αθήνας, παρακολουθεί επί καθημερινής βάσεως τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο καθώς επίσης και τον Ήλιο ως την πηγή διαμόρφωσης των συνθηκών αυτών. Οι πρώτες προσπάθειες για την δημιουργία του κέντρου αυτού ξεκίνησαν λίγο νωρίτερα, το 2012, σε συνεργασία με τους συναδέλφους ερευνητές από το IZMIRAN της Μόσχας (Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Propagation after Pushkov IZMIRAN, Moscow, Russia) υπό την επίβλεψη της κ. Μαυρομιχαλάκη από την Ομάδα της Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας και του Dr. Belov από την Ομάδα κοσμικής ακτινοβολίας του IZMIRAN Δελτίο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού Στα πλαίσια της έρευνας που διεξήχθη για την παρούσα διδακτορική διατριβή, ήμασταν υπεύθυνοι για την σύνταξη και δημοσίευση στο διαδίκτυο στην ιστοσελίδα της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας: 65

67 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού weather-report του ημερήσιου δελτίου πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού, από τον Οκτώβριο του 2014 έως και σήμερα. Για την δημιουργία του δελτίου πρόγνωσης απαιτείται πρώτα να έχουμε πλήρη γνώση των συνθηκών που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο, με αποτέλεσμα να χρειαζόμαστε πλήθος δεδομένων από δορυφόρους. Για την ταχύτερη πρόσβαση στα δεδομένα αυτά έχουμε αναπτύξει κατάλληλο λογισμικό (media downloader) το οποίο έχει δημιουργηθεί με σκοπό την αυτόματη σύνδεση με τις κατάλληλες ιστοσελίδες και την αποθήκευση των δεδομένων (εικόνες και βίντεο) στον ηλεκτρονικό υπολογιστή για εύκολη πρόσβαση από τον χρήστη. Στο δελτίο αυτό παρουσιάζονται 5 βασικές κατηγορίες οι οποίες είναι: 1. Ηλιακή δραστηριότητα (Solar Activity) στην κατηγορία αυτή αναφέρεται η ηλιακή δραστηριότητα της προηγούμενης ημέρας κάνοντας αναφορά σε όλα τα φαινόμενα δίνοντας και τις σχετικές πληροφορίες όπως είναι: οι ηλιακές εκλάμψεις, με χρήση δεδομένων από τους δορυφόρους GOES ( η έντασή τους, η ώρα στην οποία η ένταση έφθασε την μέγιστη τιμή της (peak time), η ενεργός περιοχή (active region - AR) στην οποία παρατηρήθηκε, καθώς επίσης και αν η ηλιακή έκλαμψη σχετίζεται με CME ή κάποια προεξοχή (prominence filament eruption). Τα δεδομένα για τις CMEs που λαμβάνονται καθημερινά πριν την σύνταξη του δελτίου προέρχονται από τις διαστημικές αποστολές SOHO, και συγκεκριμένα από το πείραμα του στεμματογράφου LASCO C2 και C3 ( SDO ( STEREO-A 1 ( Στην περίπτωση της CME αν είναι δυνατόν από τα δεδομένα, παρέχονται επιπλέον πληροφορίες όπως η ταχύτητά της (linear speed, βλ. ενότητα 2.2.4) και το εύρος της. Στην συνέχεια γίνεται μια πρώτη εκτίμηση του χρόνου άφιξης στην Γη στην περίπτωση όπου η γεωμετρία της μας δείχνει ότι κατευθύνεται προς την Γη με χρήση του μοντέλου ENLIL ( (Odstrcil, 2003; Odstrcil et al., 2004) και του μοντέλου της ενεργού επιτάχυνσης (Effective Acceleration Model - EAM) που αναπτύξαμε κατά την διάρκεια της εκπόνησης της παρούσας διδακτορικής διατριβής (βλ. ενότητα 4.4.5) λαμβάνοντας υπόψη την χρονική περίοδο εντός του έτους και την θέση της Γης (περιήλιο/αφήλιο). 1 Η αποστολή STEREO-B βρίσκεται εκτός επικοινωνιών από την 1 η Οκτωβρίου 2014 έπειτα από προγραμματισμένη επανεκκίνηση του διαστημοπλοίου η οποία και αποτελούσε μέρος δοκιμών. Στις 21 Αυγούστου 2016 η επικοινωνία με το σκάφος αποκαταστάθηκε μέχρι τις 23 Σεπτεμβρίου 2016 όπου χάθηκε και πάλι. Η πιο πιθανή εκδοχή αυτή τη στιγμή σχετίζεται με την θέση των ηλιακών συλλεκτών οι οποίοι μάλλον βρίσκονται σε τέτοια θέση όπου η φόρτισή τους από τον Ήλιο δεν είναι επαρκής. 66

68 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού 2. Ηλιακός άνεμος και γεωμαγνητική δραστηριότητα (Solar Wind Geomagnetic Activity) στην κατηγορία αυτή παρουσιάζονται βασικά χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου στην περιοχή L1 της ευσταθούς ισορροπίας Lagrange μεταξύ Γης και ηλίου. Τα δεδομένα συλλέγονται από τις αποστολές ACE ( DSCOVR ( και από την αποστολή STEREO-A ( Τα βασικά χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου τα οποία και αναφέρονται είναι η ταχύτητα έτσι όπως την μετρούν οι διαστημικές αποστολές στις αντίστοιχες θέσεις καθώς και η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου του ηλιακού ανέμου B z, η οποία παίζει καθοριστικό ρόλο στην διαμόρφωση και ένταση των γεωμαγνητικών καταιγίδων (βλ. ενότητα 4.4.4). 3. Ηλιακά ενεργητικά σωματίδια (Solar Energetic Particle Events) στην κατηγορία αυτή γίνεται αναφορά σε υψηλής ενέργειας σωματίδια τα οποία προκαλούν όπως είδαμε τις καταιγίδες ηλιακής ακτινοβολίας (Solar Radiation Storms). Στην περίπτωση αυτή αναφέρουμε το επίπεδο αύξησης του αριθμού των σωματιδίων και τον τύπο της αντίστοιχης καταιγίδας (S1 S5). Τα δεδομένα συλλέγονται από τους δορυφόρους GOES ( 4. Στεμματικές οπές (Coronal Holes) στην κατηγορία αυτή αναφέρουμε την ύπαρξη και την θέση των στεμματικών οπών (coronal holes - CH) οι οποίες παρατηρούνται, καθώς μπορούν να προκαλέσουν γεωμαγνητικές καταιγίδες μέτριας έντασης η οποία κυμαίνεται από το επίπεδο G1 έως και G3. Στην περίπτωση των στεμματικών οπών είναι πολύ σημαντική η εκτίμηση του χρόνου άφιξης μίας ταχέως κινούμενης ροής του ηλιακού ανέμου ώστε να είναι όσο το δυνατόν περισσότερο ακριβής η εκτίμηση για τις αντίστοιχες γεωμαγνητικές επιπτώσεις τις προσεχείς ημέρες. Αυτό πραγματοποιείται με την βοήθεια κατάλληλου κώδικα που έχουμε αναπτύξει στην IDL. Στην εκτίμηση των επιπέδων αυτών είναι πολύ χρήσιμος και ο έλεγχος των αντίστοιχων αποτελεσμάτων που μπορεί να προκάλεσε η συγκεκριμένη CH κατά την προηγούμενη εμφάνισή της πριν από 27 ημέρες. Τα δεδομένα συλλέγονται από την αποστολή SDO και συγκεκριμένα από το πείραμα AIA στην περιοχή των 193 και 211 Angstrom ( 5. Πρόγνωση γεωμαγνητικής δραστηριότητας (Geophysical Activity Forecast) στην κατηγορία αυτή γίνεται η εκτίμηση και παρουσίαση των γεωμαγνητικών συνθηκών που θα επικρατούν στο γεωδιάστημα. Στο σημείο αυτό και λαμβάνοντας υπόψη όλα τα προηγούμενα παρέχουμε μία πρόβλεψη για την τιμή του γεωμαγνητικού δείκτη Ap (βλ. ενότητα για περιγραφή του δείκτη). Η τιμή αυτή είναι το αποτέλεσμα ενός ημι-εμπειρικού μοντέλου το οποίο καθορίζεται κυρίως από τους εξής παράγοντες: Α) από την εποχή όπου πραγματοποιείται η πρόβλεψη, 67

69 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού για παράδειγμα η εκτίμηση του Ap δεν μπορεί να είναι η ίδια για μία γεωμαγνητικά ήσυχη ημέρα κοντά στο ηλιακό μέγιστο και κοντά στο ηλιακό ελάχιστο αντίστοιχα, Β) την δραστηριότητα των προηγούμενων ημερών όπου λαμβάνονται υπόψη τα χαρακτηριστικά που αναφέραμε στις ενότητες 2 (Solar Wind Geomagnetic Activity) και 4 (Coronal Holes) όπου η λογική που ακολουθούμε στηρίζεται σε ένα auto regressive model (McPherron, 1999) και Γ) από τα έκτακτα γεγονότα τα οποία καθορίζουν τις έντονες γεωμαγνητικές καταιγίδες όπως π.χ. οι CMEs. Στην περίπτωση αυτή, γίνεται χρήση των μοντέλων που αναφέραμε στην ενότητα 1 (Solar Activity) αλλά και του μοντέλου που αναπτύξαμε (Paouris et al., 2013; Paouris et al., 2015) όπου με βάση τα χαρακτηριστικά της CME γίνεται μια πρώτη εκτίμηση της τιμής του δείκτη Ap. Το αποτέλεσμα της ανωτέρω ανάλυσης οδηγεί στην πρόβλεψη της τιμής του δείκτη Ap (Estimated Ap Index) για την ημέρα που συντάσσεται το δελτίο πρόγνωσης καθώς επίσης και για τις επόμενες δύο ημέρες. Στην περίπτωση όπου προβλέπουμε την ύπαρξη γεωμαγνητικών καταιγίδων γίνεται και εκτίμηση των επιπέδων τους με χαρακτηριστική αναφορά στο επίπεδό (Expected Geomagnetic Storm) τους από G1 έως G5. Ένα παράδειγμα δελτίου πρόγνωσης της 9ης Δεκεμβρίου 2016, για μια σχετικά χαμηλής έντασης διαταραχή φαίνεται στην εικόνα 3.2 που ακολουθεί. Εικόνα 3.2: Το ημερήσιο δελτίο (report) πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού. 68

70 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Γεωμαγνητική Καταιγίδα από στεμματική οπή Πρόβλεψη της Καταιγίδας της 13 ης Μαΐου 2015 Στις 8-9 Μαΐου 2015 μία στεμματική οπή η οποία βρισκόταν στο νότιο ημισφαίριο του ηλίου πέρασε τον κεντρικό μεσημβρινό του ηλιακού δίσκου, όπως φαίνεται στις εικόνες που ακολουθούν. Εικόνα 3.3: Εικόνες του ηλιακού δίσκου από το SDO/AIA στα κανάλια των 193 και 211 Angstrom αντίστοιχα, όπου φαίνεται ξεκάθαρα η CH που προκάλεσε την γεωμαγνητική καταιγίδα της 13 ης Μαΐου Λαμβάνοντας υπόψη μία μέση τιμή της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου περίπου στα 600 km/s εκτιμήσαμε ότι τα αποτελέσματα της επίδρασης της CH θα ήταν ορατά μετά από περίπου 4-5 ημέρες. Στο δελτίο πρόγνωσης της 13 Μαΐου 2015 λαμβάνοντας τα στοιχεία αυτά εκτιμήσαμε ότι θα έχουμε γεωμαγνητική καταιγίδα μέτριας έντασης (moderate storm) επιπέδου το πολύ G2 με ημερήσια τιμή για τον γεωμαγνητικό δείκτη Ap ίση με 39. Στην εικόνα που ακολουθεί παραθέτουμε το ημερήσιο δελτίο (αρχείο μορφής txt) της 13 ης Μαΐου Στις 13 Μαΐου 2015 όντως παρατηρήθηκε γεωμαγνητική καταιγίδα και η πραγματική ημερήσια τιμή του δείκτη Ap ήταν 46. Για σύγκριση αναφέρουμε ότι το αντίστοιχο κέντρο του NOAA (SWPC) είχε δημοσιεύσει πρόβλεψη για τον δείκτη Ap ίση με

71 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού *********************************************************************** Product: Daily Forecast of Geomagnetic Activity Issued: 2015 May 13 07:07UTC Prepared by the Athens Space Weather Forecasting Center *********************************************************************** 1. Solar activity Solar activity was increasing during the past 24 hours. Solar Flux (10.7 cm) measured on at 20:00 UTC was 163 sfu. The background X-Ray flux is at the class B8 level. The geomagnetic field was at quiet to unsettled levels on May 12. No obviously Earth directed CMEs were observed. The Kp index now is at moderate storm levels with Kp=6. A G2-class geomagnetic storm is in progress. This storm is the result of the interactions of a high speed stream from coronal hole CH667 and Earth's magnetosphere. 2. Solar Wind Geomagnetic Activity Solar wind speed from ACE: 590 km/s. Solar wind speed from STEREO A: --- km/s. Solar wind speed from STEREO B: --- km/s. The southward component of Bz is: 3.9 nt north. 3. Solar Energetic Particle Events Protons and electrons are at quiet levels. 4. Coronal Holes A recurrent extension (CH667) of the southern polar coronal hole rotated across the central meridian on May 8-9 and may be associated with a co-rotating interaction region. A recurrent southern hemipshere coronal hole (CH668) will probably rotate into an Earth facing position on May Geophysical Activity Forecast The geomagnetic field is expected to be at active to moderate storm levels on May 13, quiet to unsettled levels on May 14 and quiet levels on May 15. Date Estimated Geomagnetic Ap index *************************************************************************** Athens Space Weather Forecasting Center Physics Department, National & Kapodistrian University of Athens Athens Neutron Monitor Station A.NE.MO.S Tel.: spaceweather@phys.uoa.gr URL: *************************************************************************** Εικόνα 3.4: Ημερήσιο δελτίο της 13 ης Μαΐου 2015 από το κέντρο Πρόγνωσης της Αθήνας. Στην εικόνα που ακολουθεί φαίνεται η ανάρτηση στο διαδίκτυο του ημερήσιου δελτίου, η ένθετη εικόνα περιέχει τις πρώτες εκτιμήσεις (preliminary) για τον δείκτη Ap από το IAGA (International Association of Geomagnetism and Aeronomy) και τέλος, την μεταβολή του δείκτη Kp από τις 12 έως και τις 14 Μαΐου

72 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Εικόνα 3.5: Το ημερήσιο δελτίο πρόγνωσης της 13 ης Μαΐου 2015 και σε ένθετη εικόνα οι πρώτες εκτιμήσεις (preliminary) για τον Ap από το IAGA, όπου δίνονται οι πραγματικές τιμές του Αρ δείκτη. Δίπλα ακριβώς η μεταβολή του δείκτη Kp όπου καταγράφεται στις τιμές του η γεωμαγνητική καταιγίδα (Kp=6) Γεωμαγνητική Καταιγίδα από πολλαπλές ICMEs Πρόβλεψη της Καταιγίδας της 23 ης Ιουνίου 2015 Στις Ιουνίου 2015 παρατηρήθηκε μία από τις ισχυρότερες γεωμαγνητικές καταιγίδες κατά την διάρκεια του 24 ου ηλιακού κύκλου. Η καταιγίδα αυτή ήταν το αποτέλεσμα διαδοχικών CMEs οι οποίες έφθασαν στην Γη και προκάλεσαν την συγκεκριμένη διαταραχή. Στις Ιουνίου εμφανίστηκε για πρώτη φορά η ενεργός περιοχή (active region - AR) AR12371 η οποία αναπτύχθηκε πολύ γρήγορα και στις 18 Ιουνίου 17:13 (peak time) προκάλεσε μία ηλιακή έκλαμψη έντασης Μ3.0 με ηλιογραφικές συντεταγμένες N15E50. Η έκλαμψη συνοδεύτηκε και από την εκπομπή μιας halo CME στις 17:36 στον διαπλανητικό χώρο η οποία από τα δεδομένα του SOHO/LASCO C3 φαίνεται πως είχε συνιστώσα η οποία θα μπορούσε να επηρεάσει την Γη. Στην εικόνα 3.6 φαίνεται η έκλαμψη και διαδοχικές εικόνες από το SOHO. Από την έκλαμψη αυτή προκλήθηκε μία μικρή διακοπή των τηλεπικοινωνιών στην περιοχή της Βορείου Αμερικής δημιουργώντας μία καταιγίδα τύπου R1. Η CME από την βάση δεδομένων του CACTUS ( είχε μια γραμμική ταχύτητα ίση με 525 km/s οπότε τα μοντέλα μας έδειξαν ότι ο εκτιμώμενος χρόνος άφιξης ήταν στις 22 Ιουνίου στις 02:14 περίπου. 71

73 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Εικόνα 3.6: Η ηλιακή έκλαμψη όπως παρατηρήθηκε από το SDO/AIA στα κανάλια των 171/193/211 Angstrom (πάνω αριστερά) και στα κανάλια των 94/193/335 Angstrom (πάνω δεξιά) αντίστοιχα. Στην μεσαία εικόνα φαίνεται η ροή των ακτίνων Χ από δεδομένα των δορυφόρων GOES. Οι εικόνες που ακολουθούν δείχνουν την CME που παρατηρήθηκε αμέσως μετά την ηλιακή έκλαμψη. Αυτό το αποτέλεσμα λήφθηκε υπόψη και για το ημερήσιο δελτίο στις 21 αλλά και για αυτό στις 22 Ιουνίου. Στις 19 Ιουνίου παρατηρήθηκε επίσης μία εκρηκτική προεξοχή (filament eruption) από το νότιο ημισφαίριο του ηλίου η οποία είχε ως αποτέλεσμα της 72

74 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού εκπομπή μιας partial halo CME στον διαπλανητικό χώρο η οποία θα μπορούσε επίσης να επηρεάσει την Γη. Η δραστηριότητα από την ενεργό περιοχή AR12371 συνεχίστηκε και τις επόμενες ημέρες και στις 20 Ιουνίου παρατηρήθηκε μία ηλιακή έκλαμψη έντασης Μ1.0 στις 06:48 με συντεταγμένες N13E25 δίχως όμως να παρατηρηθεί κάποια CME. Εικόνα 3.7: Οι ηλιακές εκλάμψεις Μ2.0 και Μ2.6 όπως παρατηρήθηκαν από το SDO/AIA στα 131 Angstrom. Στην συνέχεια βλέπουμε τις εικόνες από το στεμματογράφο του SOHO/LASCO C3 όπου φαίνεται η halo CME που εκπέμφθηκε αμέσως μετά την ηλιακή έκλαμψη Μ2.0. Στην τελευταία εικόνα φαίνονται τα αποτελέσματα του μοντέλου μας για τον εκτιμώμενο χρόνο άφιξης της halo CME στην Γη. 73

75 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Καθώς η ένταση της περιοχής αυξανόταν διαρκώς και σε συνδυασμό με την περιστροφή του ηλίου, η ενεργός περιοχή βρισκόταν στις 21 Ιουνίου σχεδόν στον κεντρικό μεσημβρινό του ηλιακού δίσκου. Οποιαδήποτε δραστηριότητα πλέον θα είχε άμεσες και έντονες επιπτώσεις στην Γη. Πράγματι, στις 21 Ιουνίου παρατηρήθηκαν δύο ηλιακές εκλάμψεις έντασης Μ2.0 στις 01:42 με συντεταγμένες N12E13 και Μ2.6 στις 02:49 αντίστοιχα. Η πρώτη συνοδεύτηκε και από την εκπομπή μιας halo CME στις 02:36 με γραμμική ταχύτητα ίση με 976 km/s της οποίας ο χρόνος άφιξης στην Γη εκτιμήθηκε από τα μοντέλα μας στις 22 Ιουνίου και 21:58 περίπου (Εικόνα 3.7). Την ίδια ημέρα στις 15:50 παρατηρήθηκε ένα μικρό κρουστικό κύμα στα δεδομένα του SOHO το οποίο οφειλόταν στην άφιξη της CME που παρατηρήθηκε στις 18 Ιουνίου. Η άφιξη της CME παρατηρήθηκε μία ημέρα νωρίτερα από την εκτίμησή μας ως αποτέλεσμα των σφαλμάτων που υπεισέρχονται στον προσδιορισμό της ταχύτητας της CME αφού πρόκειται για προβολή της πραγματικής ταχύτητας στο επίπεδο του πεδίου του στεμματογράφου (field of view - FOV) και όχι σε πραγματική τιμή της ταχύτητας. Στο σημείο αυτό αξίζει να παρατηρήσουμε ότι το μοντέλο με βάση τα σφάλματα, μας είχε υποδείξει ότι το νωρίτερο για την άφιξη της CME θα ήταν στις 20 Ιουνίου στις 09:21 περίπου. Στην εικόνα 3.8 φαίνονται τα αποτελέσματα του μοντέλου. Εικόνα 3.8: Τα αποτελέσματα (output) του μοντέλου για τον εκτιμώμενο χρόνο άφιξης της CME που έχουμε αναπτύξει στην γλώσσα προγραμματισμού IDL. Στα αποτελέσματα αυτά φαίνεται και η εκτίμηση βάσει των σφαλμάτων στον υπολογισμό της ταχύτητας για το νωρίτερο (earlier) και το αργότερο (later) αντίστοιχα. Από την πραγματική χρονική διάρκεια μεταξύ του χρόνου παρατήρησης της CME στο στεμματογράφο LASCO C3 μέχρι την άφιξη του κρουστικού κύματος στο SOHO υπολογίζουμε συνολική διάρκεια περίπου ώρες (transit time) που αντιστοιχεί σε μέση ταχύτητα (transit velocity) περίπου km/s, όπως υπολογίζεται επίσης από το μοντέλο μας. 74

76 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Στις 22 Ιουνίου 18:23, η ενεργός περιοχή προκάλεσε ακόμη μία, ισχυρότερη αυτή τη φορά, ηλιακή έκλαμψη έντασης Μ6.5 με συντεταγμένες N12W08. Η έκλαμψη αυτή συνοδεύτηκε και από την εκπομπή μιας halo CME στις 18:36 η οποία παρατηρήθηκε από το SOHO με γραμμική ταχύτητα ίση με 702 km/s. Ο εκτιμώμενος χρόνος άφιξης στην Γη ήταν στις 25 Ιουνίου 06:55 (Εικόνα 3.9). Εικόνα 3.9: Ο εκτιμώμενος χρόνος άφιξης για την CME που παρατηρήθηκε στις 22 Ιουνίου 2015 στις 18:36 UT. Η ακτινοβολία Χ και η υπεριώδης ακτινοβολία (UV) από την ηλιακή έκλαμψη προκάλεσαν περεταίρω ιονισμό των ανώτερων στρωμάτων της Γήινης ατμόσφαιρας με αποτέλεσμα την διακοπή των επικοινωνιών στα βραχέα κύματα και στις ραδιοφωνικές επικοινωνίες χαμηλής συχνότητας. Οι επιπτώσεις αυτές ήταν μέτριας προς ισχυρής έντασης κατηγορίας R3 (radio blackout R3) στην περιοχή της Βορείου Αμερικής όπως φαίνεται και στην εικόνα 3.10 που ακολουθεί. Επίσης, στις 22 Ιουνίου 2015 στις 18:01 UT περίπου, καταγράφηκε ένα πολύ ισχυρό κρουστικό κύμα στα δεδομένα του SOHO. Το κρουστικό αυτό κύμα σχετίζεται με την άφιξη της CME που παρατηρήθηκε στις 21 Ιουνίου 02:36, δηλ. μετά από περίπου 40 ώρες, πολύ κοντά στον χρόνο άφιξης που είχαμε προβλέψει μέσω του μοντέλου. 75

77 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Εικόνα 3.10: Στις πρώτες δύο εικόνες βλέπουμε την ισχυρή ηλιακή έκλαμψη Μ6.5 όπως καταγράφηκε από το SDO/AIA στα 131 Angstrom (πάνω αριστερά) και από τους δορυφόρους GOES (πάνω δεξιά) αντίστοιχα. Στην συνέχεια βλέπουμε διαδοχικές εικόνες από το SOHO/LASCO C3 όπου φαίνεται η halo CME που εκπέμφθηκε αμέσως μετά. Τέλος, βλέπουμε ποιες περιοχές επηρεάστηκαν άμεσα από την ισχυρή ηλιακή έκλαμψη η οποία προκάλεσε διακοπή των επικοινωνιών (radio blackout). Τα γεγονότα που αναφέραμε διαμόρφωσαν τις συνθήκες για την δημιουργία μιας από τις ισχυρότερες γεωμαγνητικές καταιγίδες του 24 ου ηλιακού κύκλου, η 76

78 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού οποία ουσιαστικά ξεκίνησε από τα μέσα της 22 Ιουνίου και ολοκληρώθηκε στα μέσα περίπου της 24 Ιουνίου με αποκορύφωμα στις 23 Ιουνίου. Οι τιμές του δείκτη Kp για αυτήν την περίοδο φαίνονται στην εικόνα Εικόνα 3.11: Οι τιμές του δείκτη Kp κατά την διάρκεια της γεωμαγνητικής καταιγίδας στις Ιουνίου Η πρόβλεψη στο δελτίο της 23 ης Ιουνίου 2015 (Εικόνα 3.12) περιελάμβανε εκτίμηση για γεωμαγνητική καταιγίδα επιπέδου G3 (moderate storm) με ημερήσια τιμή για τον γεωμαγνητικό δείκτη Ap ίση με 67, τιμή πάρα πολύ κοντά στην πραγματική τιμή η οποία ήταν 72. Αξίζει να αναφέρουμε πως το κέντρο πρόβλεψης του NOAA είχε δώσει εκτίμηση για τον Ap ίση με 40. Στην εικόνα που ακολουθεί βλέπουμε το ημερήσιο δελτίο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού από το κέντρο πρόγνωσης της Αθήνας. Τέλος, στις 24 Ιουνίου στις 13:01 παρατηρήθηκε η άφιξη της CME, στα δεδομένα του SOHO, που είχε παρατηρηθεί στις 22 Ιουνίου 18:36, περίπου 18 ώρες νωρίτερα από τον χρόνο πρόβλεψης. Στην εικόνα 3.9 βλέπουμε ότι ο πραγματικός χρόνος από την στιγμή που παρατηρήθηκε η CME από το SOHO μέχρι την άφιξη του κρουστικού κύματος ήταν περίπου ώρες. Η χρονική αυτή διάρκεια αντιστοιχεί σε μέση ταχύτητα (transit velocity) km/s. Η δραστηριότητα των ημερών Ιουνίου 2015 φαίνεται συνοπτικά στον πίνακα

79 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού *********************************************************************** Product: Daily Forecast of Geomagnetic Activity Issued: 2015 June 23 12:44UTC Prepared by the Athens Space Weather Forecasting Center *********************************************************************** 1. Solar activity Solar activity was almost stable during the past 24 hours. Solar Flux (10.7 cm) measured on at 20:00 UTC was 130 sfu. The background X-Ray flux is at the class B6 level. The geomagnetic field was at quiet to very severe storm levels on June 22. A full halo CME was observed in association with an M6 flare in AR The CME could reach Earth on June 24. The Kp index now is at minor storm levels with Kp=5. 2. Solar Wind Geomagnetic Activity Solar wind speed from ACE: 630 km/s. Solar wind speed from STEREO A: --- km/s. Solar wind speed from STEREO B: --- km/s. The southward component of Bz is: 9 nt south. 3. Solar Energetic Particle Events Protons and electrons are at quiet levels. 4. Coronal Holes A recurrent northern hemishpere coronal hole (CH673) was in an Earth facing position on June CH673 did not cause a significant geomagnetic disturbance during the previous rotation. CH673 decreased in size June 16-18, but became larger following a filament eruption in the southern hemisphere on June Geophysical Activity Forecast The geomagnetic field is expected to be at unsettled to severe storm levels on June 23 and quiet to active levels on June Date Estimated Geomagnetic Ap index *************************************************************************** Athens Space Weather Forecasting Center Physics Department, National & Kapodistrian University of Athens Athens Neutron Monitor Station A.NE.MO.S Tel.: spaceweather@phys.uoa.gr URL: *************************************************************************** Εικόνα 3.12: Το ημερήσιο δελτίο πρόγνωσης της 23 ης Ιουνίου Πίνακας 3.4: Δραστηριότητα των ημερών Ιουνίου 2015 όπου φαίνονται τα γεγονότα (ηλιακές εκλάμψεις και CMEs) και οι αντίστοιχες επιπτώσεις τους. Solar flare CME Ap index Ap index Ap index CACTus CME list: LASCO level zero CME catalog (ASWFC) (NOAA) (Observed) Date Type Peak Type Time Velocity (km/s) time 18/06/2015 M3.0 17:13 Halo 17: (±266) /06/ Partial Halo 05: (±165) /06/2015 M1.0 06: /06/2015 M2.0 01:42 Halo 02: (±291) M2.6 02: /06/2015 M6.5 18:23 Halo 18: (±423) /06/ /06/

80 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού 3.5 Σύγκριση εκτιμήσεων για τον δείκτη Ap μεταξύ ASWFC και NOAA Από τον Οκτώβριο 2014 παρέχουμε καθημερινή πρόβλεψη των ημερήσιων τιμών του γεωμαγνητικού δείκτη Ap. Όπως έχουμε ήδη αναφέρει οι τιμές του δείκτη Ap είναι ενδεικτικές για τα επίπεδα των γεωμαγνητικών καταιγίδων. Στην ενότητα αυτή παρέχουμε τα πρώτα αποτελέσματα μεταξύ των εκτιμήσεων από το Κέντρο πρόγνωσης της Αθήνας ASWFC και του αντίστοιχου κέντρου του NOAA. Η σύγκριση αφορά την περίοδο Οκτωβρίου 2014 Οκτωβρίου Στην εικόνα 3.13 βλέπουμε την κατανομή των τιμών από τα αντίστοιχα κέντρα ως συνάρτηση των πραγματικών τιμών. Υπάρχουν πολλοί δείκτες για την σύγκριση μεταξύ των εκτιμήσεων ενός μοντέλου και των πραγματικά παρατηρούμενων τιμών. Εμείς αρχικά έχουμε κάνει μία συσχέτιση μεταξύ των προβλεπόμενων τιμών από το κάθε κέντρο και τις πραγματικές τιμές όπου υπολογίσαμε τον συντελεστή συσχέτισης Pearson (Pearson correlation coefficient - r) και στην συνέχεια υπολογίσαμε δύο στατιστικές παραμέτρους: α) την ρίζα της μέσης τετραγωνικής απόκλισης (root mean square deviation - RMSD) και β) την απόλυτη τιμή του μέσου ποσοστιαίου σφάλματος (mean average percentage error - MAPE). Εικόνα 3.13: Οι εκτιμήσεις από το ASWFC και το NOAA σε συνάρτηση με τις πραγματικές τιμές του δείκτη Ap. Η κόκκινη ευθεία αντιστοιχεί στην καλύτερη γραμμική συσχέτιση για κάθε περίπτωση με συντελεστή συσχέτισης για το ASWFC ίσο με r = και για το NOAA ίσο με r = 0.436, αντίστοιχα. Στον πίνακα 3.5 παραθέτουμε τα αποτελέσματα για την περίοδο Οκτωβρίου 2014 Οκτωβρίου Πίνακας 3.5: Στατιστικές παράμετροι για κάθε κέντρο. ASWFC NOAA Pearson r RMSD MAPE 51.8% 74.9% 79

81 Κεφάλαιο IΙΙ Πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Από τον πίνακα 3.5 βλέπουμε ότι την συγκεκριμένη περίοδο οι εκτιμήσεις από το κέντρο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας είναι πολύ καλύτερες από τις αντίστοιχες του NOAA. Μία παράμετρος που φαίνεται να επηρεάζει τα αποτελέσματα του NOAA είναι η ελάχιστη τιμή που παίρνει ο δείκτης. Ως γνωστόν, ο δείκτης Ap μπορεί να πάρει τιμές από 0 έως 400. Στην περίπτωση των εκτιμήσεων του NOAA φαίνεται ότι ποτέ δεν προκύπτει τιμή μικρότερη από 5 γεγονός που επηρεάζει αρκετά τις ήσυχες κυρίως γεωμαγνητικά ημέρες, σε αντίθεση με τις δικές μας εκτιμήσεις όπου αρκετές φορές έχουμε δώσει εκτίμηση μικρότερη του 5, όπως φαίνεται και στην εικόνα Τα αποτελέσματα αυτά παρουσιάστηκαν στο διεθνές συνέδριο 13 th European Space Weather Week τον Νοέμβριο του 2016 στην εργασία: «Contribution of the geomagnetic activity monitoring by the Athens Space Weather Forecasting Center to the Hellenic National Meteorological Service» (Paouris et al., 2016). 80

82 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Περίληψη Στο κεφάλαιο αυτό παρουσιάζουμε τις διαπλανητικές CMEs και την βάση δεδομένων την οποία δημιουργήσαμε κατά την διάρκεια της εκπόνησης της διδακτορικής διατριβής. Οι ICMEs όταν φθάσουν στην τροχιά της Γης αλληλεπιδρούν με την μαγνητόσφαιρα της Γης δημιουργώντας τις γεωμαγνητικές καταιγίδες όπως είδαμε και στο προηγούμενο κεφάλαιο, με αποτέλεσμα την διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας στην τροχιά της Γης. Τέλος, αναφέρουμε τα στατιστικά χαρακτηριστικά των ICMEs και την σύνδεσή τους με τον Διαστημικό Καιρό. 81

83 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 4. Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 4.1 Εισαγωγή Μία δεκαετία πριν ακόμη παρατηρηθούν οι πρώτες CMEs στο λευκό φως, οι ερευνητές είχαν παρατηρήσει δομές στον διαπλανητικό χώρο παρόμοιες με αυτές που παρατηρούνται και σήμερα. Συγκεκριμένα, ο Parker (1957) συμπέρανε ότι: «τα μαγνητικά νέφη μπορεί να εκτοξεύονται από μαγνητικά πεδία με ταχύτητες τόσο υψηλές όσο η ταχύτητα των κυμάτων Alfven». Ο Gold (1963) είχε παρουσιάσει ένα σχεδιάγραμμα (Εικόνα 4.1) της εξιδανικευμένης διαμόρφωσης στο διάστημα, δείχνοντας το νέφος του ηλιακού πλάσματος, το πεδίο και το κρουστικό κύμα στο μπροστινό τμήμα της όλης δομής. Εικόνα 4.1: Η εξιδανικευμένη διαμόρφωση που πρότεινε ο Gold (1962), δείχνοντας το νέφος του ηλιακού πλάσματος μαζί με το πεδίο και το κρουστικό κύμα μπροστά από αυτήν την δομή. Με a σημειώνεται η απόσταση της δομής από το κρουστικό κύμα πάχους d. Οι Koomen et al. (1974) βρήκαν ομοιότητα μεταξύ της μαγνητικής φιάλης του Gold και των CMEs που παρατηρήθηκαν από τον στεμματογράφο OSO-7 (Orbiting Solar Observatory 7). Ενώ οι περισσότερες CMEs φαίνεται να αραιώνουν και να διαλύονται εντός του οπτικού πεδίου του στεμματογράφου (field of view - FOV) το οποίο ήταν μικρότερο των 32 ηλιακών ακτίνων, περίπου ένα ποσοστό της τάξης του 10% από αυτές φαίνεται να συνεχίζουν την κίνησή τους και πέρα από το FOV και να διαδίδονται στον διαπλανητικό χώρο όπως είχε προτείνει ο Gold (1962). Η μόνη διαφορά μεταξύ της εικόνας του Gold και της σημερινής εικόνας που έχουμε είναι ότι το μαγνητικό πεδίο του νέφους του πλάσματος είναι στην μορφή του σωλήνα ροής (flux rope). Η σύγχρονη εκδοχή του νέφους πλάσματος του Gold είναι σήμερα γνωστή ως διαπλανητικές εκπομπές στεμματικού υλικού (Interplanetary Coronal Mass Ejections - ICMEs). Άλλες εκφράσεις που χρησιμοποιούνται σήμερα στην 82

84 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας βιβλιογραφία για το ίδιο φαινόμενο είναι οι εκτινάξεις (ejecta), μαγνητικά ή μαγνητισμένα νέφη (magnetic clouds - MC), σωλήνες ροής (flux ropes) ή τέλος, «driver gas». Αν και η αποστολή STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) είναι ικανή να παρατηρήσει τις CMEs σε όλη την διαδρομή από τον ήλιο μέχρι την Γη (Harrison et al., 2008), οι γνώσεις που έχουμε σήμερα για τις ICMEs προέρχονται κυρίως από in situ παρατηρήσεις. 4.2 Προϋποθέσεις για τον χαρακτηρισμό γεγονότος ως ICME Οι ICMEs προσδιορίζονται μέσω διάφορων προϋποθέσεων - ενδείξεων οι οποίες εντοπίζονται είτε στον ηλιακό άνεμο, όπως η θερμοκρασία, η ταχύτητα και η παράμετρος πλάσματος β, είτε στα μαγνητικά πεδία, όπως η ένταση του μαγνητικού πεδίου και αν παρατηρούνται περιστροφές του μαγνητικού πεδίου, είτε στην σύνθεση αλλά και τις καταστάσεις φορτίου είτε τέλος, στην ροή θερμικών και μη θερμικών σωματιδίων (Gosling, 1990; Neugebauer and Goldstein, 1997). Η άφιξη των κρουστικών κυμάτων στα διάφορα διαστημόπλοια είναι ένας επίσης πολύ καλός δείκτης για την επικείμενη άφιξη της ICME εκτός και αν η σχετική CME διαδίδεται σε μία πολύ μεγάλη γωνία σε σχέση με την ευθεία ηλίουδιαστημοπλοίου. In situ παρατηρήσεις από τα διαστημόπλοια Helios και Pioneer Venus Orbiter σε αποστάσεις μικρότερες από 1 AU, από το Voyager σε αποστάσεις δεκάδων AU και από το διαστημόπλοιο Ulysses σε μεγάλα πλάτη έδειξαν ότι οι ICMEs παρατηρούνται σε όλη την έκταση της ηλιόσφαιρας (Wang et al., 2005). Τεχνικές όπως παρατηρήσεις σπινθηρισμών του διαπλανητικού μέσου (IP scintillation) και εξάρσεις τύπου ΙΙ παρέχουν επίσης πληροφορίες για τμήματα των CMEs μέσα στην ηλιόσφαιρα (Tokumaru et al., 2007). Οι ενδείξεις που σχετίζονται με τα μαγνητικά πεδία είναι πολύ χρήσιμες για τον προσδιορισμό των μαγνητικών νημάτων. Τέτοιες ενδείξεις είναι οι απότομες επαυξήσεις της έντασης του μαγνητικού πεδίου και η ομαλή περιστροφή του πεδίου κατά μήκος της τροχιάς του διαστημοπλοίου που κάνει την παρατήρηση. Επίσης χρησιμοποιούνται, για τον προσδιορισμό των μαγνητικών νημάτων, η χαμηλή θερμοκρασία των πρωτονίων ή η χαμηλή τιμή της παραμέτρου β του πλάσματος (Burlaga et al., 1981). Τα μαγνητικά νέφη αναφέρονται επίσης ως νήματα ροής χωρίς όμως την τελευταία ένδειξη που αφορά την χαμηλή τιμή της παραμέτρου β του πλάσματος. Η αμφίδρομη ροή (bidirectional flux) των θερμικών ηλεκτρονίων, ιόντων και ενεργητικών σωματιδίων αποτελούν επίσης ενδείξεις ότι τα άκρα της ICME είναι συνδεδεμένα με το ηλιακό στέμμα. Όταν τα νήματα ροής εκτίνονται από περιοχές που βρίσκονται κοντά στον ήλιο, η πυκνότητα και η θερμοκρασία μειώνονται. Η μειωμένη θερμοκρασία των πρωτονίων, σε σχέση με μία αναμενόμενη τιμή (Lopez and Freeman, 1986) χρησιμοποιείται συχνά ως μία ένδειξη των ICMEs μέσα στον ηλιακό άνεμο (Cane and Richardson, 2003; Neugebauer et al., 2003; Elliott et al., 2005). Ενδείξεις σχετικές με την κατάσταση 83

85 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας του φορτίου είναι, η επαύξηση της μέσης κατάστασης φορτίου του στοιχείου του Fe εντός της ICME (Lepri et al., 2001), ο λόγος της πυκνότητας του O 7+ προς το O 6+ (Henke et al., 2001; Reinard 2005; Aguilar-Rodriguez et al., 2006) καθώς και του λόγου της αριθμητικής πυκνότητας των ιόντων ηλίου (He) Να (σωμάτια α) προς την αριθμητική πυκνότητα των πρωτονίων Νp (Nα/Np). Εικόνα 4.2: Το σύνολο των πληροφοριών που εξετάζουμε κάθε φορά για να διαπιστωθεί αν μία ICME εντοπίζεται στα δεδομένα του ACE: (α) Μαγνητικά πεδία, (b) ταχύτητα ηλιακού ανέμου, (c) και (d) οι γωνίες που σχηματίζει το μαγνητικό πεδίο σε σχέση με το σύστημα συντεταγμένων του διαστημοπλοίου (RTN coordinate system), (e) αριθμητική πυκνότητα πρωτονίων, (f) θερμοκρασία πρωτονίων και τέλος, (g) η παράμετρος του πλάσματος β. Στην εικόνα 4.2 βλέπουμε την ICME της 6 ης Νοεμβρίου 2000 μέσω της παρατήρησης των διαφόρων προϋποθέσεων που αναφέραμε νωρίτερα έτσι όπως εμφανίζονται στα δεδομένα του ACE. Αρχικά παρατηρούμε την άφιξη του κρουστικού κύματος στην τροχιά του ACE (κατακόρυφη μπλε γραμμή 1) στις 6 Νοεμβρίου 2000 στις 09:15 UT. Η άφιξη του κρουστικού κύματος παρατηρούμε ότι εντοπίζεται μέσω της απότομης αύξησης, α) της έντασης του μαγνητικού πεδίου, β) της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, γ) της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων και δ) της θερμοκρασίας των πρωτονίων. Η περιοχή που ορίζεται μεταξύ του κρουστικού κύματος (γραμμή 1) και της ICME (η έναρξη της ICME συμπίπτει με την γραμμή 2) είναι η θήκη (sheath), όπου παρατηρούμε ότι οι τιμές όλων των 84

86 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας προηγούμενων μεταβλητών έχουν αυξηθεί. Εντός της περιοχής αυτής ο ηλιακός άνεμος είναι πεπιεσμένος με αποτέλεσμα να παρατηρούμε την αύξηση του μαγνητικού πεδίου καθώς επίσης και των υπολοίπων μεταβλητών (ταχύτητα, θερμοκρασία, πυκνότητα, παράμετρος πλάσματος β). Είναι επίσης πιθανό να παρατηρηθεί ICME χωρίς κρουστικό κύμα. Οι απότομες μεταβολές που σχετίζονται με το μαγνητικό πεδίο συχνά δημιουργούν μεγάλες και αρνητικές τιμές της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου (B z ) προκαλώντας ισχυρές επιδράσεις στην μαγνητόσφαιρα της Γης (Tsurutani and Gonzalez, 1997). Οι κατακόρυφες γραμμές 2 και 4 είναι τα όρια της ICME, η οποία φαίνεται να αρχίζει στις 6 Νοεμβρίου 2000, 22:10 UT και ολοκληρώνεται στις 8 Νοεμβρίου 2000, 02:40 UT περίπου. Στο σημείο αυτό αναφέρουμε ότι η άφιξη του κρουστικού κύματος (γραμμή 1) είναι σε συμφωνία με την λίστα των διαταραχών που δημοσιεύεται στην ιστοσελίδα: Οι κατακόρυφες γραμμές 2 και 3 είναι τα όρια που παρατηρούμε το μαγνητικό νέφος (MC). Η ύπαρξη του μαγνητικού νέφους καθορίζεται από τις γωνίες θ και φ του μαγνητικού πεδίου. Συγκεκριμένα, μεταξύ των γραμμών 2 και 3, βλέπουμε την ομαλή περιστροφή με την γωνία θ αρχικά να είναι περίπου -60 και στο τέλος να παίρνει μία τιμή περίπου +90 ενώ στην ίδια χρονική διάρκεια η γωνία φ παρατηρούμε ότι είναι σταθερή περίπου στις 270. Αυτό το μαγνητικό νέφος είναι τμήμα της συνολικής ICME και εντοπίζεται επίσης από τους Huttunen et al. (2005). Είναι ξεκάθαρο πως από τα δεδομένα του ACE το συγκεκριμένο γεγονός χαρακτηρίζεται ως ICME και τα κριτήρια που λήφθηκαν υπόψη ήταν: η πολύ χαμηλές τιμές της παραμέτρου β του πλάσματος και της θερμοκρασίας των πρωτονίων (Εικ. 4.2 (f) και (g)) και η αύξηση του μαγνητικού πεδίου καθώς και της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου (Εικ. 4.2 (α) και (b)). Είναι το αποτέλεσμα της άφιξης της halo CME που παρατηρήθηκε αρχικά από τον στεμματογράφο LASCO του SOHO στις 3 Νοεμβρίου :26 UT και σχετίζεται με την ηλιακή έκλαμψη έντασης C3.2 που παρατηρήθηκε από τους δορυφόρους GOES με μέγιστο της εκπομπής στις 19:02 UT από την ενεργό περιοχή AR9213 με ηλιογραφικές συντεταγμένες N02W02. Η μέση ταχύτητα του κρουστικού κύματος της ICME βρέθηκε ίση με km/s. Η αλληλεπίδραση της ICME με την μαγνητόσφαιρα της Γης είχε ως αποτέλεσμα να προκληθεί μία γεωμαγνητική καταιγίδα κατηγορίας G2 η οποία οφείλεται κυρίως στις συνθήκες που επικρατούσαν εντός της «θήκης» (sheath) με τον δείκτη Dst να παίρνει την ελάχιστη τιμή του, η οποία ήταν ίση με -159 nt, στις 6 Νοεμβρίου 2000 μεταξύ 21:00 και 22:00 UT. Η μέγιστη τιμή του γεωμαγνητικού δείκτη Ap ήταν ίση με 132 στις 6 Νοεμβρίου 2000 κατά το τρίωρο 18:00 με 21:00 UT. Από τα παραπάνω δεδομένα φαίνεται πως είναι πολύ σημαντικό να γνωρίζουμε τα χαρακτηριστικά τέτοιων γεγονότων ώστε να είμαστε σε θέση να εκτιμήσουμε τις επιπτώσεις που θα έχει η άφιξη μιας ICME στην Γη. Οι όσο το δυνατόν περισσότερες πληροφορίες για κάθε ένα τέτοιο γεγονός μπορούν να 85

87 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας οδηγήσουν στην εξαγωγή χρήσιμων συμπερασμάτων σχετικά με την σύνδεση ταχυτήτων και μαγνητικών πεδίων, ταχυτήτων και μαγνητικών πεδίων σε σχέση με την ένταση των ηλιακών εκλάμψεων στην περίπτωση όπου οι CMEs σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις, μαγνητικών πεδίων και γεωμαγνητικών καταιγίδων όπως είναι η σχέση της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B z και των δεικτών Dst ή Ap, κ.α. Στην βιβλιογραφία υπάρχουν αρκετές λίστες με ICMEs (ενδεικτικά αναφέρουμε τις εξής: Jian et al. (2006), Richardson and Cane (2010), Gopalswamy et al. (2010), Mitsakou and Moussas (2014), Chi et al. (2016)) οι οποίες περιέχουν αρκετές πληροφορίες για κάθε γεγονός χωρίς όμως να υπάρχει μία λίστα που να συνδυάζει όλες τις πληροφορίες μαζί για κάθε ένα γεγονός. Το γεγονός αυτό οδήγησε στην δημιουργία μιας νέας βάσης δεδομένων των ICMEs (Paouris and Mavromichalaki, (2017)) η οποία καλύπτει την χρονική περίοδο , καλύπτοντας έτσι τον 23 ο ηλιακό κύκλο καθώς επίσης και το παρατεταμένο ελάχιστο μεταξύ του 23 ου και 24 ου ηλιακού κύκλου. Στην εικόνα 4.2 είδαμε πως η μία από τις προς εξέταση παραμέτρους ήταν η παράμετρος β του πλάσματος. Η αποστολή του ACE δεν περιλαμβάνει δεδομένα για την παράμετρο β του πλάσματος η οποία όμως θα μπορούσε να υπολογιστεί από τα υπόλοιπα δεδομένα που συλλέγει το ACE. Στο σημείο αυτό παρουσιάζουμε τους υπολογισμούς που έγιναν σε αρχικό επίπεδο πριν την δημιουργία της βάσης που περιγράφουμε στην συνέχεια Παράμετρος β του πλάσματος Καθώς η παράμετρος β του πλάσματος αποτελεί μία από τις προς εξέταση προϋποθέσεις για τον προσδιορισμό ενός γεγονότος ως ICME ή όχι και σε συνδυασμό με την απουσία δεδομένων για την παράμετρο αυτή από την αποστολή του ACE ήταν δυνατόν να υπολογιστεί αυτή η παράμετρος από τα υπόλοιπα δεδομένα του ACE. Οι τιμές της παραμέτρου β υπολογίζονται χρησιμοποιώντας τις υπόλοιπες γνωστές παραμέτρους όπως την ένταση του μαγνητικού πεδίου, την πυκνότητα και την θερμοκρασία των πρωτονίων και τον λόγο των σωματίων α προς τον αριθμό των πρωτονίων. Οι τιμές των γνωστών παραμέτρων προέρχονται από τα πειράματα Magnetic Field Experiment (MAG) (Smith et al., 1998) και Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor (SWEPAM) (McComas et al., 1998), που βρίσκονται πάνω στο ACE. Η παράμετρος β του πλάσματος υπολογίζεται ως το πηλίκο της πίεσης του αερίου (P gas ) προς την μαγνητική πίεση (P mag ). Η μαγνητική πίεση υπολογίζεται απευθείας από τα δεδομένα του ACE μέσω της σχέσης P mag = B 2 /8π. Η πίεση του αερίου υπολογίζεται θεωρώντας ότι είναι ίση με το άθροισμα των πιέσεων που οφείλεται στα πρωτόνια, στα σωμάτια α και στα ηλεκτρόνια, μέσω της σχέσης: P gas = P p +P α +P e (Mullan and Smith, 2006). Η πίεση που οφείλεται στα πρωτόνια 86

88 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας υπολογίζεται από την σχέση P p = N p kt p απευθείας αφού η αριθμητική πυκνότητα N p και η θερμοκρασία των πρωτονίων T p υπολογίζονται από τις μετρήσεις του πειράματος SWEPAM. Η συνεισφορά των σωματίων α υπολογίζεται από την σχέση P α = 4R α N p kt p χρησιμοποιώντας την υπόθεση ότι T α = 4T p (Bochsler, Geiss, and Joos, 1985) και ότι ο λόγος των σωματίων α προς τον αριθμό των πρωτονίων R α είναι διαθέσιμος από τις μετρήσεις του πειράματος SWEPAM. Τέλος, η συνεισφορά των ηλεκτρονίων υπολογίζεται από την σχέση P e = (1+2R α )N p kt e χρησιμοποιώντας ως θερμοκρασία των ηλεκτρονίων Te K (Newbury et al., 1998) Απόσταση του διαστημοπλοίου ACE από τον Ήλιο Το διαστημόπλοιο ACE βρίσκεται στο σημείο ευσταθούς ισορροπίας Lagrange L1 μεταξύ ηλίου και Γης σε απόσταση περίπου 1% της 1 AU από την Γη. Για τον καλύτερο προσδιορισμό της απόστασης που διανύει μία CME από τον Ήλιο μέχρι το σημείο που βρίσκεται η αποστολή ACE δημιουργήσαμε κατάλληλο κώδικα στην IDL όπου λαμβάνεται υπόψη η εποχή (ημερομηνία και ώρα) και το αφήλιο και το περιήλιο για το εκάστοτε ημερολογιακό έτος έτσι ώστε να έχουμε μία όσο το δυνατόν μεγαλύτερη ακρίβεια στον υπολογισμό της απόστασης που διανύει η CME. Η απόσταση d που υπολογίζεται από τον κώδικα χρησιμοποιείται στην συνέχεια για τον υπολογισμό της μέσης ταχύτητας V tr (στήλη 21 στην βάση δεδομένων), χρησιμοποιώντας τον χρόνο t 1 της πρώτης παρατήρησης της CME από τον στεμματογράφο LASCO (στήλη 1) και τον χρόνο άφιξης t 2 στο ACE (στήλη 19) μέσω της εξίσωσης V tr = d/τ όπου τ η διαφορά t 2 -t Περιγραφή της βάσης δεδομένων των ICMEs Στην προηγούμενη ενότητα παρουσιάσαμε τα κριτήρια σύμφωνα με τα οποία ένα γεγονός χαρακτηρίζεται ως ICME. Η εφαρμογή των κριτηρίων αυτών μετά από οπτική εξέταση των δεδομένων του ACE για το χρονικό διάστημα οδήγησε στην δημιουργία μίας βάσης δεδομένων των ICMEs η οποία αποτελείται από 266 γεγονότα παρέχοντας τις πληροφορίες για το κάθε γεγονός σε 51 στήλες. Η βάση αυτή δημοσιεύεται στο διεθνές περιοδικό Solar Physics (Paouris and Mavromichalaki, 2017) και είναι επίσης διαθέσιμη από την ιστοσελίδα ( του σταθμού Νετρονίων της Αθήνας. Για κάθε ένα γεγονός παρουσιάζονται όσο το δυνατόν περισσότερες πληροφορίες οι οποίες αφορούν: α) την CME η οποία προκάλεσε την ICME καθώς επίσης και την ηλιακή έκλαμψη (αν σχετίζεται με την εμφάνιση ηλιακής έκλαμψης), β) τις συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο (σχετικά με το πλάσμα του ηλιακού ανέμου καθώς επίσης και τα μαγνητικά πεδία) μερικές ώρες πριν την άφιξη της ICME, γ) τις συνθήκες που επικρατούν εντός της θήκης, δ) τις συνθήκες που επικρατούν εντός των ορίων της ICME και τέλος ε) τις γεωμαγνητικές συνθήκες 87

89 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας όπως διαμορφώθηκαν από την άφιξη της ICME στην Γη. Κάθε γεγονός συνοδεύεται στο τέλος από ένα σχόλιο πάνω στην οπτική εξέταση των δεδομένων του ACE. Στην εικόνα που ακολουθεί βλέπουμε ένα διάγραμμα ροής το οποίο περιγράφει τον τρόπο με τον οποίο εργαστήκαμε για την μελέτη του κάθε γεγονότος που περιγράψαμε νωρίτερα. Εικόνα 4.3: Διάγραμμα ροής της μεθόδου που εφαρμόστηκε για τον προσδιορισμό των πληροφοριών για κάθε γεγονός που μελετήθηκε. Για την επεξεργασία των δεδομένων από την αποστολή ACE αναπτύξαμε κατάλληλο κώδικα στην IDL έτσι ώστε να μπορούμε να κατασκευάζουμε τα αντίστοιχα διαγράμματα διάρκειας 4 ημερών όπως αυτό που βλέπουμε στην εικόνα 4.2 ώστε να μπορούμε με ευκολία να εντοπίζουμε τις ICMEs αρχικά από τα δεδομένα του ACE και στην συνέχεια με βάση το διάγραμμα της εικόνας 4.3 να προσδιορίζουμε όλες τις υπόλοιπες πληροφορίες. Έτσι προέκυψαν 51 στήλες που αναφέραμε νωρίτερα. Συγκεκριμένα, στις στήλες 1-4 παρουσιάζονται πληροφορίες που αφορούν την πιο πιθανή CME που μπορεί να προκάλεσε την ICME, από την λίστα του SOHO/LASCO ( Στην στήλη 1 έχουμε την ημερομηνία και τον χρόνο παρατήρησης της CME από τον στεμματογράφο LASCO. Στην στήλη 2 έχουμε τον χρόνο που προκύπτει από την γραμμική συσχέτιση των σημείων που αντιστοιχούν στην θέση της CME, ως ο λόγος της ακτινικής της απόσταση προς την ακτίνα του ηλίου, από τις παρατηρήσεις του LASCO σε συνάρτηση με τον χρόνο. Από αυτή την γραμμική συσχέτιση που προκύπτει, αν θέσουμε όπου x 0 δηλ. θεωρώντας την αρχή της CME πάνω στον ήλιο βρίσκουμε τον χρόνο t 0 που αντιστοιχεί στον θεωρητικό χρόνο που ξεκίνησε η CME από την επιφάνεια του ήλιου. Γνωρίζουμε ότι οι στεμματογράφοι του LASCO δεν παρατηρούν τον ήλιο ακριβώς στο χείλος του ηλιακού δίσκου αλλά ο C2 από απόσταση 2-6 ηλιακών ακτίνων και ο C3 από απόσταση ηλιακές ακτίνες αντίστοιχα. Αυτό δημιουργεί ένα πρόβλημα ως προς τον ακριβή χρόνο έναρξης της CME αφού δεν υπάρχει η δυνατότητα για απευθείας παρατήρηση το οποίο, εν μέρει, λύνεται με την διαδικασία που αναφέραμε νωρίτερα. Η μέθοδος αυτή μερικές φορές μπορεί να οδηγήσει σε χρόνο t 0 ο οποίος είναι μεγαλύτερος από τον 88

90 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας χρόνο της στήλης 1, ο οποίος στην περίπτωση αυτή δεν λαμβάνεται υπόψη. Αυτό παρατηρείται εξαιτίας δύο παραγόντων, ο πρώτος έχει να κάνει με τα φαινόμενα προβολής όταν η CME προέρχεται από μέσα ηλιογραφικά πλάτη δηλ. μακριά από το χείλος του ηλιακού δίσκου και ο δεύτερος έχει να κάνει με το μικρό πλήθος των σημείων που χρησιμοποιούνται στην γραμμική συσχέτιση στην περίπτωση που η CME είναι αρκετά αμυδρή. Ο χρόνος της στήλης 1 χρησιμοποιείται για τον προσδιορισμό της πιο πιθανής σχετιζόμενης ηλιακής έκλαμψης. Συγκεκριμένα, αν ο χρόνος της στήλης 2 είναι μικρότερος από αυτόν της στήλης 1 τότε αναζητούμε την πιο πιθανή ηλιακή έκλαμψη σε ένα χρονικό παράθυρο ±1 ώρας με βάση τον χρόνο της στήλης 2. Στην περίπτωση που αναφέραμε όπου ο χρόνος της στήλης 2 είναι μεγαλύτερος από τον χρόνο της στήλης 1, τότε χρησιμοποιούμε ένα χρονικό παράθυρο ±1 ώρας με βάση τον χρόνο της στήλης 1 για τον προσδιορισμό της ηλιακής έκλαμψης. Στην στήλη 3 έχουμε το εύρος της CME και στην στήλη 4 την γραμμική ταχύτητα της CME όπως υπολογίζεται από τις παρατηρήσεις του LASCO. Στις στήλες 5-8 παρέχουμε πληροφορίες σχετικά με την ηλιακή έκλαμψη που σχετίζεται με την CME που παρατηρήθηκε στην στήλη 1. Στην στήλη 5 έχουμε την κατηγορία της ηλιακής έκλαμψης, στην στήλη 6 τον χρόνο της μέγιστης εκπομπής, στην στήλη 7 την ενεργό περιοχή (αρίθμηση σύμφωνα με το NOAA) και τέλος στην στήλη 8 έχουμε τις ηλιογραφικές συντεταγμένες της ηλιακής έκλαμψης, όπου ήταν αυτό δυνατό. Αν η CME δεν σχετίζεται με ηλιακή έκλαμψη τότε στην στήλη 5 βρίσκεται η ένδειξη «no flare» και οι στήλες 6-8 συμπληρώνονται με μία παύλα (-). Στις στήλες 9-17 έχουμε τις αρχικές φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο στην τροχιά του ACE πριν την άφιξη της ICME, όπως οι μέσες τιμές που αφορούν τα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου και των μαγνητικών πεδίων. Οι στήλες 9 και 10 αναφέρονται στο χρονικό παράθυρο που χρησιμοποιήθηκε για την μελέτη των αρχικών συνθηκών πριν την άφιξη του κρουστικού κύματος ή της ICME στην περίπτωση που δεν προηγήθηκε κρουστικό κύμα. Οι στήλες περιέχουν τις μέσες τιμές: της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, του μαγνητικού πεδίου, της κατακόρυφης συνιστώσας B z του μαγνητικού πεδίου, της θερμοκρασίας των πρωτονίων, της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων, του λόγου των πυρήνων ηλίου (He) προς τον αριθμό των πρωτονίων και της παραμέτρου β του πλάσματος, αντίστοιχα. Οι στήλες παρέχουν πληροφορίες σχετικές με τις φυσικές συνθήκες εντός της θήκης, της περιοχής δηλαδή, μεταξύ του κρουστικού κύματος και της ICME. Τα σύμβολα 1 και 0 στην στήλη 18 χρησιμοποιούνται για να δείξουν αν η ICME είχε ή όχι κρουστικό κύμα αντίστοιχα. Στην στήλη 19 φαίνεται ο χρόνος άφιξης (σε UT) του κρουστικού κύματος το οποίο δημιουργήθηκε από την ICME. Στην περίπτωση όπου το κρουστικό κύμα εντοπίζεται και στην αντίστοιχη λίστα του ACE τότε μέσα σε μία παρένθεση δείχνουμε τον χρόνο που αναφέρεται σε αυτή την λίστα 89

91 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας ( Στην περίπτωση όπου δεν παρατηρήθηκε κρουστικό κύμα, όπως συμβαίνει στην περίπτωση όπου η ταχύτητα και το μαγνητικό πεδίο της ICME είναι ίδια με τις αντίστοιχες τιμές του περιβάλλοντος ηλιακού ανέμου, τότε ως χρόνος της διαταραχής θεωρείται ο χρόνος έναρξης της ICME ο οποίος είναι ίδιος με τον χρόνο της στήλης 33. Η στήλη 20 περιέχει την χρονική διάρκεια σε ώρες, της ICME από την στιγμή που εντοπίστηκε από τον στεμματογράφο του SOHO μέχρι την άφιξή της στην τροχιά του ACE. Η στήλη 21 περιέχει την μέση ταχύτητα της διαταραχής, η οποία υπολογίζεται από το αντίστοιχο μοντέλο που αναπτύξαμε. Η στήλη 22 περιέχει την επιτάχυνση, της οποίας ο υπολογισμός αναλύεται σε επόμενη παράγραφο. Οι στήλες περιέχουν: την μέση τιμή της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, την μέγιστη τιμή του ηλιακού ανέμου, την μέση τιμή της έντασης του μαγνητικού πεδίου, την μέγιστη τιμή του μαγνητικού πεδίου, την μέση τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας (B z ) του μαγνητικού πεδίου, την ελάχιστη τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας (B z ), τις μέσες τιμές της θερμοκρασίας των πρωτονίων, της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων, του λόγου των πυρήνων ηλίου (He) προς τον αριθμό των πρωτονίων και της παραμέτρου β του πλάσματος, αντίστοιχα. Οι στήλες παρέχουν πληροφορίες σχετικές με την ICME. Στις στήλες 33 και 34 παρέχονται οι χρόνοι έναρξης και λήξης της ICME, αντίστοιχα. Η στήλη 35 αφορά την πληροφορία σχετικά με το αν η ICME περιέχει μαγνητικό νέφος (MC) ή όχι. Συγκεκριμένα η κατηγοριοποίηση γίνεται με την χρήση των συμβόλων 0, 1 και 2 τα οποία αντιστοιχούν στις εξής περιπτώσεις: το σύμβολο 2 χρησιμοποιείται για όλες τις περιπτώσεις όπου παρατηρείται μαγνητικό νέφος (Burlaga et al., 1981), το σύμβολο 1 χρησιμοποιείται για όλες τις περιπτώσεις όπου παρατηρείται η ένδειξη για την περιστροφή του μαγνητικού πεδίου αλλά η συνολική εικόνα των χαρακτηριστικών του μαγνητικού πεδίου δεν ταιριάζει με τον χαρακτηρισμό του μαγνητικού νέφους (Richardson and Cane, 2010) και τέλος, το σύμβολο 0 αντιστοιχεί στην περίπτωση όπου η ICME δεν έχει χαρακτηριστικά μαγνητισμένου νέφους. Στις στήλες παρουσιάζονται, η μέση ταχύτητα της ICME, η μέγιστη ταχύτητά της και η διαφορά των ταχυτήτων της ICME από την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου πριν την άφιξη της ICME (στήλη 11), αντίστοιχα. Στις στήλες παρουσιάζονται, η μέση και η μέγιστη τιμή του μαγνητικού πεδίου, η μέση και η ελάχιστη τιμή της συνιστώσας B z του μαγνητικού πεδίου, και οι μέσες τιμές της θερμοκρασίας των πρωτονίων, της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων, του λόγου των πυρήνων ηλίου (He) προς τον αριθμό των πρωτονίων και της παραμέτρου β του πλάσματος, αντίστοιχα. Στις στήλες παρουσιάζονται πληροφορίες σχετικά με τις γεωμαγνητικές επιδράσεις από την άφιξη της ICME στην Γη. Συγκεκριμένα, η στήλη 47 περιέχει την ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst και η στήλη 48 την ακριβή ημερομηνία και ώρα που σημειώθηκε αυτή η τιμή. Ομοίως, στις στήλες 49-50, παρουσιάζονται η μέγιστη τιμή 90

92 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας του γεωμαγνητικού δείκτη Ap και η ημερομηνία μαζί με το αντίστοιχο τρίωρο που σημειώθηκε η τιμή αυτή. Τέλος, στην στήλη 51 παρέχεται ένα σύντομο σχόλιο σχετικά με την οπτική εξέταση των δεδομένων του ACE για το αντίστοιχο γεγονός. 4.4 Στατιστικά αποτελέσματα από την βάση δεδομένων των ICMEs Από την επεξεργασία όλων των πληροφοριών που παρουσιάζονται στην νέα αυτή βάση δεδομένων των ICMEs για κάθε ένα γεγονός, προέκυψαν πολύ σημαντικά αποτελέσματα τα οποία και παρουσιάζουμε Παράμετροι ηλιακού ανέμου και μαγνητικά πεδία Για κάθε ένα γεγονός υπολογίσαμε τις μέσες τιμές της έντασης του μαγνητικού πεδίου, της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου (B z ), της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, της θερμοκρασίας και της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων αντίστοιχα, καθώς και τον λόγο των πυρήνων ηλίου (He) προς τον αριθμό των πρωτονίων και της παραμέτρου β του πλάσματος πριν την άφιξη της ICME (initial/background conditions), κατά την διάρκεια της θήκης (sheath) και τέλος κατά την διάρκεια της ICME (ICME main part). Η στατιστική ανάλυση έδειξε ότι η μέση τιμή του μαγνητικού πεδίου πριν την άφιξη της ICME ήταν B init = 6.73 ± 0.19 nt και η αντίστοιχη τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας είναι B z_init = ± 0.21 nt. Η μέση τιμή της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου είναι V init = ± 5.7 km/s. Οι μέσες τιμές της αριθμητικής πυκνότητας και της θερμοκρασίας των πρωτονίων, της παραμέτρου β του πλάσματος και του λόγου των πυρήνων ηλίου (He) προς τον αριθμό των πρωτονίων είναι αντίστοιχα, N p_init = 6.84 ± 0.29 cm -3, T p_init = (7.85±0.69) 10 4 K, β init = 1.68±0.10, and R α_init = ± Παρατηρούμε ότι οι τιμές αυτές είναι χαρακτηριστικές τιμές που συναντούμε στον ήρεμο ηλιακό άνεμο. Εντός της θήκης, όπου οι συνθήκες είναι αρκετά διαταραγμένες, οι αντίστοιχες τιμές για την ένταση του μαγνητικού πεδίου και της κατακόρυφης συνιστώσας είναι B dist = ± 0.39 nt and B z_dist = 0.06 ± 0.28 nt. Η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου είναι V dist = ± 8.5 km/s και οι αντίστοιχες τιμές των υπολοίπων παραμέτρων είναι N p_dist = ± 0.60 cm -3, T p_dist = (1.78 ± 0.98) 10 5 K, β dist = 1.85 ± 0.13, and R α_dist = ± Παρατηρούμε ότι οι τιμές αυτές είναι σε πολύ υψηλότερα επίπεδα σε σχέση με τις τυπικές τιμές του ηλιακού ανέμου ως αποτέλεσμα των συνθηκών που επικρατούν εντός της θήκης. Στην περιοχή αυτή, μεταξύ του κρουστικού κύματος και της ICME, το μαγνητικό πεδίο συμπιέζεται και αυτό οδηγεί σε υψηλότερες τιμές προφανώς της έντασης του μαγνητικού πεδίου, αλλά και των 91

93 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας υπολοίπων παραμέτρων όπως της ταχύτητας, της πυκνότητας και της θερμοκρασίας. Κατά την διάρκεια των ICMEs, οι τιμές των μαγνητικών πεδίων είναι B ICME = ± 0.29 nt και B z_icme = ± 0.28 nt, ενώ οι τιμές του πλάσματος του ηλιακού ανέμου είναι V ICME = ± 6.9 km/s, N p_icme = 6.99 ± 0.27 cm -3, T p_icme = (7.41 ± 0.39) 10 4 K, β ICME = 0.84 ± 0.05, και R α_icme = ± αντίστοιχα. Η μέση ταχύτητα κατά την διάρκεια της θήκης (V dist ) καθώς επίσης και η ταχύτητα κατά την διάρκεια της ICME (V ICME ), σε σύγκριση με την ταχύτητα του περιβάλλοντος ηλιακού ανέμου (V init ) είναι πολύ μεγαλύτερες, με αποτέλεσμα να έχουμε διάδοση γενικά των CMEs στον διαπλανητικό χώρο. Είναι αξιοσημείωτο το γεγονός ότι εντός των ICMEs η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου B z, η πυκνότητα και η θερμοκρασία των πρωτονίων είναι σε πολύ χαμηλές τιμές οι οποίες βρίσκονται σε επίπεδα παρόμοια με τις τιμές που επικρατούν στον ήρεμο διαπλανητικό χώρο. Συγκεκριμένα, η παράμετρος του πλάσματος β είναι πολύ πιο χαμηλά σε σχέση με την αντίστοιχη τιμή που επικρατεί εντός της θήκης, οπότε καθώς β < 1 P gas /P mag < 1 οπότε P gas < P mag η μαγνητική πίεση είναι ο κύριος παράγοντας εντός των ICMEs. Επιπλέον, ο λόγος του αριθμού των σωματίων α προς τον αριθμό των πρωτονίων εντός των ICMEs (R α_icme ) είναι υψηλότερος σε σύγκριση με τις αντίστοιχες τιμές εντός της θήκης ή του ηλιακού ανέμου. Το γεγονός αυτό αποτελεί ακόμη μία επαλήθευση της παρατήρησης ότι αρκετές ICMEs σχετίζονται με υψηλές τιμές του λόγου R α (Borrini et al., 1982). Ο λόγος αυτός αποτελεί μία από τις παραμέτρους που εξετάζουμε κάθε φορά σε συνδυασμό με άλλες που αναφέραμε νωρίτερα για τον χαρακτηρισμό ενός γεγονότος ως ICME. Η τιμή της έντασης του μαγνητικού πεδίου είναι υψηλότερη σε σχέση με την αντίστοιχη τιμή του ηλιακού ανέμου πριν την άφιξη της ICME (B ICME > B init ) αλλά πολύ κοντά στην αντίστοιχη τιμή που παρατηρούμε εντός της θήκης. Η τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου εντός της ICME είναι μικρότερη ακόμη και σε σύγκριση με την αντίστοιχη τιμή εντός της θήκης (B z_icme < B z_dist ), ενώ οι αντίστοιχες τιμές για την ταχύτητα του ηλιακού ανέμου και της έντασης του μαγνητικού πεδίου είναι μικρότερες (V ICME < V dist και B ICME < B dist ). Το γεγονός αυτό είναι ιδιαίτερα σημαντικό υποδεικνύοντας ότι η πλειοψηφία των γεωμαγνητικών καταιγίδων προκαλούνται από την ίδια την ICME και όχι από τις διαταραγμένες συνθήκες που επικρατούν εντός της θήκης. Όλα τα αποτελέσματα που αναφέραμε παρουσιάζονται στον πίνακα

94 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Πίνακας 4.1: Μέσες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου α) πριν την άφιξη του κρουστικού κύματος το οποίο προπορεύεται της ICME, β) εντός της θήκης (sheath) και γ) κατά την διάρκεια της ICME. Παράμετρος Αρχικές συνθήκες Sheath ICME Ένταση μαγνητικού πεδίου B [nt] 6.73 ± ± ± 0.29 Κατακόρυφη συνιστώσα B z [nt] ± ± ± 0.28 Ταχύτητα V [km s -1 ] ± ± ± 6.9 Πυκνότητα πρωτονίων N p [cm -3 ] 6.84 ± ± ± 0.27 Θερμοκρασία πρωτονίων T p [K] (7.85 ± 0.69) 10 4 (1.78 ± 0.98) 10 5 (7.41 ± 0.39) 10 4 Παράμετρος β 1.68 ± ± ± 0.05 Λόγος He/proton R α ± ± ± Η μέση τιμή του εύρους των CMEs οι οποίες στην συνέχεια μετατράπηκαν σε ICMEs είναι ±6.6. Η πλειοψηφία των γεγονότων σε ποσοστό ίσο με 55.6% ήταν halo CMEs. Στην περίπτωση όπου εξαιρέσουμε τις halo CMEs των οποίων το εύρος είναι ίσο με 360, τότε η μέση τιμή του εύρους διαμορφώνεται σε ±6.0. Το γεγονός αυτό δηλώνει ότι ακόμη και αν εξαιρεθούν οι halo CMEs η μέση τιμή παραμένει σε πολύ υψηλές τιμές υποδεικνύοντας ότι οι CMEs πρέπει να έχουν μεγάλο εύρος για να μπορούν να έχουν επίδραση στην Γη. Η κατανομή των γεγονότων ως συνάρτηση του εύρους φαίνεται στην εικόνα 4.4. Εικόνα 4.4: Ιστόγραμμα κατανομής των CMEs με βάση το εύρος τους Ταχύτητα των ICMEs και γραμμική ταχύτητα από το LASCO Για κάθε ένα γεγονός υπολογίσαμε την μέση ταχύτητα, γνωρίζοντας την απόσταση του διαστημοπλοίου ACE, τον αρχικό και τον τελικό χρόνο (βλ. ενότητα 93

95 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 4.2.2) και διαπιστώσαμε ότι κυμαίνεται από km/s μέχρι km/s με μέση τιμή ± 18.1 km/s. Η τιμή αυτή είναι περίπου 71% μεγαλύτερη από την μέση τιμή του ηλιακού ανέμου που υπολογίσαμε πριν την άφιξη της ICME (V init ). Η κατανομή των γεγονότων ως συνάρτηση της ταχύτητας διέλευσης (transit speed - V tr ) φαίνεται στην εικόνα 4.5. Εικόνα 4.5: Ιστόγραμμα κατανομής των CMEs με βάση την μέση ταχύτητα (V tr ). Η ταχύτητα των CMEs η οποία υπολογίζεται με βάση τις μετρήσεις από τον στεμματογράφο LASCO του SOHO κυμαίνεται μεταξύ 91 km/s και 3387 km/s με μέση ταχύτητα ± 38.8 km/s. Η κατανομή των γεγονότων ως συνάρτηση της γραμμικής ταχύτητας από το LASCO (V CME ) φαίνεται στην εικόνα 4.6. Εικόνα 4.6: Ιστόγραμμα κατανομής των CMEs με βάση την γραμμική τους ταχύτητα (V CME ). Η μέση ταχύτητα (V tr ) προσδιορίζεται μέσω της γραμμικής ταχύτητας από τον στεμματογράφο LASCO/SOHO (V CME ) από την γραμμική συσχέτιση V tr = a + b V CME (in km/s) όπου a = ± 26.0 km/s και b = ± Η ταχύτητα που υπολογίζεται με βάση τα δεδομένα του στεμματογράφου είναι προβολή της πραγματικής ταχύτητας στο επίπεδο του οπτικού πεδίου του στεμματογράφου με 94

96 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας αποτέλεσμα να μην είναι η πραγματική ταχύτητα με την οποία η CME εκτοξεύεται προς την Γη, είναι όμως δυνατό να υπάρχει συσχέτιση (Cane, Richardson, and St. Cyr, 2000). Ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ της V tr και της V CME είναι r = Για δεδομένη ταχύτητα της CME μπορούμε να υπολογίσουμε την μέγιστη V tr μέσω της σχέσης V tr = 431 ± 0.73 V CME η οποία διαφέρει πολύ λίγο σε σχέση με την αντίστοιχη σχέση που είχαν δημοσιεύσει οι Richardson and Cane (2010) η οποία ήταν V tr = 400 ± 0.80 V CME. Η σχέση αυτή προτάθηκε με σκοπό την έγκαιρη πρόβλεψη του χρόνου άφιξης άρα και της επίδρασης μιας CME η οποία θα είχε συνιστώσα προς την Γη (Earth directed CME) με αποτέλεσμα να είναι σε θέση να δημιουργήσει γεωμαγνητικές διαταραχές. Στην εικόνα 4.7 βλέπουμε την μέση ταχύτητα (V tr ) της διαταραχής ως συνάρτηση της ταχύτητας της CME (V CME ) καθώς επίσης και την χρονική διάρκεια από την στιγμή της παρατήρησης μέχρι την άφιξη στο ACE της κάθε διαταραχής. Εικόνα 4.7: Η μέση ταχύτητα (V tr ) ως συνάρτηση της γραμμικής ταχύτητας (V CME ) που υπολογίζεται από το LASCO (πάνω διάγραμμα) και ο χρόνος για κάθε γεγονός από τον ήλιο μέχρι το ACE ως συνάρτηση της γραμμικής ταχύτητας (V CME ) (κάτω διάγραμμα). 95

97 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Ο χρόνος που χρειάζεται μια CME για να φθάσει από τον Ήλιο στην τροχιά του ACE κυμαίνεται από περίπου 18.5 ώρες ( 0.8 ημέρες) μέχρι ώρες ( 5.7 ημέρες) με μία μέση τιμή στις 62.9 ώρες ( 2.6 ημέρες) Ελάχιστο του δείκτη Dst και συνιστώσα Bz του μαγνητικού πεδίου Όπως είναι γνωστό, ο δείκτης Dst αποτελεί ένα μέτρο για την ένταση του δακτυλιοειδούς ρεύματος (ring current) που δημιουργείται όταν σωματίδια εγκλωβίζονται στην μαγνητόσφαιρα της Γης και χρησιμοποιείται ευρέως ως δείκτης της έντασης των γεωμαγνητικών καταιγίδων. Ο δείκτης αυτός μπορεί να πάρει θετικές ( +50 nt) και αρνητικές τιμές ( -400 nt). Οι θετικές τιμές παρατηρούνται κυρίως από την συμπίεση της μαγνητόσφαιρας από τις αυξήσεις της πίεσης που προκαλεί ο ηλιακός άνεμος. Οι αρνητικές τιμές του δείκτη οφείλονται σε διαταραχές όπως οι CMEs ή τις ταχέως κινούμενες ροές ηλιακού ανέμου που προέρχονται από στεμματικές οπές, τα οποία αυξάνουν την πυκνότητα των ρευμάτων της μαγνητόσφαιρας σε σωματίδια, προκαλώντας εν τέλει τις γεωμαγνητικές καταιγίδες. Αρκετοί ερευνητές θεωρούν ως ισχυρή μια γεωμαγνητική καταιγίδα όταν ο δείκτης Dst λάβει τιμές μικρότερες από -100 nt (Zhang et al., 2007; Echer et al., 2008). Στην εργασία μας μελετήσαμε τα γεγονότα από την στιγμή που παρατηρήθηκαν στον Ήλιο μέχρι τελικά την άφιξή τους στην Γη, όπως αναφέραμε νωρίτερα. Έτσι, μελετήσαμε και τις γεωμαγνητικές επιδράσεις του κάθε γεγονότος λαμβάνοντας τις τιμές του δείκτη Dst. Ο δείκτης Dst για τα γεγονότα που μελετήσαμε κυμαίνεται από -422 nt μέχρι +8 nt με μία μέση τιμή -79.0±4.4 nt. Η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου B z κυμαίνεται από nt μέχρι nt με μέση τιμή nt. Παρατηρήσαμε ότι η ελάχιστη τιμή της συνιστώσας B z παρουσιάζει πολύ καλή γραμμική συσχέτιση με τις τιμές του δείκτη Dst με συντελεστή συσχέτισης r = Η καλύτερη συσχέτιση περιγράφεται με την γραμμική εξίσωση Dst = a + b B z, όπου a = 5.27 ± 4.69 nt και b = 5.53±0.25 (Εικόνα 4.8). Στο σημείο αυτό να σημειώσουμε ότι η συσχέτιση μεταξύ του δείκτη Dst και της μέγιστης τιμής της ταχύτητας, είτε εντός της θήκης είτε εντός της ICME, είχε συντελεστή συσχέτισης r = Το γεγονός αυτό υποδηλώνει ότι αφενός ο δείκτης Dst προσεγγίζεται καλύτερα από την συνιστώσα B z και αφετέρου το μαγνητικό πεδίο παίζει τον πρωτεύοντα ρόλο στην διαμόρφωση των γεωμαγνητικών καταιγίδων, κάτι το οποίο πρέπει να ληφθεί υπόψη σε οποιαδήποτε εφαρμογή σχετική με πρόγνωση των συνθηκών του Διαστημικού Καιρού. 96

98 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 4.8: Η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst που παρατηρείται κατά την διάρκεια ενός γεγονότος ως συνάρτηση της ελάχιστης τιμής της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B z που παρατηρείται είτε εντός της θήκης είτε εντός της ICME. Η κόκκινη γραμμή αντιστοιχεί στην γραμμική συσχέτιση με συντελεστή συσχέτισης r = Γεωμαγνητικός δείκτης Ap και συνιστώσα Bz του μαγνητικού πεδίου Τα επίπεδα στα οποία γίνεται η κατηγοριοποίηση των γεωμαγνητικών καταιγίδων προσδιορίζονται κυρίως με την βοήθεια δύο βασικών παραμέτρων, του γεωμαγνητικού δείκτη Ap και του δείκτη Kp. Οι τιμές του δείκτη Kp προκύπτουν ανά τρεις ώρες και είναι η μέση τιμή των παρατηρήσεων του δείκτη Κ από 13 γεωμαγνητικά παρατηρητήρια τα οποία βρίσκονται μεταξύ 38 και 60 βόρεια ή νότια του ισημερινού της Γης. Ο δείκτης Κ είναι ένας ημιλογαριθμικός αριθμός με αποτέλεσμα να μην είναι εφικτό μέσω των τιμών αυτών να έχουμε μία μέση τιμή η οποία να αφορά το σύνολο της κατάστασης του μαγνητικού πεδίου της Γης. Το πρόβλημα αυτό οδήγησε στην ανάπτυξη ενός νέου δείκτη του δείκτη Α (Α index). Κάθε τρίωρη τιμή του δείκτη Κ ενός παρατηρητηρίου μετατρέπεται σε μία ισοδύναμη τιμή ενός δείκτη «α» με αποτέλεσμα για μια ημέρα να προκύπτουν 8 τέτοιες τιμές, η μέση τιμή των οποίων είναι η τιμή του δείκτη Α. Το πρόβλημα με την μέθοδο αυτή έχει να κάνει με την εξάρτηση των τιμών του δείκτη Α από το εκάστοτε παρατηρητήριο που κάνει την μέτρηση, με αποτέλεσμα να παρατηρούνται αποκλίσεις για την ίδια χρονική περίοδο που γίνεται η μέτρηση, αφού οι γεωμαγνητικές διαταραχές μπορούν να έχουν τοπικό χαρακτήρα. Το πρόβλημα αυτό αντιμετωπίζεται με την ολοκλήρωση του δείκτη Α σε ολόκληρη την επιφάνεια του πλανήτη. Το τελικό αποτέλεσμα είναι ένας πλανητικός γεωμαγνητικός δείκτης (planetary A index - Ap) οι τιμές του οποίου κυμαίνονται 97

99 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας από 0 έως 400. Ο Ap είναι ένας πολύ σημαντικός δείκτης η πρόβλεψη του οποίου αποτελεί προϊόν από τα περισσότερα κέντρα πρόγνωσης των συνθηκών του Διαστημικού Καιρού (McPherron, 1999; Mavromichalaki et al., 2015). Σε κάθε ένα από τα 266 γεγονότα εντοπίσαμε την μέγιστη τρίωρη τιμή του δείκτη Ap και τον χρόνο που σημειώθηκε (στήλες 49 και 50 αντίστοιχα). Η μέση τιμή του δείκτη για τα 266 γεγονότα που μελετήσαμε ήταν 85.0±4.5 με τις τιμές να κυμαίνονται από 6 έως 400. Οι τιμές του δείκτη Ap συσχετίζονται πολύ καλά με τις αντίστοιχες τιμές της συνιστώσας B z του μαγνητικού πεδίου, μέσω της γραμμικής σχέσης Ap = a + b B z, με a = ± 4.63 και b = ± Οι τιμές του δείκτη Ap ως συνάρτηση της ελάχιστης τιμής της συνιστώσας B z φαίνεται στην εικόνα 4.9. Είναι γνωστό από εργασίες προηγούμενων ερευνητών (Gopalswamy, 2009; Tsurutani and Gonzalez, 1997) ότι η ένταση της τελικά προκληθείσης γεωμαγνητικής καταιγίδας εξαρτάται από την ένταση της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B z. Το αποτέλεσμα που παρουσιάζουμε στην ενότητα αυτή, ότι ο δείκτης Ap σχετίζεται καλύτερα από τον δείκτη Dst ή τις ταχύτητες, αποτελεί ένδειξη ότι ο δείκτης αυτός πρέπει να είναι ο κύριος παράγοντας πρόβλεψης από τα κέντρα πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού. Το γεγονός αυτό έχει ήδη ληφθεί υπόψη και εφαρμόζεται από το κέντρο πρόγνωσης Διαστημικού Καιρού της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας (βλ. ενότητα 3.4.1). Εικόνα 4.9: Οι τιμές του δείκτη Ap (μέγιστη τρίωρη τιμή που παρατηρήθηκε κατά την διάρκεια του γεγονότος) ως συνάρτηση της ελάχιστης τιμής της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B z που παρατηρείται είτε εντός της θήκης είτε εντός της ICME. Η κόκκινη γραμμή αντιστοιχεί στην γραμμική συσχέτιση με συντελεστή συσχέτισης r =

100 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Ενεργός επιτάχυνση Στην εργασία των Gopalswamy et al. (2000) προτάθηκε ένα εμπειρικό μοντέλο για τον προσδιορισμό του χρόνου άφιξης της μάζας που έχει εκτοξευθεί από τον Ήλιο έπειτα από εξέταση 28 γεγονότων. Χρησιμοποίησαν την ταχύτητα των CMEs έτσι όπως προσδιορίζεται από δεδομένα στο λευκό φως ως αρχική ταχύτητα (u) και την ταχύτητα που μετρήθηκε σε απόσταση 1 AU από δορυφόρους ως τελική ταχύτητα (υ). Η ενεργός επιτάχυνση α υπολογίζεται με βάση την εξίσωση α = (υu)/τ, όπου τ ο χρόνος διέλευσης από τον ήλιο μέχρι την 1 AU. Η επιτάχυνση σε σχέση με την αρχική ταχύτητα προσεγγίστηκε πολύ καλά μέσω της γραμμικής εξίσωσης α = u, όπου α σε m/s 2 και u σε km/s, με πολύ υψηλό συντελεστή συσχέτισης r = Στην εργασία που παρουσιάζουμε εδώ, χρησιμοποιήσαμε ως αρχική ταχύτητα την γραμμική ταχύτητα των CMEs που υπολογίζεται από το LASCO (στήλη 4), ως τελική ταχύτητα την ταχύτητα που υπολογίζουμε από τα δεδομένα του ACE (στήλη 36) και ως χρόνο διέλευσης τον χρόνο μεταξύ της παρατήρησης της CME από τον στεμματογράφο LASCO έως την άφιξή της στο ACE (στήλη 20) με σκοπό τον υπολογισμό της ενεργού επιτάχυνσης για κάθε ένα από τα 266 γεγονότα της βάσης δεδομένων μας. Από το διάγραμμα που βλέπουμε στην εικόνα 4.10 είναι προφανές ότι η καλύτερη συσχέτιση δεν είναι γραμμική αλλά πολυωνυμική. Εικόνα 4.10: Διάγραμμα σημείων της ενεργού επιτάχυνσης ως συνάρτηση της προβολής της γραμμικής ταχύτητας της CME (V CME ). Η κόκκινη γραμμή αντιστοιχεί σε μία πολυωνυμική συσχέτιση 2 ου βαθμού με συντελεστή συσχέτισης r = 0.98 στην περίπτωση όπου αποκλειστούν τα πέντε σημεία που βλέπουμε να είναι εκτός του 99% των επιπέδων πρόβλεψης (διακεκομμένες γραμμές). Με κόκκινο χρώμα σημειώνονται επίσης τα σημεία εκείνα που αντιστοιχούν σε αργές CMEs οι οποίες φαίνεται ότι επιταχύνονται (α>0) καθώς και οι γρήγορες CMEs με μαύρο χρώμα οι οποίες φαίνεται ότι επιβραδύνονται (α<0). 99

101 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Η γραμμική συσχέτιση μέσω της γραμμικής εξίσωσης α = u όπου α σε m/s 2 και u σε km/s είχε πολύ υψηλό συντελεστή συσχέτισης r = Από την γραμμική αυτή σχέση βλέπουμε ότι αν α = 0 τότε προκύπτει μία τιμή για την ταχύτητα ίση με 486 km/s. Η ταχύτητα αυτή η οποία χαρακτηρίζεται ως κρίσιμη ταχύτητα, (u c ) είναι λίγο μεγαλύτερη από την μέση ταχύτητα του ηλιακού ανέμου που υπολογίσαμε νωρίτερα V init = 422 km/s. Το γεγονός αυτό δηλώνει ότι CMEs με ταχύτητα V CME < u c έχουν την τάση να επιταχύνονται ενώ CMEs με V CME > u c έχουν την τάση να επιβραδύνονται. Η καλύτερη προσέγγιση ήταν μία πολυωνυμική συσχέτιση 2 ου βαθμού μέσω της σχέσης α = 1.62 [m/s 2 ] [10-3 s -1 ] u [10-6 m -1 ] u 2, με α σε m/s 2 και u σε km/s, εντός των αγκυλών παραθέτουμε τις τιμές και τις μονάδες μέτρησης των αντίστοιχων σταθερών. Ο συντελεστής συσχέτισης από την τελευταία συσχέτιση είναι ελάχιστα βελτιωμένος (r = 0.95) σε σχέση με την αντίστοιχη τιμή που βρήκαμε από την γραμμική συσχέτιση (r = 0.94), προσδιορίζονται όμως πολύ καλύτερα οι τιμές της επιτάχυνσης σε όλο το εύρος των παρατηρούμενων ταχυτήτων σε αντίθεση με την γραμμική συσχέτιση, οπότε η βελτίωση σχετίζεται όχι τόσο με την τιμή του συντελεστή r όσο με την ουσιαστική βελτίωση που αφορά την όσο το δυνατόν καλύτερη προσέγγιση της επιτάχυνσης. Το αποτέλεσμα αυτό προκύπτει από την εφαρμογή των άνω και κάτω ορίων πρόβλεψης με ποσοστό 99%. Σε αυτή την περίπτωση μόνο πέντε σημεία βρίσκονται εκτός των ορίων αυτών, τα οποία είτε έχουν πολύ μικρές επιταχύνσεις (-17.3 m/s 2, m/s 2, m/s 2 ) είτε πολύ μεγάλες ταχύτητες (2465 km/s, 2519 km/s). Αν εξαιρέσουμε τα πέντε αυτά σημεία, τότε ο συντελεστής συσχέτισης ανέρχεται στην πολύ υψηλή τιμή με r = 0.98 (Paouris and Mavromichalaki, 2017) και η επιτάχυνση προσδιορίζεται με βάση την σχέση α = 1.45 [m/s 2 ] [10-3 s -1 ] u [10-6 m -1 ] u 2. Από την εικόνα 4.10 βλέπουμε ότι γενικά οι ταχείς CMEs επιβραδύνονται (α<0) ενώ οι πιο αργές επιταχύνονται (α>0) γεγονός το οποίο έχει παρατηρηθεί και παλαιότερα (Gopalswamy et al., 2000) Μέγιστη τιμή του Ap και ελάχιστη τιμή του Dst Όπως αναφέραμε στην ενότητα 4.3, στις στήλες της βάσης δεδομένων των ICMEs παρουσιάζονται οι πληροφορίες αναφορικά με τις γεωμαγνητικές συνθήκες που προκαλούνται από την άφιξη των ICMEs στην Γη. Επιπρόσθετα μία περεταίρω ανάλυση η οποία λαμβάνει υπόψη τον χρόνο που σημειώνεται για κάθε γεγονός η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst (στήλη 48) και η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap (στήλη 50) αντίστοιχα, πραγματοποιήθηκε αναδεικνύοντας χρήσιμα συμπεράσματα. Η διαφορά μεταξύ των χρόνων (της στήλης 48) t Dst και (της στήλης 50) t Ap υπολογίστηκε για κάθε ένα γεγονός από τα συνολικά 266, μέσω της σχέσης ΔΤ = t Dst t Ap. Προφανώς, ΔΤ<0 αναφέρεται στις περιπτώσεις όπου η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst προκύπτει πριν την μέγιστη τιμή του δείκτη Ap και το αντίθετο στις 100

102 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας περιπτώσεις όπου ΔΤ>0. Από την ανάλυσή μας προέκυψε ότι σε 185 περιπτώσεις η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap εντοπίζεται πριν την ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst. Το αποτέλεσμα αυτό βρίσκεται σε συμφωνία με μία ανάλογη μελέτη που είχε παρουσιαστεί από τους Loewe and Prolss (1997), οι οποίοι μελέτησαν περισσότερες από 1000 γεωμαγνητικές καταιγίδες (οι καταιγίδες ορίστηκαν με βάση την τιμή του Dst η οποία έπρεπε σε κάθε περίπτωση να είναι Dst < -30 nt) στην περίοδο και έδειξαν ότι οι μέγιστες τιμές των δεικτών Ap και ΑΕ προηγούνται των ελαχίστων τιμών του Dst κατά 1 με 2 ώρες. Στην δική μας περίπτωση η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst εντοπίζεται πριν τον Ap σε μόλις 54 περιπτώσεις, ενώ σε περίπου 27 περιπτώσεις οι δύο δείκτες εντοπίζονται σχεδόν ταυτόχρονα. Στην εικόνα 4.11 βλέπουμε το ιστόγραμμα των χρονικών διαφορών ΔΤ για το σύνολο των γεγονότων που μελετήσαμε. Σημειώνουμε ότι, για 80 γεγονότα τα οποία σχετίζονται με ήρεμες γεωμαγνητικές συνθήκες με 6 < Ap < 32, σε 26 περιπτώσεις (33%) παρατηρούμε ΔΤ<0, ενώ για 33 περιπτώσεις όπου προκλήθηκαν πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με 179 < Ap < 400 μόνο 7 (21%) είχαν ΔΤ<0 με την μέγιστη τιμή του δείκτη Ap να παρατηρείται περίπου 4 ώρες πριν την ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst. Η μέση τιμή του δείκτη Ap για αυτά τα 33 γεγονότα ήταν 249 και για τον Dst -209 αντίστοιχα. Τα αποτελέσματα αυτά θα είναι πολύ χρήσιμα ως εργαλεία στις προβλέψεις του Διαστημικού Καιρού και ειδικότερα σε μοντέλα τα οποία θα έχουν την δυνατότητα να εξάγουν εκτιμήσεις των γεωμαγνητικών συνθηκών σε πραγματικό χρόνο. Στις περιπτώσεις όπου η ελάχιστη τιμή του Dst παρατηρείται πριν την μέγιστη τιμή του Ap δεν παρατηρήθηκαν σημαντικές γεωμαγνητικές διαταραχές. Για αυτά τα γεγονότα οι μέσες τιμές του Dst και του Ap είναι αντίστοιχα -28 nt και 21 αντίστοιχα. Σημειώνουμε επίσης, ότι σχεδόν τα μισά από αυτά τα γεγονότα παρατηρήθηκαν στην καθοδική φάση του 23 ου ηλιακού κύκλου ή κατά την διάρκεια του παρατεταμένου ελαχίστου μεταξύ των ηλιακών κύκλων 23 και 24. Από την ανάλυση αυτή προέκυψε επίσης ότι η πλειοψηφία των γεωμαγνητικών καταιγίδων προκλήθηκε από την ίδια την ICME και όχι από την θήκη (sheath) όπως θα περίμενε κανείς αφού εντός της θήκης επικρατούν έντονες συνθήκες που χαρακτηρίζονται από υψηλές τιμές μαγνητικών πεδίων, ταχυτήτων, πυκνοτήτων και θερμοκρασιών. Το γεγονός αυτό το είχαμε υποθέσει και νωρίτερα (ενότητα 4.4.1) όταν είδαμε ότι η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου B z ήταν μικρότερη από την αντίστοιχη τιμή εντός των ICMEs. Το αποτέλεσμα αυτό ενισχύθηκε τώρα από την εξέταση της χρονικής στιγμής όπου παρατηρείται η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst (στήλη 48) και η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap (στήλη 50) σε σχέση με τις χρονικές στιγμές που καταγράφεται η άφιξη του κρουστικού κύματος (στήλη 19) και η έναρξη της ICME (στήλη 33). Συγκεκριμένα, σε 176 γεγονότα η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst εντοπίζεται χρονικά εντός της ICME και μόνο σε 90 γεγονότα εντός της θήκης. 101

103 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 4.11: Ιστόγραμμα της χρονικής διαφοράς μεταξύ των χρόνων καταγραφής της μέγιστης τιμής του γεωμαγνητικού δείκτη Ap από την αντίστοιχη ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst. Όπως φαίνεται από αυτό το ιστόγραμμα στην πλειοψηφία των γεγονότων η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap προκύπτει πριν από την ελάχιστη τιμή του Dst. Για τον δείκτη Ap η κατανομή είναι πιο ισορροπημένη με 139 γεγονότα στα οποία η μέγιστη τιμή του Ap εντοπίζεται εντός της χρονικής διάρκειας της ICME και 127 γεγονότα εντός της θήκης ICMEs και ηλιακές εκλάμψεις Είναι ευρέως γνωστό ότι οι μεγαλύτερες ηλιακές εκλάμψεις κατηγορίας Χ (Xclass) σχετίζονται με CMEs. Ο Harrison (1995) διαπίστωσε ότι η κατανομή των εκλάμψεων που σχετίζονται με CMEs αυξάνεται από 7% σε 100% καθώς μεταβαίνουμε από εκλάμψεις τύπου-β σε εκλάμψεις τύπου-χ. Οι Wang και Zhang (2007) μελέτησαν 104 εκλάμψεις τύπου-χ και κατέληξαν πως το 90% σχετίζονταν με CMEs και στην εργασία των Yashiro et al. (2005) επίσης βρέθηκε ότι η κατανομή των ηλιακών εκλάμψεων αυξάνεται από 20% για ηλιακές εκλάμψεις τύπου C3.0-C9.0 στο 100% για τις μεγαλύτερες ηλιακές εκλάμψεις τύπου Χ3.0 και άνω. Ο Andrews (2003) επίσης έδειξε ότι η πλειοψηφία των εκλάμψεων τύπου-μ και το σύνολο των εκλάμψεων τύπου-χ σχετίζονται με CMEs. Σε σύνολο 266 CMEs από την βάση δεδομένων των ICMEs, 209 γεγονότα (78.6%) σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις, ενώ 57 γεγονότα (21.4%) δεν σχετίζονται. Αναλυτικότερα για τις CMEs που σχετίζονται με εκλάμψεις έχουμε την εξής κατανομή, 2 CMEs (1%) σχετίζονται με εκλάμψεις τύπου-α, 13 CMEs σχετίζονται με 102

104 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας εκλάμψεις τύπου-β, 79 (37.8%) με τύπου-c, 68 (37.8%) με τύπου-m και 47 (22.5%) με τύπου-x. Οι μεγαλύτερες ηλιακές εκλάμψεις σχετίζονται με ταχείς και συνήθως πιο ευρείς CMEs (Yashiro et al., 2005; Georgoulis, 2008). Οι ισχυρές γραμμές αντίστροφης πολικότητας των ενεργών περιοχών είναι ισχυρά συνδεδεμένες με τις πιο ισχυρές εκλάμψεις και στατιστικά σχετίζονται με ταχείς CMEs (Georgoulis, 2008). Στην εργασία μας παρουσιάζουμε μία περαιτέρω ανάλυση λαμβάνοντας υπόψη την γραμμική ταχύτητα της CME, την μέση ταχύτητα της ICME και την ηλιακή έκλαμψη με την οποία σχετίζεται η CME. Η μέση τιμή της ταχύτητας των γεγονότων που δεν σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις είναι km/s ενώ η αντίστοιχη τιμή για τα γεγονότα που σχετίζονται με ισχυρές εκλάμψεις τύπου-χ είναι km/s. Καθώς η γραμμική ταχύτητα είναι προβολή της πραγματικής ταχύτητας πάνω στο επίπεδο του ουρανού που παρατηρεί ο στεμματογράφος, υπολογίζουμε την μέση τιμή της μέσης ταχύτητας (V tr ) η οποία είναι ίση με km/s για γεγονότα τα οποία δεν σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις, ενώ για γεγονότα τα οποία σχετίζονται με πολύ ισχυρές εκλάμψεις τύπου-χ είναι ίση με km/s. Παρατηρούμε δηλαδή ότι η ταχύτητα αυξάνεται από km/s σε km/s για τις CMEs που είναι γενικά πιο αργές και δεν σχετίζονται με εκλάμψεις, ενώ αντίθετα για τις πιο ταχείς οι οποίες σχετίζονται και με πολύ ισχυρές εκλάμψεις η ταχύτητα ελαττώνεται από km/s σε km/s. Το αποτέλεσμα αυτό είναι σε συμφωνία με τα αποτελέσματα που προέκυψαν στην ενότητα όπου παρατηρούμε ότι τα γεγονότα που σχετίζονται με ταχείς CMEs γενικά επιβραδύνονται μέσα στον διαπλανητικό χώρο ενώ το αντίθετο παρατηρούμε για γεγονότα που σχετίζονται με πιο αργές CMEs. Επίσης, μέσα από την ανάλυσή μας παρατηρούμε ακόμη ότι οι CMEs που σχετίζονται με πολύ ισχυρές εκλάμψεις τύπου-χ οι οποίες στην συνέχεια με την μορφή των ICMEs αλληλεπιδρούν με την μαγνητόσφαιρα της Γης προκαλώντας πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες, των οποίων η μέση τιμή του δείκτη Dst είναι -110 nt και η αντίστοιχη μέγιστη τιμή του δείκτη Ap είναι 133. Τα αποτελέσματα αυτά συνοψίζονται στον πίνακα 4.2 που ακολουθεί. Τα γεγονότα αυτά εντοπίζονται πολύ κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου όπως βλέπουμε στην εικόνα Η ένταση της ηλιακής έκλαμψης αντιστοιχίζεται από το χρώμα και οι γεωμαγνητικές επιδράσεις από την άφιξη της σχετιζόμενης ICME από το μέγεθος του κύκλου. Το σκούρο μπλε αντιστοιχεί σε εκλάμψεις τύπου-β και το κόκκινο σε πολύ ισχυρές ηλιακές εκλάμψεις τύπου-χ. Ο μικρότερος κύκλος αντιστοιχεί σε σχεδόν μηδαμινές γεωμαγνητικές επιπτώσεις στην Γη (Ap=6) και ο μεγαλύτερος 103

105 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας αντιστοιχεί σε πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με μέγιστη δυνατή τιμή του δείκτη Ap=400. Πίνακας 4.2: Κατανομή των ηλιακών εκλάμψεων ως προς την ένταση και μέσες τιμές των ταχυτήτων των σχετιζομένων CMEs καθώς επίσης και οι αντίστοιχες μέσες τιμές των δεικτών Ap και Dst. Κατηγορία των Αριθμός Γραμμική ταχύτητα Μέση ταχύτητα Dst [nt] Ap εκλάμψεων - X-ray class της CME [km s -1 ] της ICME [km s -1 ] No Flare ± ± ± ± 6.9 A / B ± ± ± ± 11.4 C ± ± ± ± 7.0 M ± ± ± ± 9.6 X ± ± ± ± 15.4 Εικόνα 4.12: Ηλιογραφικές συντεταγμένες των ηλιακών εκλάμψεων που σχετίζονται με CMEs. Η κατηγορία της κάθε έκλαμψης φαίνεται από το χρώμα της, με το σκούρο μπλε να αντιστοιχεί σε εκλάμψεις τύπου-β και το κόκκινο σε εκλάμψεις τύπου-χ. Το μέγεθος του κύκλου αντιστοιχεί στην τιμή του δείκτη Ap κατά την άφιξη της αντίστοιχης ICME στην Γη, με τον μικρότερο κύκλο να αντιστοιχεί σε σχεδόν μηδαμινές γεωμαγνητικές επιπτώσεις στην Γη και τον μεγαλύτερο να αντιστοιχεί στην μέγιστη δυνατή τιμή του δείκτη Ap που είναι

106 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Είναι αξιοσημείωτη η ασυμμετρία μεταξύ βορρά-νότου που παρατηρούμε για τις πολύ ισχυρές εκλάμψεις τύπου-χ όπου 17 γεγονότα εντοπίζονται στο βόρειο ημισφαίριο του ήλιου ενώ 30 γεγονότα εντοπίζονται στο νότιο ημισφαίριο όπως βλέπουμε και στην εικόνα Εικόνα 4.13: Ηλιογραφικές συντεταγμένες των ηλιακών εκλάμψεων τύπου-χ που σχετίζονται με CMEs. Είναι εμφανής μία ασυμμετρία μεταξύ βορείου και νοτίου ημισφαιρίου όπου 17 γεγονότα εντοπίζονται στο βόρειο και 30 στο νότιο ημισφαίριο αντίστοιχα. Στην περίπτωση όπου λάβουμε υπόψη και τις γεωμαγνητικές επιπτώσεις των αντίστοιχων ICMEs σε συνάρτηση με ένταση των ηλιακών εκλάμψεων μεγαλύτερη από Μ1.0, τότε παρατηρούμε μία ακόμη ασυμμετρία, μεταξύ ανατολικού και δυτικού τμήματος του ηλιακού δίσκου. Συγκεκριμένα, η πλειοψηφία των πολύ ισχυρών γεωμαγνητικών καταιγίδων (με Ap>179) φαίνεται να σχετίζονται με γεγονότα από το δυτικό τμήμα του ηλιακού δίσκου. Συγκεκριμένα, μόνο 6 γεγονότα τα οποία προκάλεσαν γεωμαγνητικές καταιγίδες με Ap>179 εντοπίζονται στο ανατολικό τμήμα του δίσκου ενώ 16 βρίσκονται στο δυτικό τμήμα αντίστοιχα (βλ. εικόνα 4.14). Στην εργασία των Papailiou et al. (2013) αναφέρεται ότι το ηλιογραφικό μήκος των ηλιακών εκλάμψεων που σχετίζονται με μειώσεις στην ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας εντοπίζονται στον τομέα από 50 μέχρι 70 στο δυτικό τμήμα του ηλιακού δίσκου με τιμές για τον δείκτη Kp>5 (δηλ. Ap>48), γεγονός το οποίο επιβεβαιώνει την ασυμμετρία που παρατηρούμε. Επίσης, στην εικόνα 4.14 βλέπουμε ότι υπάρχει ακόμη μία ασυμμετρία η οποία αφορά τις ηλιακές εκλάμψεις τύπου-μ, όπου μόλις μία ηλιακή έκλαμψη (με πράσινο χρώμα στο σχήμα) που σχετίζεται με ICME η οποία προκάλεσε πολύ ισχυρή γεωμαγνητική καταιγίδα εντοπίζεται στο νότιο ημισφαίριο του ήλιου ενώ όλα τα υπόλοιπα γεγονότα βρίσκονται στο βόρειο ημισφαίριο του ήλιου. 105

107 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 4.14: Κατανομή των ηλιακών εκλάμψεων με βάσει τις ηλιογραφικές συντεταγμένες τους. Τα γεγονότα αυτά σχετίζονται με ICMEs οι οποίες προκάλεσαν πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες (με Ap>179). Φαίνεται ξεκάθαρα ότι τα γεγονότα αυτά εντοπίζονται σε μία περιοχή περιμετρικά του κέντρου του ηλιακού δίσκου καθώς επίσης και μία ασυμμετρία μεταξύ ανατολικού και δυτικού τμήματος του ηλιακού δίσκου, όπου μόλις 6 γεγονότα εντοπίζονται στο ανατολικό και 16 στο δυτικό τμήμα αντίστοιχα. Τα αποτελέσματα αυτά είναι ιδιαίτερα χρήσιμα σε κάθε προσπάθεια πρόβλεψης των γεωμαγνητικών συνθηκών καθώς και σε κάθε μοντέλο Διαστημικού Καιρού. Τα αποτελέσματα αυτά θα εφαρμοστούν και από το κέντρο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας (ASWFC) ως ένας δείκτης που θα εφαρμόζεται σε περιπτώσεις CMEs που θα σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις τύπου-μ ή Χ ΙCMEs και φάσεις του ηλιακού κύκλου 23 Ακολουθώντας προηγούμενες έρευνες (Paouris et al., 2012; Chowdhury, Kudela, and Dwivedi, 2013; Gushchina et al., 2014), μελετούμε τα χαρακτηριστικά των ICMEs που περιγράφονται στην βάση δεδομένων ως συνάρτηση των φάσεων του ηλιακού κύκλου. Συγκεκριμένα, κατά την ανοδική φάση του κύκλου (Ιανουάριος 1996 Απρίλιος 1999), κατά το μέγιστο του κύκλου (Μάιος 1999 Δεκέμβριος 2002), κατά το καθοδικό τμήμα του κύκλου (Ιανουάριος 2003 Δεκέμβριος 2006) καθώς επίσης και κατά την διάρκεια του παρατεταμένου ηλιακού ελαχίστου μεταξύ των κύκλων 23 και 24 (Ιανουάριος Δεκέμβριος 2009). Τα αποτελέσματα της ανάλυσης αυτής για τις συνθήκες του ηλιακού ανέμου και των μαγνητικών πεδίων πριν την άφιξη των ICMEs παρουσιάζονται στον πίνακα 4.3. Η μέση τιμή του μαγνητικού πεδίου είναι περίπου 6-7 nt, τιμή η οποία βρίσκεται μέσα στις τυπικές τιμές του ήρεμου ηλιακού ανέμου, με εξαίρεση την περίοδο του παρατεταμένου ελαχίστου 106

108 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας μεταξύ των κύκλων 23-24, όπου ήταν 3-4 nt ως αποτέλεσμα των πολύ ήρεμων συνθηκών. Τυπικές τιμές ηλιακού ανέμου εντοπίζονται γενικά και στην αριθμητική πυκνότητα των πρωτονίων καθώς και στην θερμοκρασία των πρωτονίων. Η ταχύτητα, η ένταση του μαγνητικού πεδίου, η θερμοκρασία των πρωτονίων καθώς επίσης και οι δείκτες Dst και Ap λαμβάνουν την ελάχιστη και μέγιστη τιμή αντίστοιχα, κατά την διάρκεια της καθοδικής φάσης του ηλιακού κύκλου σε αντίθεση με την αναμενόμενη εκτίμηση για την περίοδο του ηλιακού μεγίστου. Πίνακας 4.3: Μέσες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου, πριν την άφιξη των ICMEs, κατά τις διάφορες φάσεις του ηλιακού κύκλου 23. Παράμετρος Ένταση μαγνητικού πεδίου B [nt] Κατακόρυφη συνιστώσα B z [nt] Ascending phase 1/1996 4/1999 Solar maximum 5/ /2002 Descending phase 1/ /2006 Extended Minimum 1/ / ± ± ± ± ± ± ± ± 0.71 Ταχύτητα V [km s -1 ] ± ± ± ± 32.2 Πυκνότητα πρωτονίων N p [cm -3 ] Θερμοκρασία πρωτονίων T p [K] 9.53 ± ± ± ± (6.26 ± 0.83) (8.18 ± 1.19) (8.58 ± 0.95) (3.49 ± 0.43) Παράμετρος β 2.56 ± ± ± ± 4.08 Λόγος He/proton R α ± ± ± ± Το αποτέλεσμα αυτό βρίσκεται σε συμφωνία με προηγούμενα αποτελέσματα τα οποία αφορούν τον 23 ο ηλιακό κύκλο, αφού είχε αρκετά γεγονότα πολύ ισχυρά, όπως τα γεγονότα των μηνών Οκτωβρίου-Νοεμβρίου 2003, Ιανουαρίου 2005 και Δεκεμβρίου 2006 (Paouris et al., 2012). Κατά την διάρκεια ολόκληρου του κύκλου 23 η παράμετρος β του πλάσματος είναι μεγαλύτερη της μονάδας ως αποτέλεσμα των συνθηκών που επικρατούν στον ήρεμο ηλιακό άνεμο όπου η πίεση του αερίου είναι ο κυρίαρχος παράγοντας έναντι της μαγνητικής πίεσης. Τα αποτελέσματα σχετικά με τις συνθήκες που επικρατούν εντός της θήκης (sheath) ως συνάρτηση της φάσης του ηλιακού κύκλου παρουσιάζονται στον πίνακα 4.4. Όπως αναμενόταν, όλες οι παράμετροι εμφανίζουν αύξηση των τιμών τους, ως αποτέλεσμα των συνθηκών που επικρατούν εντός της θήκης, όπου το μαγνητικό πεδίο είναι πεπιεσμένο οδηγώντας έτσι σε υψηλότερες τιμές για την ένταση του μαγνητικού πεδίου, της ταχύτητας, της αριθμητικής πυκνότητας των πρωτονίων και 107

109 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας της θερμοκρασίας των πρωτονίων. Οι μέγιστες τιμές για τις περισσότερες από τις παραμέτρους που εξετάζουμε εμφανίζονται στην διάρκεια της καθοδικής φάσης του ηλιακού κύκλου, όπως είδαμε και νωρίτερα. Πίνακας 4.4: Μέσες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου εντός της θήκης (sheath), κατά τις διάφορες φάσεις του ηλιακού κύκλου 23. Παράμετρος Ένταση μαγνητικού πεδίου B [nt] Κατακόρυφη συνιστώσα B z [nt] Ascending phase 1/1996 4/1999 Solar maximum 5/1999 2/2002 Descending phase 1/ /2006 Extended Minimum 1/ / ± ± ± ± ± ± ± ± 0.74 Ταχύτητα V [km s -1 ] ± ± ± ± 25.3 Πυκνότητα πρωτονίων N p [cm -3 ] Θερμοκρασία πρωτονίων T p [K] ± ± ± ± 2.74 (1.10 ± 0.12) (1.95 ± 0.20) (2.64 ± 0.32) (4.89 ± 0.34) Παράμετρος β 2.50 ± ± ± ± 0.14 Λόγος He/proton R α ± ± ± ± Τέλος, στον πίνακα 4.5 παρουσιάζουμε τα αποτελέσματα σχετικά με τις συνθήκες που επικρατούν εντός των ICMEs ως συνάρτηση της φάσης του ηλιακού κύκλου. Είναι χαρακτηριστικό ότι το μαγνητικό πεδίο και η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου εντός των ICMEs είναι σε υψηλότερα επίπεδα σε σύγκριση με τις αντίστοιχες τιμές που παρατηρούμε στον ήρεμο ηλιακό άνεμο, αλλά χαμηλότερα από τις αντίστοιχες τιμές εντός της θήκης. Η παράμετρος β του πλάσματος και η θερμοκρασία των πρωτονίων είναι σε χαμηλότερα επίπεδα πολύ κοντά στις τιμές που συναντούμε στις συνθήκες πριν την άφιξη των κρουστικών κυμάτων των CMEs, ενώ αντίθετα ο λόγος των σωματίων α προς τον αριθμό των πρωτονίων λαμβάνει πολύ υψηλές τιμές. Τα αποτελέσματα αυτά βρίσκονται σε συμφωνία με τα κριτήρια που αναφέραμε στην ενότητα 4.2 τα οποία και εφαρμόσαμε για τον προσδιορισμό ενός γεγονότος ως ICME. Συγκεκριμένα, η παράμετρος β του πλάσματος για το σύνολο του κύκλου παραμένει σταθερά σε τιμές μικρότερες της μονάδας ως αποτέλεσμα της μαγνητικής πίεσης που επικρατεί εντός των ICMEs. 108

110 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Πίνακας 4.5: Μέσες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου που παρατηρούνται εντός των ICMEs, κατά τις διάφορες φάσεις του ηλιακού κύκλου 23. Παράμετρος Ένταση μαγνητικού πεδίου B [nt] Κατακόρυφη συνιστώσα B z [nt] Ascending phase 1/1996 4/1999 Solar maximum 5/ /2002 Descending phase 1/ /2006 Extended Minimum 1/ / ± ± ± ± ± ± ± ± 1.57 Ταχύτητα V [km s -1 ] ± ± ± ± 21.4 Πυκνότητα πρωτονίων N p [cm -3 ] Θερμοκρασία πρωτονίων T p [K] 8.58 ± ± ± ± (6.49 ± 0.84) (7.33 ± 0.63) (9.51 ± 0.87) (2.17 ± 0.31) Παράμετρος β 0.75 ± ± ± ± 0.16 Λόγος He/proton R α ± ± ± ± Στον πίνακα 4.6 παρουσιάζονται οι μέσες τιμές των γεωμαγνητικών δεικτών Ap και Dst όπως προκύπτουν από γεγονότα που παρατηρήθηκαν κατά τις διάφορες φάσεις του ηλιακού κύκλου. Πίνακας 4.6: Μέσες τιμές των δεικτών Ap και Dst, κατά τις διάφορες φάσεις του ηλιακού κύκλου 23. Παράμετρος Ascending phase Solar maximum Descending phase Extended Minimum 1/1996 4/1999 5/ /2002 1/ /2006 1/ /2009 Ap 69.9 ± ± ± ± 7.4 Dst [nt] ± ± ± ± 4.0 Όπως δείχτηκε και σε προηγούμενες έρευνες (π.χ. Richardson and Cane, 2010, καθώς και σε αναφορές που περιλαμβάνονται στην συγκεκριμένη εργασία), παρατηρείται μία εξάρτηση από την φάση του ηλιακού κύκλου σχετικά με την κατανομή των ICMEs που έχουν χαρακτηριστικά που συναντούμε στα μαγνητισμένα νέφη, όπου λιγότερες ICMEs έχουν χαρακτηριστικά μαγνητισμένων νεφών σε αντίθεση με το πλήθος τους κατά την διάρκεια του ηλιακού μεγίστου. Από την ανάλυσή μας προκύπτει ότι 140 γεγονότα (52.6%) έχουν χαρακτηριστικά μαγνητικών νεφών (κατηγορίας 1 ή 2 στην βάση δεδομένων) και 126 γεγονότα (47.4%) δεν έχουν μαγνητισμένα νέφη. Ένα ιστόγραμμα κατανομής των ICMEs σε σχέση με την εμφάνιση ή μη μαγνητισμένων νεφών ως συνάρτηση της φάσης του ηλιακού κύκλου, παρουσιάζουμε στην εικόνα 4.15, όπου βλέπουμε πως 109

111 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας κατανέμονται τα 140 γεγονότα που έχουν χαρακτηριστικά μαγνητισμένων νεφών, με 31 γεγονότα στην ανοδική φάση του κύκλου, 68 κατά το μέγιστο, 36 κατά την καθοδική φάση και μόλις 5 γεγονότα κατά την διάρκεια του παρατεταμένου ηλιακού ελαχίστου. Εικόνα 4.15: Ιστόγραμμα του συνόλου των ICMEs και της κατανομής των μαγνητισμένων νεφών ως συνάρτηση της φάσης του 23 ου ηλιακού κύκλου Εποχιακή διακύμανση της γεωμαγνητικής δραστηριότητας Είναι γνωστό από προηγούμενες μελέτες ότι η γεωμαγνητική δραστηριότητα αυξάνεται τους μήνες κοντά στις ισημερίες ενώ το αντίθετο παρατηρείται κατά τους μήνες κοντά στα ηλιοστάσια (Gonzalez and Tsurutani, 1992; Crooker, Cliver, and Tsurutani, 1992). Ωστόσο, δεν υπάρχει αυτή την στιγμή μία και μόνο αποδεκτή από το σύνολο της επιστημονικής κοινότητας, εξήγηση για το φαινόμενο αυτό (Gonzalez, Clua de Gonzalez, and Tsurutani, 1993). Οι τρεις κυριότεροι μηχανισμοί που έχουν προταθεί για την ημι-εποχιακή διακύμανση της γεωμαγνητικής δραστηριότητας είναι: 1) η ισονύκτια υπόθεση (equinoctial hypothesis) (Bartels, 1932; McIntosh, 1959; Svalgaard, 1977), 2) ο μηχανισμός Russell McPherron (Russell and McPherron, 1973) και 3) η αξονική υπόθεση (axial hypothesis) (Cortie, 1912). Ο πρώτος μηχανισμός βασίζεται στην κλίση των 23 του άξονα της Γης σε σχέση με το επίπεδο της εκλειπτικής καθώς επίσης και στην κλίση των 11 του δίπολου του μαγνητικού πεδίου της Γης σε σχέση με τον άξονα περιστροφής της. Ο δεύτερος μηχανισμός λαμβάνει υπόψη την κλίση των 26 μεταξύ των ισημερινών επιπέδων του ηλίου και της Γης καθώς και την κλίση των 11 του δίπολου του μαγνητικού πεδίου της Γης σε σχέση με τον άξονα περιστροφής της και τέλος, ο τρίτος μηχανισμός λαμβάνει 110

112 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας υπόψη την κλίση των 7 του ισημερινού επιπέδου του ηλίου σε σχέση με το επίπεδο της εκλειπτικής. Οι μέσες μηνιαίες τιμές των δεικτών Ap και Dst για τα γεγονότα της βάσης μας εμφανίζουν μία ξεκάθαρη εποχιακή διακύμανση, με την μέγιστη τιμή του Ap και την ελάχιστη τιμή του Dst να εμφανίζονται κατά τους μήνες των ισημεριών (Μάρτιος/Σεπτέμβριος) καθώς και τους μήνες που έπονται (Απρίλιος-Μάϊος και Οκτώβριος-Νοέμβριος) εμφανίζοντας έτσι και μία χρονική υστέρηση μετά τις ισημερίες (Εικόνα 4.16). Εικόνα 4.16: Ιστόγραμμα των μέσων μηνιαίων τιμών των δεικτών Ap και Dst. Φαίνεται χαρακτηριστικά η διακύμανση εντός του έτους με τις μέγιστες τιμές του δείκτη Ap και τις ελάχιστες του δείκτη Dst να βρίσκονται στους μήνες των ισημεριών καθώς και στους αμέσως επόμενους 1-2 μήνες. Το αποτέλεσμα αυτό βρίσκεται σε συμφωνία με προηγούμενες μελέτες όπως των Gonzalez and Tsurutani (1992) and Crooker, Cliver, and Tsurutani (1992). Οι Crooker, Cliver, and Tsurutani (1992) έδειξαν συγκεκριμένα ότι το πλήθος των μεγάλων καταιγίδων με Ap > 100 κατά την διάρκεια των μηνών κοντά στις ισημερίες (Μάρτιος-Απρίλιος και Σεπτέμβριος-Οκτώβριος) ήταν πολύ μεγαλύτερος από το πλήθος των μεγάλων καταιγίδων κοντά στους μήνες των ηλιοστασίων (Δεκέμβριος- Ιανουάριος και Ιούνιος-Ιούλιος) μελετώντας γεωμαγνητικές καταιγίδες που συνέβησαν κατά την περίοδο , με αναλογία 3:1. Οι Gonzalez and Tsurutani (1992) έδειξαν ότι οι ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με Dst < -100 nt κατά την περίοδο τείνουν να εμφανίζονται εντός του ηλιακού κύκλου με την κατανομή τους να εμφανίζει δύο μέγιστα. Στην εργασία μας επιβεβαιώνεται επίσης, το αποτέλεσμα αυτό, όπου λαμβάνοντας υπόψη μόνο τα γεγονότα τα οποία προκάλεσαν πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με Dst < -110 nt, εμφανίζονται 111

113 Κεφάλαιο IV Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας στην κατανομή τους δύο μέγιστα, ένα κατά τους μήνες Απρίλιο-Μάιο και ένα κατά τους μήνες Οκτώβριο-Νοέμβριο, όπως βλέπουμε και στην εικόνα Εικόνα 4.17: Ιστόγραμμα κατανομής των ισχυρών γεωμαγνητικών καταιγίδων με Dst < -110 nt ως συνάρτηση του μήνα στον οποίο εμφανίστηκαν. Βλέπουμε χαρακτηριστικά την κατανομή να εμφανίζει δύο μέγιστα κατά την διάρκεια του έτους. Ο μηχανισμός που ερμηνεύει το φαινόμενο αυτό μπορεί να μην είναι ξεκάθαρος ακόμη αλλά πρόκειται σίγουρα για ένα αποτέλεσμα το οποίο πρέπει να λαμβάνεται υπόψη σε κάθε γεγονός (CME) το οποίο παρατηρείται σε σχέση με την πρόβλεψη των συνθηκών του Διαστημικού Καιρού. 112

114 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Γενικά Στο κεφάλαιο αυτό παρουσιάζουμε την διαμόρφωση της έντασης της Κοσμικής Ακτινοβολίας από τις διαπλανητικές CMEs εισάγοντας για πρώτη φορά στα μοντέλα μας πληροφορίες που σχετίζονται με τις ICMEs όπως, το μαγνητικό τους πεδίο, την ταχύτητά τους και τις γεωμαγνητικές επιδράσεις που είχαν τα φαινόμενα αυτά όταν έφθασαν στην Γη. Το αποτέλεσμα είναι το καλύτερο μοντέλο διαμόρφωσης της Κ.Α. που έχουμε παρουσιάσει μέχρι σήμερα. 113

115 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 5. Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από τις Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 5.1 Εισαγωγή Οι παρατηρήσεις των Κοσμικών Ακτίνων άρχισαν ουσιαστικά να καταγράφονται με συστηματικό τρόπο κατά τα μέσα της δεκαετίας του Σχεδόν ταυτόχρονα ξεκίνησε και μια προσπάθεια για την μελέτη της διαμόρφωσης της Κ.Α. αλλά και των παραμέτρων οι οποίες την επηρεάζουν (Forbush, 1958, Nagashima and Morishita, 1980a, Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, 1981). Αρχικά όλα τα δεδομένα προέρχονταν από επίγειους σταθμούς καταμέτρησης της έντασης της Κ.Α. και μόνο μετά την δεκαετία του 1960 έκαναν την πρώτη τους εμφάνιση πειραματικές διατάξεις οι οποίες και τοποθετήθηκαν πάνω σε διαστημόπλοια με στόχο την απευθείας παρατήρηση των κοσμικών ακτίνων στο διαπλανητικό χώρο σε ένα πολύ μεγαλύτερο εύρος ενεργειών. Πάραυτα το μεγαλύτερο μέρος των δεδομένων τα οποία και χρησιμοποιούνται ευρέως σε διάφορες ερευνητικές εργασίες προέρχονται από το παγκόσμιο δίκτυο μετρητών νετρονίων, αφού η Γη αποτελεί τον μεγαλύτερο ανιχνευτή και λόγω της παρουσίας της ισχυρής της μαγνητόσφαιρας μας παρέχει την δυνατότητα μετρήσεων υψηλής ακρίβειας περισσότεροι από 50 σταθμοί καταμέτρησης με μεγάλο εύρος του κατωφλίου μαγνητικής δυσκαμψίας (Belov, 2000) βρίσκονται διασκορπισμένοι σε όλη την επιφάνεια της. Επίσης, οι μετρήσεις που γίνονται στην Γη έχουν το πλεονέκτημα ότι γίνονται όλες ταυτόχρονα στην ίδια απόσταση από τον Ήλιο, καλύπτοντας έτσι έξι ηλιακούς κύκλους και τρεις ηλιακούς μαγνητικούς κύκλους (Belov, 2000) από την εποχή που άρχισαν οι μετρήσεις έως σήμερα. Η ένταση της Κ.Α. έτσι όπως παρατηρείται από την Γη αλλά και στην τροχιά της Γης, παρουσιάζει μία περιοδικότητα 11 ετών και βρίσκεται σε αντισυσχέτιση με την ηλιακή δραστηριότητα, παρουσιάζοντας ορισμένες φορές έντονη χρονική υστέρηση. Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης μελετήθηκε αρχικά από τον Forbush (Forbush, 1958) και στην συνέχεια από αρκετούς ερευνητές (Pomerantz and Dugal, 1974, Perko and Fisk, 1983). Αρκετές επιστημονικές ομάδες προσπάθησαν να εκφράσουν την διαμόρφωση της Κ.Α. μέσω κατάλληλων ηλιακών αλλά και γεωμαγνητικών παραμέτρων, όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων από τους Nagashima and Morishita (1980a), ο αριθμός των ηλιακών εκλάμψεων από τον Hatton (1980) και ο γεωμαγνητικός δείκτης από τους Chirkov and Kuzmin (1979). Άλλοι ερευνητές όπως οι Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) and Nagashima and Morishita (1980b) έλαβαν υπόψη την ταυτόχρονη συνεισφορά από περισσότερες από μία παραμέτρους (ηλιακές ή γεωμαγνητικές) κατά την μελέτη της διαμόρφωσης. Οι Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) στηριζόμενοι σε μία γενίκευση του μοντέλου του Simpson (Simpson, 1963) για τον ηλιακό άνεμο η οποία είχε αποδειχτεί λίγο νωρίτερα από τους Nagashima and Morishita (1980a) 114

116 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας στηριζόμενοι στην σφαιρικά συμμετρική θεωρία διάχυσης και μεταφοράς, έλαβαν υπόψη τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, τον αριθμό των πρωτονικών γεγονότων και τον γεωμαγνητικό δείκτη Ap. Το μοντέλο αυτό είχε πολύ καλά αποτελέσματα σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. η οποία είχε παρατηρηθεί για τον 20 ο ηλιακό κύκλο. Το μοντέλο αυτό επεκτάθηκε στην συνέχεια λαμβάνοντας υπόψη και τον αριθμό των ροών ταχέως ηλιακού ανέμου προερχόμενα από τις στεμματικές οπές Mavromichalaki and Petropoulos (1984). Η διαμόρφωση των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων στην περιοχή της ηλιόσφαιρας χρησιμοποιώντας θεωρητικές αλλά και εμπειρικές προσεγγίσεις είναι επιτυχής και αναπτύχθηκε πολύ γρήγορα (Potgieter, 1998). Ωστόσο μια επαρκής περιγραφή των επιπτώσεων της ηλιόσφαιρας στην Κ.Α. φαίνεται πως αποτελεί ακόμη ένα δύσκολο εγχείρημα. Για να είναι επαρκής μια τέτοια προσέγγιση θα πρέπει τα θεωρητικά μοντέλα να λαμβάνουν υπόψη το σύνθετο σχήμα και την δυναμική του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος, την κατανομή σε σχέση με το ηλιογραφικό πλάτος της ταχύτητας του ηλιακού ανέμου, τα όρια μεταξύ αργών αλλά και ταχείς κινούμενες ροές του ηλιακού ανέμου, των διαφόρων σποραδικών αλλά και επαναλαμβανομένων δομών καθώς επίσης και ο ρόλος του κρουστικού κύματος και της ηλιόπαυσης. Οι Exarhos and Moussas (1999) υπολόγισαν το μαγνητικό πεδίο στην περιοχή του ηλιοσφαιρικού κρουστικού κύματος και μελέτησαν τις επιπτώσεις από τις χρονικές μεταβολές του πεδίου στις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες και στην διαμόρφωση της Κ.Α. ξεκινώντας από το μοντέλο του Parker (Parker, 1958) και χρησιμοποιώντας μετρήσεις από διαστημόπλοια που βρίσκονταν στο επίπεδο της εκλειπτικής κοντά στην Γη, δηλ. σε σταθερή περίπου απόσταση ίση με 1 AU. Οι Morishita and Sakakibara (1999) υπολόγισαν το μέγεθος της ηλιόσφαιρας χρησιμοποιώντας την μακρά διαμόρφωση της Κ.Α. με δεδομένα από τους μετρητές νετρονίων. Οι Usoskin et al. (2002) χρησιμοποιώντας δεδομένα των ηλιακών κηλίδων δημιούργησαν τις ανοικτές περιοχές μαγνητικής ροής και τις χρησιμοποίησαν ως δεδομένα σε υπολογισμούς θεωρώντας σφαιρικά συμμετρική σχεδόν σταθερή ηλιόσφαιρα και υπολόγισαν την ένταση των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων στην τροχιά της Γης. Αυτή η υπολογιζόμενη ένταση της Κ.Α. αποτελεί μια πολύ καλή προσέγγιση συγκρινόμενη με τις μετρήσεις των μετρητών νετρονίων κατά τα τελευταία 50 έτη. Σχετικά πρόσφατα, μια προσπάθεια ξεκίνησε ώστε να βρεθεί η σχέση μεταξύ της διαμόρφωσης της Κ.Α. και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF), με το οποίο γνωρίζουμε ότι υπάρχει πολύ σημαντική συσχέτιση (Cane et al., 1999, Belov, 2000). Η σχέση μεταξύ των διακυμάνσεων της έντασης των κοσμικών ακτίνων και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου για μικρό χρονικό διάστημα είναι γνωστή κατά την διάρκεια των μειώσεων Forbush (Cane, 1993). Οι Kudela et al. (2000), έδειξαν ότι οι μεταβολές του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου οι οποίες σχετίζονται με τις μειώσεις Forbush μπορούν να ταξινομηθούν σε τρεις κατηγορίες 115

117 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας καθώς επίσης δεν γίνεται να αγνοηθεί ο ρόλος του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου αφού είναι πολύ στενά συνδεδεμένο με τις αυξομειώσεις της έντασης της Κ.Α. Αυτό το σκεπτικό μας οδήγησε στην χρήση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου στα μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. είτε αντικαθιστώντας κάποια άλλη παράμετρο είτε συμμετέχοντας μαζί με τις υπόλοιπες παραμέτρους στο μοντέλο. Επιπλέον το ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος (HCS) οδηγεί σε μια μετατόπιση, κυρίως στην ακτινική διεύθυνση, η οποία διευκολύνει την πρόσβαση των κοσμικών ακτίνων στην ηλιόσφαιρα. Το γεγονός αυτό καθιστά την μελέτη του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος επιτακτική για την μελέτη της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. Οι Belov et al., (2001), έδειξαν ότι η κλίση του φύλλου ρεύματος σε συνδυασμό και με άλλες ηλιακές και ηλιοσφαιρικές παραμέτρους μπορεί να ερμηνεύσει επιτυχώς τις διακυμάνσεις της έντασης της Κ.Α. για τους δύο προηγούμενους ηλιακούς κύκλους όπου και δοκιμάστηκε, ιδιαίτερα κατά την περίοδο του ηλιακού μεγίστου. Επιπροσθέτως, από το 1996, έχουμε υψηλής ποιότητας δεδομένα σχετικά με τις στεμματικές εκτινάξεις μάζας λόγω της αποστολής του SOHO. Αρκετοί ερευνητές άρχισαν αμέσως την μελέτη της συσχέτισης μεταξύ των γεγονότων αυτών και της σύνδεσης με τις μεταβολές στα επίπεδα της Κ.Α. Σύμφωνα με μερικούς από αυτούς δεν φαίνεται οι CMEs να επηρεάζουν την διαμόρφωση της Κ.Α. (e.g. Cane, 2000), οι περισσότεροι όμως συγκλίνουν στην άποψη ότι οι CMEs αποτελούν σημαντικό παράγοντα για την μελέτη της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. (e.g. Newkirk, Hundhausen and Pizzo, 1981, Cliver and Ling, 2001). Στην εργασία μας θα αναδείξουμε το γεγονός αυτό του ρόλου δηλαδή των CMEs στην διαμόρφωση της Κ.Α. καθώς επίσης και την χρήση κατάλληλου δείκτη για τις CMEs και την εισαγωγή του στα μοντέλα διαμόρφωσης της Κ.Α. 5.2 Συλλογή των δεδομένων Στην εργασία αυτή λαμβάνουμε υπόψη παραμέτρους τις οποίες και έχουμε μελετήσει σε προηγούμενες εργασίες μας (Mavromichalaki et al. 2007; Paouris et al. 2012) στις οποίες αναδείχτηκε ο ρόλος τους για την διαμόρφωση της Κ.Α. Για την μοντελοποίηση της διαμόρφωσης της Κ.Α. χρειαζόμαστε τις μηνιαίες τιμές από τις εξής παραμέτρους: ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων (Rz), ο γεωμαγνητικός δείκτης (Ap), το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο (IMF), η κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) και ο δείκτης των CMEs (P i ) Δεδομένα για τις ηλιακές κηλίδες και για τον γεωμαγνητικό δείκτη πήραμε από το NOAA National Geophysical Data Center (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/index.html), για 116

118 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο από την βάση δεδομένων του OMNI Goddard Space Flight Center ( για την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος από το Wilcox Solar Observatory του Stanford - ( και δεδομένα για τις στεμματικές εκτινάξεις μάζας από την βάση δεδομένων του διαστημοπλοίου SOHO Solar and Heliospheric Observatory ( Τα δεδομένα της Κ.Α. προέρχονται από διάφορους σταθμούς καταμέτρησης όπως της Αθήνας, της Μόσχας, της Ούλου και από το Lomnicky Stit της Σλοβακίας. Εικόνα 5.1: Χρονοσειρές των δεδομένων που χρησιμοποιήσαμε στην μελέτη μας. 5.3 Γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο Όπως έχουμε ήδη αναφέρει στην ενότητα θα χρησιμοποιήσουμε στην μελέτη μας μία γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο (Simpson, 1963). Η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Σύμφωνα με αυτό το πρότυπο οι διαμορφώσεις εξηγούνται καλώς θέτοντας κατάλληλες φυσικές καταστάσεις στη διαμορφωμένη περιοχή, αλλά δεν είναι τόσο σαφές πως οι καταστάσεις αυτές συνδέονται με τις ηλιακές δραστηριότητες. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία πολλοί ερευνητές (Nagashima and Morishita, 1980b; Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, 1981 και άλλοι) μελετώντας διάφορους ηλιακούς κύκλους έχουν δείξει ότι η διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας μπορεί να περιγραφεί από την ακόλουθη ολοκληρωμένη εξίσωση, η οποία προκύπτει από την γενίκευση του προτύπου του Simpson για τον ηλιακό άνεμο. 117

119 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας I t I f r S t r dr (5.1) όπου Ι και I(t) είναι αντίστοιχα η γαλαξιακή (αδιαμόρφωτη) και διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α., S(t-r) είναι η πηγαία συνάρτηση που αντιπροσωπεύει κάποιον κατάλληλο δείκτη ηλιακής δραστηριότητας στη χρονική στιγμή t-r r 0 και f(r) είναι η χαρακτηριστική συνάρτηση που εκφράζει τη χρονική εξάρτηση των ηλιακών διαταραχών που αντιπροσωπεύονται από την S(t-r). Σύμφωνα λοιπόν με την εξίσωση 5.1 η διαμορφωμένη ένταση της Κ.Α. εκφράζεται με την βοήθεια μιας σταθεράς C η οποία εξαρτάται γραμμικά από την ενέργεια κατωφλίου για κάθε σταθμό και του αθροίσματος μερικών συναρτήσεωνπηγών οι οποίες έχουν επιλεγεί κατάλληλα μέσα από ένα σύνολο ηλιακών, ηλιοσφαιρικών και γεωμαγνητικών παραμέτρων, σύμφωνα με την σχέση: 3 I C 10 a1 X a2y a3z a4w (5.2) Όπου C είναι μία σταθερά, X,Y,Z και W είναι οι επιλεγμένες συναρτήσεις πηγής για τις οποίες έχει υπολογιστεί το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. και α i (i=1,2,3,4) είναι συντελεστές οι τιμές των οποίων έχουν υπολογιστεί με την μέθοδο RMS Root Mean Square σύμφωνα με την οποία επιτυγχάνουμε την μικρότερη τιμή τυπικής απόκλισης μεταξύ των παρατηρούμενων και των υπολογιζόμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. από το μοντέλο (εξ. 5.1). Η σταθερά C υπολογίζεται από την γραμμική συσχέτιση μεταξύ των τιμών της μαγνητικής δυσκαμψίας για τον κάθε σταθμό-μετρητή νετρονίων σύμφωνα με την σχέση: C P [GV] (5.3) Όπου P είναι η τιμή της μαγνητικής δυσκαμψίας για τον κάθε σταθμό (Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1990). Αρχικά το μοντέλο το οποίο παρουσιάστηκε στην εργασία των Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos (1981) είχε την μορφή: 118

120 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας I C KR N Ap (5.4) p 12 Όπου K είναι ένας όρος ο οποίος σχετίζεται με την διάχυση των κοσμικών ακτίνων και υπολογίζεται για τον κάθε σταθμό ξεχωριστά, R είναι ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων, N p είναι ο αριθμός των πρωτονικών γεγονότων και Ap είναι ο γεωμαγνητικός δείκτης. Το μοντέλο αυτό βασίστηκε σε δεδομένα των οποίων οι τιμές ήταν ημιετήσιες δίνοντας πολύ καλά αποτελέσματα με τιμές τυπικής απόκλισης που κυμαίνονταν μεταξύ 5% και 9% μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών από το μοντέλο και των παρατηρούμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. Η πολύ χαμηλή τιμή της τυπικής απόκλισης οφείλεται και στο γεγονός ότι οι τιμές ήταν ημιετήσιες με αποτέλεσμα την εξομάλυνση των αυξομειώσεων της έντασης της Κ.Α. όπως φαίνεται και στην εικόνα 5.2. Εικόνα 5.2: Η 11-ετής μεταβολή της έντασης της Κ.Α. για κάθε σταθμό έτσι όπως υπολογίστηκε στην εργασία των Xanthakis, Mavromichalaki and Petropoulos, (1981). Η συνεχής γραμμή αντιστοιχεί στις τιμές της Κ.Α. που παρατηρήθηκαν ενώ η διακεκομμένη αντιστοιχεί στις τιμές που υπολογίστηκαν από το μοντέλο Εξίσωση 5.4. Η μελέτη αυτή ανέδειξε αποτελέσματα τα οποία για πρώτη φορά επιβεβαίωναν την θεωρητική προσέγγιση της διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. έτσι όπως παρουσιάστηκε με βάση το μοντέλο του Simpson για τον ηλιακό άνεμο όπου, η θεωρία μεταφοράς-διάχυσης και αδιαβατικής επιβράδυνσης των γαλαξιακών 119

121 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας κοσμικών ακτίνων σε ένα σφαιρικά συμμετρικό ηλιακό άνεμο οδηγεί σε μια μακρόχρονη μεταβολή. Το μοντέλο αυτό στην συνέχεια επεκτάθηκε λαμβάνοντας υπόψη οι Mavromichalaki and Petropoulos, (1984) και τις ταχέως κινούμενες ροές ηλιακού ανέμου που προέρχονται από στεμματικές οπές. Τα μοντέλα αυτά επεκτάθηκαν αργότερα καλύπτοντας εκτός από τον ηλιακό κύκλο 20 και τους ηλιακούς κύκλους 21 και 22 με πολύ ικανοποιητικά αποτελέσματα (Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1995; Marmatsouri, Vassilaki, Mavromichalaki and Petropoulos, 1995). 5.4 Πρώτη προσέγγιση στον 23 ο ηλιακό κύκλο Το επόμενο βήμα στην προηγούμενη ανάλυση αποτελεί η επέκταση του μοντέλου και στον 23 ο ηλιακό κύκλο. Η μελέτη αυτή παρουσιάστηκε για πρώτη φορά στο συνέδριο της Ελληνικής Αστρονομικής Εταιρείας το οποίο πραγματοποιήθηκε στο Ληξούρι της Κεφαλονιάς τον Σεπτέμβριο του 2005 (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2006). Το προτεινόμενο μοντέλο το οποίο είχε βασιστεί στην γενίκευση του προτύπου του Simpson που περιγράψαμε νωρίτερα είχε την μορφή: 3 I C Rz 0.5 Nf 0.1 Ap (5.5) Όπου οι υπολογιζόμενες μηνιαίες τιμές της έντασης της Κ.Α. I προκύπτουν από μία εμπειρική σχέση η οποία χρησιμοποιεί ως συναρτήσεις-πηγές τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων και τις τιμές του γεωμαγνητικού δείκτη Ap (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2006). Η σύγκριση μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών από την σχέση 5.4 και των πειραματικών δεδομένων από τους σταθμούς της Μόσχας και της Ούλου για την περίοδο Ιανουαρίου 1996 Δεκεμβρίου 2005 έδωσε καλά αποτελέσματα (Εικόνα 5.3) με τιμή για την τυπική απόκλιση, μεταξύ των παρατηρούμενων τιμών και τον υπολογιζόμενων από την προηγούμενη σχέση, περίπου 18%. Συγκεκριμένα στην ανοδική και καθοδική φάση του κύκλου η τυπική απόκλιση είναι ακόμη καλύτερη, της τάξης του 12%. Από την γραφική παράσταση βλέπουμε ότι το μοντέλο παρουσιάζει αρκετές αδυναμίες για την εφαρμογή στον 23 ο ηλιακό κύκλο, ο οποίος χαρακτηρίστηκε από έντονα φαινόμενα τα οποία συνδύασαν ταυτόχρονα πολύ ισχυρές ηλιακές εκλάμψεις, CMEs με πολύ μεγάλες ταχύτητες οι οποίες είχαν προσανατολισμό προς την Γη καθώς επίσης και από φαινόμενα GLE, χαρακτηριστικά αναφέρουμε τον Ιανουάριο του 2005 και τα γεγονότα των Οκτωβρίου-Νοεμβρίου

122 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 5.3: Οι παρατηρούμενες τιμές Κ.Α. (Oulu) και οι υπολογιζόμενες από την εξίσωση 5.5. Φαίνονται και οι διαφορές μεταξύ των τιμών με τις μεγαλύτερες αποκλίσεις στην περίοδο του ηλιακού μεγίστου (Mavromichalaki et al., 2006). Τα γεγονότα αυτά δεν βρίσκονταν κοντά στο ηλιακό μέγιστο και βλέπουμε ότι το μοντέλο δεν μπορεί να δώσει ικανοποιητικές τιμές στις περιόδους αυτές. Αντίθετα, βλέπουμε ότι το μοντέλο παρουσιάζει ελάχιστο το οποίο βρίσκεται στο ηλιακό μέγιστο δίχως όμως να ταυτίζεται με το πραγματικό ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. το οποίο και εντοπίζεται στην περίοδο Οκτωβρίου-Νοεμβρίου Από την συγκεκριμένη μελέτη φάνηκε ότι χρειάζεται μία καλύτερη προσέγγιση ως προς τα γεγονότα τα οποία είναι έκτακτα και βίαια όπως οι CMEs των οποίων ο ρυθμός εμφάνισης είναι μεγαλύτερος κατά την περίοδο του ηλιακού μεγίστου και αντίστοιχα μικρότερος κατά την περίοδο του ηλιακού ελαχίστου. Η συσχέτιση αυτή με τον ρυθμό εμφάνισής τους φαίνεται και από την μεγάλη διαφορά που παρατηρήθηκε για την τυπική απόκλιση όπου κατά το μέγιστο η τυπική απόκλιση ξεπερνά το 20%, αποτέλεσμα το οποίο κρίνεται αναμενόμενο αφού τα φαινόμενα αυτά δεν μπορούν να προσεγγιστούν μόνο από τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz) και τον αριθμό των εκλάμψεων (Nf). 5.5 Δείκτης των στεμματικών εκτινάξεων μάζας Η ανάγκη αυτή για βελτίωση του μοντέλου μας οδήγησε στην δημιουργία μιας νέας παραμέτρου η οποία διαμορφώνεται με βάση δύο στοιχεία των δεδομένων των CMEs, τον μηνιαίο αριθμό των CMEs (Nc) και την μέση τιμή της ταχύτητας (Vp) με την οποία εκτοξεύονται από τον Ήλιο, σύμφωνα με την σχέση: P Nc Vp (5.6) i Οι συντελεστές α και β υπολογίζονται με την μέθοδο της γραμμικής συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη P i και των τιμών της Κ.Α. Συγκεκριμένα παράγουμε τις τιμές του δείκτη για όλους τους συνδυασμούς των α και β από έως

123 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 0.01, για τους οποίους ισχύει 1 και, 0, η καλύτερη τιμή της συσχέτισης μεταξύ των εξεταζόμενων τιμών, μεταξύ των τιμών του δείκτη για τις CMEs και της παρατηρούμενης έντασης της Κ.Α., (P i - CR) μας δείχνει και πιο είναι το καλύτερο δείγμα τιμών για τον δείκτη ώστε να χρησιμοποιήσουμε στα μοντέλα μας. Από την πρώτη στιγμή τα αποτελέσματα της συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη με την Κ.Α. ήταν πολύ καλά με τιμές για τον συντελεστή συσχέτισης περίπου r 0.82 (Pearson Correlation Coefficient) και τιμές για τους συντελεστές α και β αντίστοιχα 0.35 και Σημειώνουμε ότι για την προηγούμενη μελέτη που αναφέραμε ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ της Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων ήταν με χρονική υστέρηση περίπου 14 μήνες, ενώ για τον δείκτη των CMEs δεν παρατηρήσαμε καθόλου χρονική υστέρηση, κάτι αναμενόμενο αφού μελετούμε μία παράμετρο η οποία αφορά εκρηκτικά φαινόμενα που συμβαίνουν στον ήλιο και φθάνουν άμεσα στην Γη (Earth directed CMEs) εντός 1-2 ημερών, οπότε δεν έχει και φυσικό νόημα η χρονική υστέρηση. Το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης παρουσιάζεται αναλυτικά στην επόμενη ενότητα (ενότητα 5.6). Στην συνέχεια της μελέτης με την βοήθεια της νέας παραμέτρου για τις CMEs (Paouris, 2007) δείξαμε ότι αν θεωρήσουμε ότι η ενέργεια που έχει συσσωρευτεί στην περιοχή ενός κέντρου δράσης λόγω των πολύ ισχυρών μαγνητικών πεδίων (μαγνητική ενέργεια) μετατρέπεται όλη σε κινητική ενέργεια της εκτινασσόμενης CME ισχύει: 2 B 1 2 V 8 2 (5.7) Όπου Β η ένταση του μαγνητικού πεδίου του κέντρου δράσης, και ρv η ορμή της CME. Με βάση αυτή την θεώρηση μια νέα προσέγγιση για τον δείκτη των CMEs έγινε σύμφωνα με την σχέση: P Nc Vp 2 i (5.8) Όπου η συνεισφορά του όρου της μέσης ταχύτητας γίνεται πλέον με βάση το τετράγωνο του όρου και όχι με την πρώτη δύναμη όπως στην εξίσωση 5.5. Τα αποτελέσματα της μελέτης αυτής για την περίοδο έδειξαν βελτίωση των δεδομένων με συντελεστή συσχέτισης r Οι τιμές των συντελεστών α και β ήταν αντίστοιχα 0.32 και Η ίδια προσέγγιση εξετάστηκε για το σύνολο των δεδομένων, μέχρι το 2012, έδειξε όμως ότι ο συντελεστής συσχέτισης μειώθηκε αρκετά εξαιτίας κυρίως της αύξησης του αριθμού των CMEs ιδιαίτερα μετά το 2007 και ενώ ο 23 ος ηλιακός κύκλος βρισκόταν κοντά στο ελάχιστό του. Το γεγονός αυτό ήταν ιδιαίτερα 122

124 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας ασυνήθιστο αφού βρισκόμασταν κοντά στο ηλιακό ελάχιστο μεταξύ των ηλιακών κύκλων 23 και 24, οπότε το αντίθετο θα έπρεπε να παρατηρηθεί, αφού κοντά στο ηλιακό ελάχιστο έχουμε μείωση του ρυθμού των CMEs (Gopalswamy, 2006). Σύμφωνα με συνομιλία που είχαμε με τον υπεύθυνο του προγράμματος παρατήρησης των CMEs του διαστημοπλοίου SOHO, Nat Gopalswamy, η αύξηση αυτή των CMEs ιδιαίτερα μετά το 2007, αύξηση η οποία σχετίζεται κυρίως με την μεγάλη αύξηση του αριθμού των στενών CMEs (narrow CMEs), οφείλεται στην εξοικείωση των ανθρώπων που καταγράφουν τις CMEs και κυρίως των στενών CMEs. Οι στενού εύρους CMEs, με εύρος (angular width) μικρότερο των 30, είναι αρκετά δύσκολο να εντοπιστούν αφού η γεωμετρία τους στον χώρο τις κάνει να φαίνονται περισσότερο ως πίδακες με αποτέλεσμα το προσωπικό που ασχολείται με την καταγραφή τους να γίνεται πιο έμπειρο με το πέρασμα των ετών κάτι το οποίο αποτυπώθηκε στον κατάλογο του LASCO - CDAW από το 2007, κυρίως, και μετά. Τα τελευταία χρόνια όλο και περισσότεροι ερευνητές εμπιστεύονται τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών και όχι τόσο το σύνολο των CMEs (Yashiro, Michalek and Gopalswamy, 2008; Gopalswamy, 2010). Στην εικόνα 5.4 που ακολουθεί φαίνεται ξεκάθαρα το γεγονός αυτό. Εικόνα 5.4: Στην εικόνα φαίνεται ξεκάθαρα μία αύξηση των στενών CMEs από το 2007 μέχρι σήμερα. Η διαφορά που παρατηρείται μεταξύ των δύο γραμμών μας δίνει τον αριθμό των στενών CMEs οι οποίες παρουσιάζουν ιδιαίτερη αύξηση κυρίως μετά το (Paouris, 2013) Το γεγονός αυτό οδήγησε σε μία νέα μελέτη του συνόλου πλέον των CMEs χρησιμοποιώντας πλέον ως κριτήριο το εύρος τους (angular width). Η μελέτη αυτή δημοσιεύτηκε με τίτλο Ineffectiveness of narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation, Paouris, Στην εργασία αυτή μελετήσαμε το σύνολο των διαθέσιμων δεδομένων για τις CMEs από τον Ιανουάριο 1996 μέχρι τον Οκτώβριο του Χρησιμοποιήσαμε ως βασικό κριτήριο το εύρος τους και φτιάξαμε δύο 123

125 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας βάσεις δεδομένων Α και Β. Στο δείγμα Α έχουμε δεδομένα από το σύνολο των CMEs όπου παραθέτουμε τον μηνιαίο αριθμό των γεγονότων και την μέση τιμή της ταχύτητας τους ενώ στο δείγμα Β έχουμε δεδομένα όπως αυτά προκύπτουν με βάση CMEs εύρους μεγαλύτερου των 30. Στην εργασία αυτή η συσχέτιση έγινε συγκρίνοντας κάθε φορά τον μηνιαίο αριθμό των CMEs και την μέση ταχύτητα σε σχέση τόσο με την ένταση της Κ.Α. όσο και με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων και για τα δύο προαναφερθέντα δείγματα Α και Β. Τα αποτελέσματα φαίνονται στον πίνακα 5.1. Πίνακας 5.1: Συντελεστές συσχέτισης Pearson (r) και Spearman (ρ) μεταξύ των μεταβλητών και της Κ.Α. αλλά και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων για τα δύο δείγματα Α και Β Παράμετροι Κοσμική Ακτινοβολία Αριθμός Ηλιακών Κηλίδων (r) (ρ) (r) (ρ) Nc (Δείγμα Α) Nc (Δείγμα Β) Vp (Δείγμα Α) Vp (Δείγμα Β) Pi-index (Δείγμα Α) Pi-index (Δείγμα Β) Από τον προηγούμενο πίνακα φαίνεται ότι η συσχέτιση μεταξύ του αριθμού των CMEs και της έντασης της Κ.Α. βελτιώνεται πάρα πολύ όταν χρησιμοποιούμε τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 (Δείγμα Β). Επίσης, η βελτίωση είναι ακόμη μεγαλύτερη αν συσχετίσουμε τον αριθμό τους με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων την στιγμή που μεταξύ Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων θεωρείται η καλύτερη δυνατή και έχει μελετηθεί για περίπου 50 έτη (Forbush, 1958), (Nagashima and Morishita, 1980a), αφού ο ήλιος επηρεάζει κυρίως όπως έχουμε αναφέρει την διαμόρφωση των γαλαξιακών Κ.Α. Οι τιμές που βρίσκουμε μεταξύ του δείκτη και των ηλιακών κηλίδων είναι πολύ κοντά στις μέγιστες τιμές που βρίσκουμε μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. Στην εργασία που αναφέραμε και νωρίτερα (Paouris, 2013) παρουσιάσαμε τον δείκτη με μία διαφορετική σχέση ώστε να είναι μία παράμετρος χωρίς διαστάσεις. Στην εξίσωση 5.6 η μηνιαία μέση τιμή της ταχύτητάς τους (Vp ) έχει μονάδες μέτρησης m/ s με αποτέλεσμα και ο δείκτης να προκύπτει ως μέγεθος με μονάδες μέτρησης ταχύτητας. Για να απαλλαγούμε από οποιουδήποτε τύπου μονάδων μέτρησης εφαρμόσαμε με επιτυχία την σχέση: Nc Vp Pi (5.9) Nc Vp max max 124

126 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Όπου Vp max και Nc max είναι οι αντίστοιχες μέγιστες τιμές της μέσης ταχύτητάς τους και του αριθμού των CMEs για το σύνολο της εξεταζόμενης χρονικής περιόδου. Η μέθοδος της κανονικοποίησης που εφαρμόσαμε είχε ως αποτέλεσμα να οριστεί ένας δείκτης αδιάστατος και ο οποίος μπορεί να χρησιμοποιηθεί σε οποιοδήποτε μοντέλο σχετικό με την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. ή γενικότερα του Διαστημικού Καιρού. Είναι χαρακτηριστική η αντισυσχέτιση των τιμών του δείκτη με την ένταση της Κ.Α. όπως φαίνεται και στην εικόνα 5.5. Εικόνα 5.5: Στην εικόνα βλέπουμε την ένταση της κοσμικής ακτινοβολίας [10GV] (πάνω) και τον δείκτη των CMEs έτσι όπως προκύπτει χρησιμοποιώντας το σύνολο των CMEs (μαύρη γραμμή) και τις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 (κόκκινη γραμμή). Σε πρόσφατη εργασία μας (Mavromichalaki and Paouris, 2012), παρουσιάσαμε και την συσχέτιση μεταξύ του δείκτη των CMEs και των δύο ηλιοσφαιρικών παραμέτρων όπως του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS), με πολύ υψηλές τιμές του δείκτη συσχέτισης r 0.83 και r 0.76 αντίστοιχα, βλέπουμε έτσι την συσχέτιση μεταξύ των CMEs και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου με ενίσχυση της άποψης ότι και οι CMEs επηρεάζουν την διαμόρφωση του IMF. 125

127 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 5.6 Φαινόμενο της χρονικής υστέρησης Η ενδεκαετής διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. παρουσιάζει χρονική υστέρηση σε σχέση με την ηλιακή δραστηριότητα γεγονός το οποίο έχει μελετηθεί από πολλούς ερευνητές στο παρελθόν (Moraal, 1976; Mavromichalaki and Petropoulos, 1984; Mavromichalaki, Marmatsouri and Vassilaki, 1990; Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2007). Η μελέτη της χρονικής υστέρησης γίνεται με χρήση της μεθόδου της γραμμικής συσχέτισης μεταξύ των τιμών της έντασης της Κ.Α. που παρατηρείται από τους μετρητές νετρονίων και των τιμών των διαφόρων, ηλιακών, ηλιοσφαιρικών και γεωμαγνητικών παραμέτρων. Για τον υπολογισμό της χρονικής υστέρησης μεταξύ των τιμών της κάθε παραμέτρου και των τιμών της έντασης της Κ.Α. υπολογίζουμε τον συντελεστή συσχέτισης (Pearson cross-correlation coefficient) από 0 μήνες έως 30 μήνες για το σύνολο της χρονοσειράς των δεδομένων. Η μέγιστη τιμή του συντελεστή συσχέτισης μεταξύ των τιμών της έντασης της Κ.Α. και των τιμών της εξεταζόμενης παραμέτρου για το σύνολο των δοκιμών μας δείχνει την χρονική υστέρηση σε μήνες. Στην εικόνα 5.6 παρουσιάζουμε ένα ενδεικτικό παράδειγμα της μεθόδου που χρησιμοποιούμε. Στο παράδειγμα αυτό έχουμε θεωρήσει δύο χρονοσειρές δεδομένων Test1 και Test2 και μελετούμε το φαινόμενο της χρονικής υστέρησης από 0 έως 10 μήνες. Στην μέθοδο αυτή οι τιμές της παραμέτρου Test1 παραμένουν σταθερές και μετά οι τιμές της παραμέτρου Test2 μεταβάλλονται ως εξής: στην δεύτερη στήλη έχουμε την πλήρη χρονοσειρά που αντιστοιχεί σε χρονική υστέρηση 0 μηνών, στην επόμενη στήλη η τιμή i 2 γίνεται πρώτη και αντιστοιχεί σε χρονική υστέρηση 1 μήνα, στην επόμενη στήλη η τιμή i 3 γίνεται πλέον πρώτη κ.ο.κ. μέχρι την τελευταία. Βλέπουμε ότι η χρονοσειρά για την εξεταζόμενη παράμετρο Test2 μετατοπίζεται προς τα πάνω αφαιρώντας πάντα την εκάστοτε πρώτη τιμή με τις υπόλοιπες να κρατούν την διαδοχική σειρά τους. Στην συνέχεια για κάθε συνδυασμό της πρώτης στήλης (Test1) με κάθε επόμενη (Test2 0 months, Test2 1 month, Test2 2 months, etc.) υπολογίζουμε τον συντελεστή συσχέτισης. Οι τιμές που βρήκαμε για το παράδειγμά μας παρουσιάζονται στον πίνακα 5.2. Από τις τιμές του συντελεστή συσχέτισης στον πίνακα 5.2 βλέπουμε ότι η μέγιστη τιμή του συντελεστή αντιστοιχεί στο δείγμα με 2 μήνες χρονική υστέρηση με τιμή r Αρχικά βλέπουμε ότι οι τιμές αυξάνονται μέχρι την μέγιστη τιμή και στην συνέχεια μειώνονται μέχρι μία τιμή πολύ κοντά στο μηδέν. 126

128 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 5.6: Στην εικόνα βλέπουμε ένα στιγμιότυπο της διαδικασίας που περιγράφουμε στην συνέχεια. Μετά την τιμή αυτή που αντιστοιχεί σε υστέρηση 7 μηνών δεν χρειαζόμαστε τις υπόλοιπες τιμές αφού πλέον το δείγμα έχει αλλάξει συμπεριφορά και πλέον μπορεί να έχουμε είτε αύξηση πάλι των τιμών είτε αλλαγή και από θετική συσχέτιση των δύο δειγμάτων r 0 να έχουμε πλέον αρνητική συσχέτιση r 0 και οι δύο όμως περιπτώσεις απορρίπτονται αφού τα αποτελέσματα οφείλονται στον μικρό αριθμό σύγκρισης των δειγμάτων και όχι σε πραγματικά αποτελέσματα. Πίνακας 5.2: Συντελεστής συσχέτισης Pearson (r) μεταξύ των μεταβλητών Test1 και Test2 για τον υπολογισμό της χρονικής υστέρησης Cross-correlation coefficient r Test1 Test2 (0 months) Test1 Test2 (1 month) Test1 Test2 (2 months) Test1 Test2 (3 months) Test1 Test2 (4 months) Test1 Test2 (5 months) Test1 Test2 (6 months) Test1 Test2 (7 months) Test1 Test2 (8 months) - Test1 Test2 (9 months) - Test1 Test2 (10 months) - Η διαδικασία που περιγράψαμε νωρίτερα εφαρμόζεται για κάθε παράμετρο ηλιακή, ηλιοσφαιρική ή γεωμαγνητική σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. επεκτείνοντας την διαδικασία αυτή ακόμη και στους 120 μήνες. Χρησιμοποιώντας 127

129 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας λοιπόν δεδομένα της Κ.Α. αλλά και των υπολοίπων παραμέτρων παρουσιάζουμε στην εικόνα που ακολουθεί τις μέγιστες τιμές του συντελεστή συσχέτισης καθώς και την χρονική υστέρηση σε μήνες. Εικόνα 5.7: Στην εικόνα αυτή παρουσιάζουμε τα αποτελέσματα των συντελεστών συσχέτισης και την αντίστοιχη χρονική υστέρηση σε μήνες για κάθε παράμετρο που εξετάστηκε (Paouris et al., 2012a) Στην εικόνα 5.7 βλέπουμε την σύγκριση μεταξύ των τιμών που είχαμε υπολογίσει για τον συντελεστή συσχέτισης και την αντίστοιχη χρονική υστέρηση σε μήνες στην εργασία μας Mavromichalaki, Paouris and Karalidi (2007) και των τιμών που υπολογίσαμε στην τελευταία εργασία μας Paouris et al., (2012). Η πολύ υψηλή τιμή της αντισυσχέτισης r 0 μεταξύ της ηλιακής δραστηριότητας (του αριθμού των ηλιακών κηλίδων) και της έντασης της Κ.Α. η οποία και στις δύο εργασίες έχει παραπλήσιες τιμές επαληθεύει την χρονική υστέρηση που είχαμε υπολογίσει μεταξύ της ηλιακής δραστηριότητας και της Κ.Α. στους μήνες. Η πρώτη φορά όπου παρουσιάστηκε το αποτέλεσμα αυτό είχε προκύψει με τιμές μέχρι το 2006 και ενώ ο 23 ος ηλιακός κύκλος δεν είχε ολοκληρωθεί ακόμη. Βελτίωση της τιμής του συντελεστή συσχέτισης παρατηρούμε για το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο (IMF) καθώς επίσης και αλλαγή στην τιμή της χρονικής υστέρησης. Ένα ακόμη σημαντικό αποτέλεσμα από την σύγκριση αυτή είναι η επαλήθευση των τιμών για τον δείκτη των CMEs τόσο για τον συντελεστή συσχέτισης όσο και για την χρονική υστέρηση η οποία ήταν και επαληθεύτηκε στους 0 μήνες, το οποίο ήταν αναμενόμενο όπως περιγράψαμε και στην ενότητα 5.5. Για το ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος (HCS) επαληθεύσαμε την τιμή του συντελεστή συσχέτισης βρήκαμε όμως διαφορετική τιμή για την χρονική υστέρηση. Οι Belov et al. (2001) είχαν δείξει ότι υπάρχει πολύ καλή συμφωνία των αποτελεσμάτων της συσχέτισης μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και των τιμών της κλίσης του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος ειδικά κατά τις περιόδους όπου έχουμε την ίδια πολικότητα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου, μελέτη η οποία έγινε 128

130 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας για όλα τα δεδομένα της Κ.Α. που προέρχονται από μετρήσεις των σταθμών νετρονίων από το Όπως και στην περίπτωση του IMF έτσι και στην περίπτωση του HCS η ολοκλήρωση του 23 ου ηλιακού κύκλου και η περαιτέρω μελέτη στον 24 ο ηλιακό κύκλο μπορεί να μας δώσει ασφαλή συμπεράσματα αφού και οι δύο παράμετροι σχετίζονται με το φαινόμενο της αλλαγής της πολικότητας του μαγνητικού πεδίου του ήλιου και οποιαδήποτε μελέτη κατά την διάρκεια του κύκλου εμπεριέχει μεγάλα σφάλματα. Σχετικά με τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων (Nf) και του γεωμαγνητικού δείκτη (Ap) βλέπουμε ότι επαληθεύονται οι τιμές για την χρονική υστέρηση και έχουμε επίσης και βελτίωση των τιμών του συντελεστή συσχέτισης. Ο δείκτης των εκλάμψεων (flare index) παρουσιάζει μεγάλη βελτίωση όσο αφορά τον συντελεστή συσχέτισης και επαληθεύεται επίσης η χρονική υστέρηση στους 15 μήνες, τιμή πολύ κοντά σε αυτήν που υπολογίσαμε για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων κάτι αναμενόμενο αφού οι περισσότερες εκλάμψεις ακολουθούν τον ηλιακό κύκλο άρα θα παρουσιάζουν και παρόμοια συμπεριφορά. Μεγάλη απόκλιση παρατηρούμε για τον αριθμό των CMEs τόσο σε σχέση με τον συντελεστή συσχέτισης όσο και για την χρονική υστέρηση. Το γεγονός αυτό όπως έχουμε ήδη εξηγήσει στην ενότητα 5.5 οφείλεται στην μεγάλη αύξηση των στενών CMEs οι οποίες όμως δεν συνοδεύτηκαν από φαινόμενα τα οποία θα μπορούσαν να επηρεάσουν την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. (Paouris, 2013). Στην εικόνα 5.8 βλέπουμε την γραφική απεικόνιση των συντελεστών συσχέτισης σε σχέση με την χρονική υστέρηση για κάθε παράμετρο. Είναι πολύ σημαντικό το γεγονός ότι για τις ηλιακές παραμέτρους όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων, ο αριθμός των εκλάμψεων και ο δείκτης των εκλάμψεων η χρονική υστέρηση είναι αρκετά μεγάλη αγγίζοντας την τιμή των μηνών. Ιδιαίτερα για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων η χρονική υστέρηση για τους άρτιους ηλιακούς κύκλους 20 και 22 ήταν περίπου 2-4 μήνες, ενώ για τους περιττούς ηλιακούς κύκλους 21 και 23 η χρονική υστέρηση βρέθηκε 16 και 14 μήνες αντίστοιχα. Επαληθεύοντας έτσι τον διαχωρισμό που παρατηρείται μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων γεγονός το οποίο σχετίζεται με την αλλαγή της πολικότητας του ηλιακού μαγνητικού πεδίου όπως αναφέραμε και στην ενότητα 1.5 (Nagashima and Morishita, 1980b; Mavromichalaki and Petropoulos, 1987; Mavromichalaki, Belehaki and Rafios, 1998). Η περαιτέρω μελέτη της χρονικής υστέρησης ώστε να επαληθεύσουμε τα προηγούμενα αποτελέσματα συνεχίστηκε παράγοντας τους βρόχους υστέρησης μεταξύ των δεδομένων της Κ.Α. και των δεδομένων για κάθε παράμετρο. Τους βρόχους υστέρησης βλέπουμε στην εικόνα 5.9. Στην δεξιά στήλη βλέπουμε τους βρόχους οι οποίοι δημιουργούνται από τις τιμές της έντασης της Κ.Α. έτσι όπως υπολογίζονται στην εργασία μας Paouris et al. (2012), ενώ στην αριστερή στήλη έτσι όπως προκύπτουν από τις παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. από τους σταθμούς νετρονίων. 129

131 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 5.8: Στην εικόνα αυτή παρουσιάζουμε τις γραφικές παραστάσεις των συντελεστών συσχέτισης σε σχέση με την χρονική υστέρηση για κάθε παράμετρο που μελετήσαμε. Παρουσιάζουμε και τα αντίστοιχα σφάλματα. (Paouris et al., 2012) 130

132 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 5.9: Οι βρόχοι υστέρησης των τιμών της Κ.Α. από δεδομένα των 10 GV (αριστερά) και των διαμορφωμένων τιμών της Κ.Α. έτσι όπως υπολογίστηκαν από το μοντέλο σε σχέση με την εκάστοτε παράμετρο όπως τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz), τον αριθμό των ηλιακών εκλάμψεων (Nf), τον δείκτη των CMEs (P i ), του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και της κλίσης του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS). (Paouris et al., 2012) Παρατηρούμε ότι οι βρόχοι υστέρησης για τις ηλιακές παραμέτρους όπως ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων και ο αριθμός των ηλιακών εκλάμψεων είναι πιο κυκλικοί σε σχέση με τις άλλες παραμέτρους. Αυτό επιβεβαιώνει απόλυτα τα προηγούμενα αποτελέσματα για μεγάλη τιμή χρονικής υστέρησης που βρήκαμε από την μέθοδο της γραμμικής συσχέτισης. Τα διαγράμματα αυτά επιβεβαιώνουν 131

133 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας και την ασυμμετρία που παρατηρείται μεταξύ άρτιων και περιττών κύκλων που ήδη έχουμε αναφέρει στην ενότητα (Mavromichalaki, Belehaki and Rafios, 1998). Όπως έχουν δείξει οι Nagashima and Morishita (1980b), αν το φαινόμενο της αλλαγής της πολικότητας προβληθεί πάνω στους βρόχους υστέρησης τότε οι βρόχοι υστέρησης χωρίζονται σε δύο βρόχους οι οποίοι αντιστοιχούν ο κάθε ένας σε μία παράλληλη και μία αντιπαράλληλη κατάσταση σε σχέση με την πολικότητα του ηλιακού μαγνητικού πεδίου. Επειδή η αλλαγή της πολικότητας ολοκληρώνεται μερικά χρόνια μετά το ηλιακό μέγιστο, η μετάβαση από τον ένα βρόχο στον άλλο αναμένεται κάθε 11 περίπου χρόνια (Otaola, Perez-Enriquez and Valdes-Galicia, 1985). Κάθε βρόχος υστέρησης που παρουσιάζουμε στην εικόνα 5.9 αντιστοιχεί σε δύο καμπύλες, μία παράλληλη με την φορά του ηλιακού μαγνητικού πεδίου κατά τα έτη και μία αντιπαράλληλη κατά τα έτη σύμφωνα και με τις ημερομηνίες που σημειώνουμε στο διάγραμμα για το HCS. Η μετάβαση από την παράλληλη στην αντιπαράλληλη κατάσταση κατά τα έτη συμβαίνει κατά την αντιστροφή της πολικότητας που αναφέραμε και νωρίτερα (Kane, 2006). Πιο συγκεκριμένα αυτή η μεταβολή έγινε τον Ιούνιο του 2001, που ταυτίζεται με το μισό της συνολικής διάρκειας για την αντιστροφή αυτή. Επίσης, είναι πολύ σημαντική η σύγκριση μεταξύ των βρόχων για τον δείκτη των CMEs και του IMF παρουσιάζοντας όμοια συμπεριφορά γεγονός που επαληθεύει την θεώρηση ότι οι CMEs παίζουν καθοριστικό ρόλο στην διαμόρφωση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου και κατ` επέκταση στην διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. Στα διαγράμματα φαίνεται και η περίοδος του παρατεταμένου ηλιακού ελαχίστου κατά τα έτη Στεμματικές εκτινάξεις μάζας και διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Όπως αναφέρθηκε νωρίτερα (εξ. 5.5) ένα μοντέλο διαμόρφωσης το οποίο βασίζεται μόνο στον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, στον αριθμό των εκλάμψεων και στον γεωμαγνητικό δείκτη Ap, παρουσίασε καλά αποτελέσματα στην προσέγγιση του 23 ου ηλιακού κύκλου με αποκλίσεις όμως στην καθοδική φάση του ηλιακού κύκλου ιδιαίτερα κατά το έτος 2003 που συνοδεύτηκε από αρκετά έκτακτα και βίαια φαινόμενα. Στην συνέχεια (Mavromichalaki, Paouris and Karalidi, 2007) έγινε μία προσπάθεια να συμπεριλάβουμε πλέον και τον μηνιαίο αριθμό των CMEs δηλ. μία παράμετρο η οποία σχετίζεται με έκτακτα φαινόμενα που επηρεάζουν άμεσα την διαμόρφωση της Κ.Α. όπως είναι οι CMEs. Στην μελέτη αυτή είδαμε ότι η καλύτερη προσέγγιση της διαμόρφωσης της Κ.Α. έγινε με χρήση των εξής παραμέτρων: του αριθμού των ηλιακών κηλίδων, του μηνιαίου αριθμού των CMEs, του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος και του γεωμαγνητικού δείκτη Ap, σύμφωνα με την σχέση: 132

134 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας 3 I C Ap 3.13 Rz 0.80 Nc 2.88 HCS (5.10) Η προσέγγιση αυτή έδωσε πολύ καλύτερα αποτελέσματα σε σχέση με την προηγούμενη. Συγκεκριμένα η μελέτη πραγματοποιήθηκε για το σύνολο της περιόδου αλλά μελετήσαμε και ξεχωριστά την κάθε περίοδο του ηλιακού κύκλου. Ειδικότερα η ανάλυση έγινε και για τις τρεις περιόδους του ηλιακού κύκλου, για την ανοδική φάση , για την περίοδο του ηλιακού μεγίστου και για την καθοδική φάση του κύκλου Η τυπική απόκλιση μεταξύ των παρατηρούμενων τιμών και των υπολογιζόμενων από την εξ ήταν 4.52% για την ανοδική φάση, 11.85% για το ηλιακό μέγιστο και 11.47% για την καθοδική φάση αντίστοιχα. Για το σύνολο της εξεταζόμενης περιόδου η τυπική απόκλιση ήταν 10.76% πολύ καλύτερη από την προηγούμενη προσέγγιση. Η βελτίωση αυτή οφείλεται κυρίως στην συμβολή των δύο παραμέτρων: του μηνιαίου αριθμού των CMEs όπου αντικαταστάθηκε ο αριθμός των εκλάμψεων δίνοντας έτσι καλύτερη προσέγγιση στα έκτακτα και βίαια γεγονότα που επηρεάζουν άμεσα την διαμόρφωση της Κ.Α. και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος που επηρεάζει τον χώρο της ηλιόσφαιρας και όπως ήδη έχουμε αναφέρει την διαμόρφωση της Κ.Α. Εικόνα 5.10: Γραφική απεικόνιση των τιμών της διαμόρφωσης της Κ.Α. κατά τα έτη Η συνεχής γραμμή αντιστοιχεί στις παρατηρούμενες τιμές από τον σταθμό της Μόσχας, ενώ η διακεκομμένη γραμμή αντιστοιχεί στις τιμές όπως υπολογίζονται από την εξ (Mavromichalaki et al., 2007). 133

135 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Από την εικόνα 5.10 φαίνεται και πάλι αδυναμία του μοντέλου στην προσέγγιση των πραγματικών τιμών και ιδιαίτερα σε περιόδους όπου είχαμε έντονη ηλιακή δραστηριότητα με μεγάλης έντασης εκλάμψεις αλλά και HALO CMEs όπως τον Οκτώβριο-Νοέμβριο Φαίνεται ξεκάθαρα ότι το πραγματικό ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. που παρατηρήθηκε κατά τους μήνες Οκτώβριο-Νοέμβριο 2003 δεν προσεγγίζεται με επιτυχία από το μοντέλο το οποίο δίνει ελάχιστο των επιπέδων της Κ.Α. μέσα στο 2001, περίοδος η οποία ταυτίζεται με το ηλιακό μέγιστο. Από την προσέγγιση αυτή είχαμε σημαντική βελτίωση του μοντέλου σε σχέση με την προηγούμενη προσέγγιση όμως έπρεπε να συνεχίσουμε την μελέτη ώστε να βελτιώσουμε τις αδυναμίες του μοντέλου κυρίως σε περιόδους έκτακτων φαινομένων. Η βελτίωση αυτή επιτεύχθηκε (Paouris et al., 2012) χρησιμοποιώντας δεδομένα της Κ.Α. τα οποία προέρχονται από το σύνολο των επίγειων σταθμών με χρήση της μεθόδου GSM δίνοντας δεδομένα τα οποία αντιστοιχούν τελικά στην διαμόρφωση της Κ.Α. στα όρια της ατμόσφαιρας με κατώφλι τα 10GV (Belov et al., 1999). Επίσης, αντικαταστήσαμε τον αριθμό των CMEs (Nc) με τον δείκτη P i, προσεγγίζοντας τελικά με επιτυχία ακόμη και τις περιόδους των πολύ έκτακτων περιόδων με αποτέλεσμα τελικά το παρατηρούμενο ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. να ταυτίζεται με το αντίστοιχο ελάχιστο όπως προκύπτει από το νεότερο μοντέλο. Στην περίπτωση αυτή οι υπολογιζόμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. προσδιορίστηκαν λαμβάνοντας υπόψη τις εξής παραμέτρους: τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz), του δείκτη των CMEs (Pi), του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) και του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) σύμφωνα με την σχέση: I C Rz P IMF HCS (5.11) i Η προσέγγιση αυτή έδωσε για πρώτη φορά τυπική απόκλιση μεταξύ των υπολογιζόμενων και των παρατηρούμενων τιμών της έντασης της Κ.Α. για το σύνολο της εξεταζόμενης περιόδου , αρκετά κάτω από 10%, για την ακρίβεια ήταν 7.15%. Συγκεκριμένα, κατά την ανοδική φάση του κύκλου (Ιαν Απρ. 1999) η τυπική απόκλιση ήταν 5.17%, στο μέγιστο (Μάιος 1999 Δεκ. 2002) ήταν 9.53% που αποτελεί την καλύτερη προσέγγιση μέχρι εκείνη την στιγμή για την ιδιαίτερη περίοδο του ηλιακού μεγίστου και ενώ η προηγούμενη καλύτερη τιμή για την αντίστοιχη περίοδο ήταν 11.85%. Κατά την καθοδική φάση του κύκλου (Ιαν 2003 Δεκ, 2006) η τυπική απόκλιση ήταν 7.61% και για την περίοδο του παρατεταμένου ελαχίστου κατά την περίοδο Ιαν Μαρ ήταν 2.88%. Η πολύ μεγάλη βελτίωση που παρατηρήσαμε οφείλεται σε συνδυασμό παραμέτρων όπως: 134

136 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Η διατήρηση στο μοντέλο του αριθμού των ηλιακών κηλίδων, χαρακτηριστικό της ηλιακής δραστηριότητας που καθορίζει την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α., Η εισαγωγή πλέον στο μοντέλο μιας παραμέτρου, όπως ο δείκτης των CMEs, που μας δίνει την δυνατότητα να εισάγουμε στο μοντέλο μας την επίδραση ορισμένων έκτακτων και πολύ βίαιων γεγονότων τα οποία συμβαίνουν στον Ήλιο, με αποδεδειγμένα (όπως είδαμε νωρίτερα, ενότητες 5.5 και 5.6) πολύ υψηλή αντισυσχέτιση μεταξύ της έντασης της Κ.Α. και των τιμών του δείκτη. Όπως έχουμε δείξει οι τιμές του δείκτη βασίζονται σε ένα συνδυασμό τόσο του μηνιαίου αριθμού των γεγονότων όσο όμως και της ταχύτητάς τους, έτσι κρίνεται ορθή και η αντικατάσταση από το μοντέλο του αριθμού των CMEs όπως φαίνεται και από τα αποτελέσματα, Στο νέο αυτό μοντέλο, αντικαταστήσαμε τον γεωμαγνητικό δείκτη (Ap), με την ταυτόχρονη εισαγωγή πλέον των δύο πολύ σημαντικών παραμέτρων όπως την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS) και του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (IMF) με πολύ υψηλή τιμή του συντελεστή συσχέτισης με την ένταση της Κ.Α. Αναφέραμε νωρίτερα και πλήθος ερευνητικών εργασιών οι οποίες αναφέρουν τον σημαντικό ρόλο των παραμέτρων αυτών στην Κ.Α., Σε αυτή την μελέτη δεν χρησιμοποιήσαμε δεδομένα από έναν ή δύο σταθμούς καταμέτρησης νετρονίων αλλά χρησιμοποιώντας δεδομένα τα οποία έχουν παραχθεί με την μέθοδο της παγκοσμίου επισκόπησης (GSM), τα δεδομένα αυτά είναι αποτέλεσμα της χρήσης των δεδομένων από όλους τους επίγειους αλλά και δορυφορικούς μετρητές νετρονίων, με κατώφλι μαγνητικής δυσκαμψίας που αντιστοιχεί σε 10 GV. Με τους λόγους που αναφέρουμε παραπάνω εξηγούμε την μεγάλη βελτίωση του μοντέλου σε σχέση με όλες τις προηγούμενες προσπάθειες. Στην εικόνα 5.11 βλέπουμε και την γραφική απεικόνιση μεταξύ των υπολογιζόμενων τιμών και των τιμών της έντασης της Κ.Α. των 10GV. Το μοντέλο αυτό εκτός των πολύ ικανοποιητικών τιμών τυπικής απόκλισης μεταξύ παρατηρούμενων και υπολογιζόμενων τιμών πέτυχε να προσεγγίσει και το πραγματικό ελάχιστο της Κ.Α. κάτι το οποίο επιτεύχθηκε για πρώτη φορά. Σε πρόσφατη εργασία μας, Mavromichalaki and Paouris (2012), μελετήσαμε την επίδραση των CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών και όχι το σύνολο των CMEs, απορρίπτοντας έτσι από το δείγμα τις στενές CMEs (narrow CMEs). 135

137 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Εικόνα 5.11: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. των 10GV και των υπολογιζόμενων τιμών από την εξ (Paouris et al., 2012) Στην προσέγγιση αυτή διατηρήσαμε την μορφή του προηγούμενου μοντέλου (εξ. 5.11) αλλάζοντας μόνο τον δείκτη των CMEs σύμφωνα με την ανάλυση που περιγράψαμε και νωρίτερα (ενότητα 5.5). Η εξίσωση του μοντέλου είχε την μορφή: I C Rz P IMF HCS (5.12) i Όπου πλέον ο δείκτης P i βασίζεται στις CMEs με εύρος μεγαλύτερο των 30 μοιρών. Στην εικόνα 5.12 βλέπουμε την πολύ καλή προσέγγιση, μεταξύ των υπολογιζόμενων και παρατηρούμενων τιμών για την ένταση της Κ.Α. Εικόνα 5.12: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. και των υπολογιζόμενων τιμών από την εξ χρησιμοποιώντας όμως CMEs με εύρος μεγαλύτερο από 30 μοίρες. (Mavromichalaki and Paouris, 2012) 136

138 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Τα αποτελέσματα από την προηγούμενη μελέτη ήταν ακόμη καλύτερα κατεβάζοντας την τιμή της τυπικής απόκλισης για πρώτη φορά κάτω από 7%, συγκεκριμένα ήταν 6.63% κατά την διάρκεια του 23 ου ηλιακού κύκλου. 5.8 Πολικό μαγνητικό πεδίο του ηλίου και διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας Σε πρόσφατη εργασία μας Paouris et al., (2015) διαμορφώσαμε ένα μοντέλο για την προσέγγιση της Κ.Α. στο οποίο χρησιμοποιήσαμε ηλιακές ή/και ηλιοσφαιρικές παραμέτρους. Συγκεκριμένα μελετήσαμε, το ηλιακό πολικό πεδίο (solar polar field - PF), το μέσο μαγνητικό πεδίο (mean magnetic field - MF), το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο (IMF), την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλου ρεύματος (HCS-tilt), τον δείκτη των CMEs και τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz). Στην εικόνα 5.13 που ακολουθεί βλέπουμε την χρονοσειρά για τα δεδομένα που μελετήσαμε στην συγκεκριμένη περίπτωση. Εικόνα 5.13: Χρονοσειρές των δεδομένων που χρησιμοποιήσαμε στην εργασία Paouris et al. (2015) Εξάρτηση του δείκτη των CMEs από το εύρος τους Στην εργασία αυτή μελετήσαμε την συσχέτιση του δείκτη των CMEs από το εύρος των γεγονότων και συγκεκριμένα υπολογίσαμε τον συντελεστή συσχέτισης (r) μεταξύ του δείκτη και της Κ.Α. αλλά και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. Στην εικόνα 5.14 βλέπουμε ότι την καλύτερη συσχέτιση μεταξύ του δείκτη των CMEs και της Κ.Α. την πετυχαίνουμε στην περίπτωση όπου έχουμε αποκλείσει από το δείγμα μας τις CMEs οι οποίες έχουν εύρος μικρότερο από 15. Στην περίπτωση αυτή ο 137

139 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας συντελεστής συσχέτισης είναι r = Από την εικόνα αυτή βλέπουμε ένα ακόμη ενδιαφέρον χαρακτηριστικό, το οποίο σχετίζεται με την συσχέτιση του δείκτη των CMEs σε σχέση με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων όπου καθώς αυξάνεται το εύρος των εξαιρουμένων CMEs από το δείγμα μας αυξάνεται επίσης και ο συντελεστής συσχέτισης με μέγιστη τιμή r = +0.78, αποτέλεσμα το οποίο θα πρέπει και να εξεταστεί περεταίρω Pi-index - CR 10 GV Pi-index - Sunspot number Angular Width (deg) 0.72 Εικόνα 5.14: Οι τιμές του συντελεστή συσχέτισης (r) μεταξύ του δείκτη των CMEs και της Κ.Α. αλλά και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων. Η καλύτερη συσχέτιση μεταξύ του δείκτη των CMEs και της Κ.Α. παρατηρείται όταν από το δείγμα αποκλειστούν οι πολύ στενές CMEs με εύρος μικρότερο από 15. Ταυτόχρονα παρατηρούμε αύξηση του συντελεστή συσχέτισης μεταξύ του δείκτη των CMEs και του αριθμού των ηλιακών κηλίδων καθώς εξαιρούμε σταδιακά όλο και μεγαλύτερου εύρους CMEs, με μέγιστη τιμή όταν από το δείγμα μας έχουν εξαιρεθεί όλες οι CMEs με εύρος μικρότερο από 50 (Paouris et al., 2015). Οι τιμές του δείκτη των CMEs διαμορφώθηκαν έτσι χρησιμοποιώντας δεδομένα των CMEs από την βάση δεδομένων του LASCO με εύρος μεγαλύτερο από 15 με βάση την εξίσωση: Nc Vp Pi (5.13) Nc Vp max max Όπου οι τιμές Ncmax και Vp max υπολογίστηκαν από το δείγμα μας και βρέθηκαν Ncmax 173 και Vpmax km/s αντίστοιχα. Οι τιμές των συντελεστών α και β ικανοποιούν την σχέση α + β = 1, με α, β > 0 και βρέθηκαν α = 0.23 και β = 0.77 αντίστοιχα. 138

140 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Χρονική υστέρηση και Wavelet ανάλυση Επίσης μελετήθηκε η χρονική υστέρηση των παραμέτρων που αναφέραμε νωρίτερα σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. χρησιμοποιώντας ένα ευρύ χρονικό παράθυρο ±120 μηνών. Τα αποτελέσματα φαίνονται στην εικόνα 5.15 που ακολουθεί. Εικόνα 5.15: Οι τιμές του συντελεστή συσχέτισης (r) μεταξύ της κάθε παραμέτρου και της έντασης της Κ.Α. (Paouris et al., 2015). Πολύ καλή συσχέτιση παρατηρούμε μεταξύ του αριθμού των ηλιακών κηλίδων (r = -0.87), του δείκτη των CMEs (r = -0.86), του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου (r = -0.85) και ιδιαίτερα του πολικού πεδίου του ηλίου (r = -0.93) σε σχέση με την ένταση της Κ.Α. Η χρονική υστέρηση για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων επιβεβαιώνει προηγούμενα αποτελέσματα (Paouris et al., 2012; Mavromichalaki and Paouris, 2012) με μέγιστη τιμή στους 13 μήνες. Σημειώνουμε ότι ο δείκτης των CMEs δεν εμφανίζει χρονική υστέρηση όπως αναμενόταν αφού στηρίζεται σε γεγονότα τα οποία επηρεάζουν την Γη εντός μερικών ημερών. Αξιοσημείωτο είναι το γεγονός της πολύ υψηλής τιμής της χρονικής υστέρησης που εμφανίζει το πολικό πεδίο του ηλίου στους 67 μήνες με επίσης πολύ υψηλό συντελεστή συσχέτισης όπως είδαμε και νωρίτερα με r = Τα αποτελέσματα αυτά ενισχύονται ακόμη περισσότερο μετά από την wavelet (Torrence and Compo, 1998) ανάλυση που εφαρμόσαμε με σκοπό να μελετήσουμε και τις περιοδικότητες που εμφανίζονται στις παραμέτρους αυτές. Η μελέτη του αριθμού των ηλιακών κηλίδων με χρήση της ανάλυσης wavelet έχει μελετηθεί και από άλλους ερευνητές (όπως π.χ. Prabhakaran Nayar et al., 2002 και Katsavrias et al., 2012). Ένα νέο στοιχείο όμως που παρουσιάστηκε από την δική μας εργασία ήταν η μελέτη για πρώτη φορά της χρονοσειράς των 10 GV της Κ.Α. με χρήση της ανάλυσης wavelet, καθώς και η μελέτη των παραμέτρων της κλίσης του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος και του πολικού πεδίου του ηλίου. Από την ανάλυση αυτή προέκυψαν ενδιαφέροντα αποτελέσματα τα οποία συνοψίζουμε: 139

141 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Για την ένταση της Κ.Α. των 10 GV η πιο σημαντική περιοδικότητα είναι εκείνη των 128 μηνών ( έτη). Μικρότερες περιοδικότητες εντοπίζονται στους 32 μήνες ( 2.67 έτη), στους 16 μήνες ( 1.33 έτη), στους 12 μήνες ( 1 έτος) και στους 8 μήνες ( 0.67 έτη). Για τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων η πιο σημαντική περιοδικότητα εντοπίζεται στους 128 μήνες ( έτη), με μικρότερες περιοδικότητες να παρατηρούνται στους 32 μήνες ( 2.67 έτη), 16 μήνες ( 1.33 έτη) και 8 μήνες ( 0.67 έτη). Για το πολικό πεδίο του ηλίου η πιο σημαντική περιοδικότητα εντοπίζεται στους 245 μήνες ( έτη) και η αμέσως μικρότερη περιοδικότητα να είναι στους 16 μήνες ( 1.33 έτη). Για την κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος εντοπίζουμε τις ίδιες περιοδικότητες με τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων, με πιο σημαντική εκείνη των 128 μηνών ( έτη) καθώς επίσης και εκείνη των 16 μηνών ( 1.33 έτη). Μια διαφορετική περιοδικότητα που παρατηρήσαμε ήταν εκείνη των 50 μηνών ( 4.17 έτη). Είναι πολύ σημαντικό το γεγονός ότι σε όλες τις παραμέτρους εμφανίζεται η περιοδικότητα των καθώς επίσης και εκείνη των 1.33 ετών. Οι τιμές αυτές επιβεβαιώνονται και από προηγούμενες εργασίες (Mavromichalaki et al., 1990; Kudela et al., 2002; Kudela et al., 2010). Το νέο στοιχείο από την μελέτη αυτή ήταν η περιοδικότητα του πολικού πεδίου του ηλίου με τιμή έτη η οποία ανταποκρίνεται στην 22-ετή μεταβολή του μαγνητικού πεδίου του ηλίου. Η γραφική απεικόνιση (contour plots) των αποτελεσμάτων από την εφαρμογή της wavelet ανάλυσης φαίνεται στην εικόνα Εικόνα 5.16: Η γραφική απεικόνιση (contour plots) και οι αντίστοιχες περιοδικότητες για κάθε παράμετρο που μελετήσαμε (Paouris et al., 2015). 140

142 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Τα χρωματικά επίπεδα (contour levels) έχουν επιλεγεί κατά τέτοιο τρόπο ώστε το 75%, 50%, 25%, και 5% της δύναμης (wavelet power) να είναι πάνω από το κάθε επίπεδο, αντίστοιχα Διαμόρφωση της Κ.Α. λαμβάνοντας υπόψη το πολικό πεδίο Στην προηγούμενη εργασία μας (Paouris et al., 2012) προσδιορίσαμε την διαμόρφωση της Κ.Α. μέσω της εξίσωσης: I C a R a P a a (5.14) z 2 i 3IMF 4HCS με πολύ καλά αποτελέσματα και συγκεκριμένα η τιμή της τετραγωνικής ρίζας της μέσης τιμής της διακύμανσης (root mean square deviation - RMSD) ήταν 9.96% μεταξύ των τιμών της Κ.Α. που υπολογίζονται από το μοντέλο και τις πραγματικές τιμές. Στην εργασία αυτή είχαμε καταλήξει σε δύο πιθανές βελτιώσεις του μοντέλου μας. Η πρώτη αφορούσε τον δείκτη των CMEs όπου θα μπορούσαμε να μελετήσουμε την συσχέτιση των τιμών του δείκτη ως συνάρτηση του εύρους των CMEs, όπως και δείξαμε στην ενότητα 5.8.1, και η δεύτερη πιθανή βελτίωση του μοντέλου μας ήταν η εισαγωγή μίας παραμέτρου η οποία θα είναι ηλιακή και θα καθορίζει άμεσα την εξάρτηση των ηλιακών κοσμικών ακτίνων. Για τον λόγο αυτό στην επόμενη εργασία μας (Paouris et al., 2015) μελετήσαμε την διαμόρφωση της Κ.Α. λαμβάνοντας υπόψη το πολικό πεδίο (PF) και το μέσο μαγνητικό πεδίο (MF) του ηλίου. Αρχικά το μοντέλο μας είχε την μορφή: I C a P a a a (5.15) i 2HCS 3MF 4PF λαμβάνοντας υπόψη την χρονική υστέρηση για κάθε μία από τις ηλιακές και ηλιοσφαιρικές παραμέτρους οι οποίες ήταν ο δείκτης των CMEs, η κλίση του ηλιοσφαιρικού φύλλου ρεύματος (HCS), το μέσο μαγνητικό πεδίο του ηλίου (MF) και το πολικό πεδίο του ηλίου (PF). Οι συντελεστές α i ήταν , 2.75, 5.50 και 1.50 αντίστοιχα. Τέλος, αφού τα δεδομένα της Κ.Α. ήταν στα 10GV η σταθερά C ήταν ίση με μονάδα. Αυτή η εκδοχή του μοντέλου είχε RMSD ίση με 11.81%, με πιο σημαντικό αποτέλεσμα την πολύ καλή προσέγγιση κατά την διάρκεια του ανοδικού τμήματος του ηλιακού κύκλου. Η καλύτερη τελικά προσέγγιση για τον 23 ο ηλιακό κύκλο ήταν εκείνη που είχε την μορφή: 141

143 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας I C a R a P a a (5.16) z 2 i 3MF 4PF Αποτελούμενη από τον αριθμό των ηλιακών κηλίδων (Rz), τον δείκτη των CMEs (Pi), το μέσο μαγνητικό πεδίο (MF) και το πολικό πεδίο (PF) του ηλίου. Οι συντελεστές α i ήταν 3.00, , 3.40, και 0.80 αντίστοιχα. Αυτή η εκδοχή του μοντέλου είχε την καλύτερη τιμή RMSD ίση με 8.72%. Η προσέγγιση αυτή δεν ήταν καλύτερη μόνο για την βελτίωση του στατιστικού δείκτη που χρησιμοποιήσαμε για την σύγκριση μεταξύ πειραματικών και πραγματικών τιμών, αλλά γιατί παρατηρήσαμε καλύτερη προσέγγιση στο σύνολο του ηλιακού κύκλου και όχι μόνο σε κάποια από τις φάσεις του κύκλου. Στην εικόνα 5.17 βλέπουμε τις πειραματικές τιμές από το μοντέλο (μαύρη γραμμή) και τις πραγματικές τιμές της Κ.Α. (κόκκινη γραμμή). Εικόνα 5.17: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. (κόκκινη γραμμή) και των υπολογιζόμενων τιμών από το μοντέλο (εξ. 5.16) χρησιμοποιώντας για πρώτη φορά το πολικό πεδίο του ηλίου και CMEs με εύρος μεγαλύτερο από 15 (Paouris et al., 2015). 5.9 Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από τις ICMEs Από την τελευταία προσέγγιση είδαμε ότι ενώ βελτιώθηκε πάρα πολύ η στατιστική παράμετρος RMSD (8.72%) μεταξύ πειραματικών και πραγματικών τιμών της έντασης της Κ.Α. καθώς επίσης βελτιώθηκε και η συνολική εικόνα για το σύνολο του ηλιακού κύκλου, ωστόσο, φαίνεται ξεκάθαρα μία αδυναμία του μοντέλου να προσεγγίσει τις περιόδους οι οποίες χαρακτηρίζονται από πολύ έντονα φαινόμενα, όπως για παράδειγμα η περίοδος Οκτωβρίου-Νοεμβρίου Κατά τους μήνες Οκτώβριος-Νοέμβριος του 2003 παρατηρήθηκαν φαινόμενα τα οποία συγκαταλέγονται στα πιο ισχυρά γεγονότα που έχουν καταγραφεί ποτέ, όπως οι 142

144 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες που παρατηρήθηκαν στις Οκτωβρίου και Νοεμβρίου (Chen and Sharma, 2006; Garner et al., 2006). Οι γεωμαγνητικές αυτές καταιγίδες ήταν το αποτέλεσμα της άφιξης halo CMEs οι οποίες προκάλεσαν καταιγίδες της κατηγορίας G5 που είναι και οι πιο ισχυρές. Αξίζει να σημειώσουμε το γεγονός ότι η πολύ έντονη δραστηριότητα των μηνών Οκτωβρίου-Νοεμβρίου 2003 συμπίπτει με το ελάχιστο της έντασης της Κ.Α. το οποίο δεν καταφέραμε με τα μοντέλα που παρουσιάσαμε έως τώρα, να προσεγγίσουμε. Αυτό το οποίο παρατηρούμε είναι ότι ενώ ο δείκτης των CMEs που αναπτύξαμε βελτίωσε χαρακτηριστικά όλα τα προηγούμενα μοντέλα, παραμένει το βασικό πρόβλημα της προσέγγισης των περιόδων με γεγονότα που έχουν έκτακτο και πολύ βίαιο χαρακτήρα. Η βελτίωση του δείκτη των CMEs (P i ) όπου θα ήταν δυνατό να λαμβάνονται υπόψη πληροφορίες που αφορούν τέτοια μεμονωμένα γεγονότα θα είχε ως άμεσο αποτέλεσμα την καλύτερη προσέγγιση των μοντέλων της Κ.Α. σε περιόδους που χαρακτηρίζονται από έκτακτα φαινόμενα. Οι πληροφορίες που θα έπρεπε να είναι γνωστές για κάθε μία CME που τελικά διαδίδεται στον διαπλανητικό χώρο (ICME) και τελικά φθάνει στην Γη προκαλώντας γεωμαγνητικές διαταραχές, είναι η ταχύτητα, το μαγνητικό πεδίο (B), η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου (B z ) καθώς επίσης και οι τιμές των γεωμαγνητικών δεικτών Ap και Dst ως μέτρα της ισχύος της προκληθείσης γεωμαγνητικής καταιγίδας. Οι πληροφορίες αυτές δεν ήταν διαθέσιμες και έτσι δημιουργήθηκε η βάση δεδομένων των ICMEs που παρουσιάσαμε στο Κεφάλαιο 4 (Paouris and Mavromichalaki, 2017) Διαμόρφωση του δείκτη των CMEs από τις ICMEs Με βάση την λογική που παρουσιάσαμε νωρίτερα, ο νέος δείκτης των CMEs θα πρέπει να αποτελείται ουσιαστικά από δύο συνιστώσες. Η πρώτη συνιστώσα αφορά το σύνολο της περιόδου που θέλουμε να μελετήσουμε και υπολογίζεται με βάση την εξίσωση 5.13, την οποία χαρακτηρίζουμε ως P i(1). Η δεύτερη συνιστώσα θα αφορά κάθε ένα γεγονός χωριστά λαμβάνοντας υπόψη κρίσιμες παραμέτρους για την κάθε μία ICME όπως: την ένταση του μαγνητικού πεδίου εντός της ICME (B ICME ), όπου όπως είδαμε νωρίτερα (βλ. ενότητα 4.4.6) καθορίζει την ένταση της γεωμαγνητικής καταιγίδας, την μέση ταχύτητα της ICME (V tr ), χαρακτηριστικό μέγεθος το οποίο σχετίζεται με την αρχική ενέργεια, θεωρώντας ότι η ενέργεια που ήταν συσσωρευμένη υπό την μορφή μαγνητικών πεδίων στην ενεργό περιοχή, με την εκτίναξη της CME μετατρέπεται εξολοκλήρου σε κινητική ενέργεια, το αρχικό εύρος της CME ως μία πολύ σημαντική παράμετρος σχετική με την γεωμετρία της CME, αφού μία halo CME θα προκαλέσει πολύ πιο ισχυρή 143

145 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας γεωμαγνητική καταιγίδα σε σύγκριση με μια CME η οποία είχε εύρος 90, και τέλος, την τιμή του γεωμαγνητικού δείκτη Ap, ως μέτρο της έντασης των γεωμαγνητικών επιδράσεων της ICME στην Γη. Έτσι, η δεύτερη συνιστώσα του δείκτη P i(2) θα υπολογίζεται για κάθε ένα γεγονός από την εξίσωση: P 2 i B V w Ap B V w Ap ICME tr (5.17) ICME max tr max max max Όπου οι μέγιστες τιμές των παρονομαστών όπως προκύπτουν από την βάση δεδομένων μας είναι B max nt ICME, V max km/s tr, w max 360 και Ap. Με τον τρόπο αυτό σε κάθε ένα γεγονός αντιστοιχίζεται μία τιμή max 400 μεταξύ 0 (ελάχιστη) και 4 (μέγιστη). Οι τιμές της συνιστώσας P i(2) του δείκτη μας είναι αδιάστατες και άρα μπορούμε να τις χρησιμοποιήσουμε ακριβώς όπως τον δείκτη που είχαμε ορίσει νωρίτερα από την εξίσωση Αξιοσημείωτο είναι το γεγονός ότι η μέγιστη τιμή που υπολογίσαμε από το δείγμα των 266 ICMEs είναι ίση με P 4.00 i 2 και αντιστοιχεί στην ICME που προκάλεσε την πολύ ισχυρή γεωμαγνητική καταιγίδα (G5) στις 29 Οκτωβρίου Η τελική έκφραση του δείκτη ώστε να χρησιμοποιηθεί στα μοντέλα διαμόρφωσης της Κ.Α. δίνεται από την εξίσωση: P a P b P (5.18) i i 1 i 2 Όπου οι παράγοντες ab, υπολογίζονται με βάση τον καλύτερο συντελεστή συσχέτισης μεταξύ του δείκτη και της έντασης της Κ.Α. καθώς επίσης και από την φάση του ηλιακού κύκλου. Προφανώς δεν θα έχουν τα ίδια αποτελέσματα μία σειρά από γεγονότα κατά την διάρκεια του ηλιακού μεγίστου και κατά την καθοδική φάση του κύκλου ή κοντά στο ηλιακό ελάχιστο. Όπως δείξαμε νωρίτερα (βλ. ενότητα 2.2.6) κατά το μέγιστο του 23 ου ηλιακού κύκλου παρατηρήσαμε ένα ρυθμό εμφάνισης περίπου 7 CMEs/ημέρα ενώ κοντά στο ελάχιστο περίπου 0.5 CMEs/ημέρα. Με βάση αυτό το δεδομένο είναι εύκολο να συμπεράνουμε ότι κατά την διάρκεια του ηλιακού μεγίστου ο διαπλανητικός χώρος είναι περισσότερο γεωμαγνητικά διαταραγμένος σε σχέση με το ελάχιστο. Άρα μία σειρά γεγονότων κοντά στο ηλιακό ελάχιστο θα μπορεί να δημιουργήσει πολύ πιο έντονα αποτελέσματα αφού ο διαπλανητικός χώρος είναι γενικά γεωμαγνητικά ήρεμος. Στην εικόνα 5.18 βλέπουμε τις τιμές του δείκτη με βάση την εξίσωση 5.13 και με βάση την εξίσωση Είναι εμφανής η καλύτερη προσέγγιση πλέον του δείκτη για τις περιόδους που συνοδεύονται από πολύ έντονα γεγονότα κυρίως στο ανοδικό και καθοδικό τμήμα του ηλιακού κύκλου αντίστοιχα. 144

146 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας Μια πρώτη εφαρμογή της σχέσης 5.18 για ένα δείγμα 161 ICMEs (πριν την ολοκληρωμένη μορφή της σημερινής βάσης δεδομένων των ICMEs) παρουσιάστηκε στο διεθνές συνέδριο European Space Weather Week 12 (ESWW12) που πραγματοποιήθηκε στις Νοεμβρίου 2015 στην Οστάνδη του Βελγίου, στην ομιλία με τίτλο: «The ICMEs magnetic field and the role on the galactic cosmic ray modulation for the solar cycle 23» (Paouris and Mavromichalaki, 2015). new Pi-index Pi-index Pi-index Εικόνα 5.18: Οι τιμές του δείκτη των CMEs όπως υπολογίζονται από την εξίσωση 5.13 (μαύρη γραμμή) και όπως υπολογίζονται μετά την εφαρμογή της εξίσωσης 5.18 (κόκκινη γραμμή) Τελική προσέγγιση του μοντέλου διαμόρφωσης Με βάση την λογική που παρουσιάσαμε νωρίτερα, ο νέος δείκτης των CMEs μπορεί να αποτελέσει την βάση για την δημιουργία ενός νέου εμπειρικού μοντέλου για την διαμόρφωση της έντασης της γαλαξιακής Κ.Α. Στην προσπάθεια αυτή μελετώντας διάφορες ηλιακές και ηλιοσφαιρικές παραμέτρους βρέθηκε ότι η καλύτερη προσέγγιση έως τώρα για τον 23 ο ηλιακό κύκλο προκύπτει και πάλι από την εξίσωση 5.16 λαμβάνοντας υπόψη τώρα τις νέες τιμές του δείκτη των CMEs από την εξίσωση Αυτό αποδεικνύει ότι η διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. εξαρτάται αποκλειστικά από τον Ήλιο και έτσι ένα μοντέλο το οποίο στηρίζεται σε ηλιακές παραμέτρους θα είχε την καλύτερη δυνατή προσέγγιση. Η τιμή της στατιστικής παραμέτρου RMSD μειώθηκε για πρώτη φορά κάτω από 8% και συγκεκριμένα είναι ίση με 7.97%, μεταξύ των παρατηρούμενων τιμών και των πειραματικών τιμών από το μοντέλο. Από την στιγμή που οι υπόλοιπες μεταβλητές είναι οι ίδιες δηλ. ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων (Rz), το μέσο μαγνητικό πεδίο (MF) και το πολικό πεδίο του ηλίου 145

147 Κεφάλαιο V Διαμόρφωση της Κοσμικής Ακτινοβολίας από Διαπλανητικές Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας (PF), συμπεραίνουμε ότι η βελτίωση του μοντέλου οφείλεται αποκλειστικά στην νέα διαμόρφωση του δείκτη των CMEs όπου τώρα λαμβάνουμε υπόψη και χαρακτηριστικά τα οποία εξαρτώνται από συγκεκριμένα γεγονότα (ICMEs) τα οποία προκάλεσαν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες. Πρόκειται, για το πρώτο μοντέλο διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. το οποίο λαμβάνει υπόψη τις γεωμαγνητικές επιδράσεις των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας. Από το μοντέλο αυτό προκύπτουν ελάχιστες τιμές της έντασης της Κ.Α. στις εξής περιόδους: Οκτώβριος-Νοέμβριος 2003, Οκτώβριος 2002, Απρίλιος-Αύγουστος 2001 και Ιούλιος Όλες αυτές οι περίοδοι χαρακτηρίζονται από έντονα φαινόμενα με ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με αποτέλεσμα οι επιδράσεις αυτές να αποτυπώνονται και στις πραγματικές μεταβολές της έντασης της Κ.Α. Τα ελάχιστα της έντασης της Κ.Α. κατά τον 23 ο ηλιακό κύκλο ήταν 2 και παρατηρήθηκαν τον Οκτώβριο-Νοέμβριο 2003 και τον Ιούλιο Στην εικόνα 5.19 βλέπουμε την διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. από το μοντέλο και τις πραγματικές τιμές CR Observed CR Calculated by Eq Normalized CR Intensity Εικόνα 5.19: Οι παρατηρούμενες τιμές της έντασης της Κ.Α. (κόκκινη γραμμή) και των υπολογιζόμενων τιμών από το μοντέλο (εξ. 5.16) χρησιμοποιώντας για πρώτη φορά τις τιμές του δείκτη των CMEs (P i ) λαμβάνοντας υπόψη και στοιχεία από τις διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας (εξ. 5.18). Είναι η πρώτη φορά όπου έχουμε χρονική ταύτιση των δύο ελαχίστων από το μοντέλο με τα πραγματικά ελάχιστα της έντασης της Κ.Α. (Ιούλιος 2000 και Οκτώβριος-Νοέμβριος 2003). 146

148 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές VI Συμπεράσματα - Προοπτικές Περίληψη Στο κεφάλαιο αυτό παρουσιάζονται τα σημαντικότερα συμπεράσματα που προέκυψαν κατά την διάρκεια της εκπόνησης αυτής της διδακτορικής διατριβής καθώς και οι προοπτικές που ανοίγονται για περαιτέρω ερευνητική δουλειά. Συνοπτικά, τα συμπεράσματα εστιάζονται σε τρεις επιμέρους υποενότητες οι οποίες αναφέρονται κατά σειρά στην πρόβλεψη του Διαστημικού Καιρού, τις διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας και τέλος στα εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. 147

149 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές 6. Συμπεράσματα - Προοπτικές 6.1 Γενικά Η παρούσα διδακτορική διατριβή βασίστηκε στους εξής δύο άξονες: α) Στις επιδράσεις των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας (ICMEs) καθώς και των ταχέως κινούμενων ροών του ηλιακού ανέμου πάνω στην Γη μέσω της καθημερινής παρακολούθησης των συνθηκών του Διαστημικού Καιρού εκδίδοντας και αναρτώντας στο διαδίκτυο το ημερήσιο δελτίο πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού για πρώτη φορά στον Ελλαδικό χώρο, και β) Στις επιδράσεις των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας στην διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. λαμβάνοντας υπόψη για πρώτη φορά ορισμένα από τα χαρακτηριστικά τους, όπως το μαγνητικό πεδίο, την μέση ταχύτητα διέλευσης, το εύρος τους και τις γεωμαγνητικές επιπτώσεις που ενδεχομένως προκάλεσαν. 6.2 Διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας Η ανάγκη για πρόσβαση σε περισσότερες πληροφορίες που αφορούν τα χαρακτηριστικά των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας οδήγησε στην δημιουργία μιας νέας βάσης δεδομένων η οποία περιέχει για πρώτη φορά τόσες πολλές πληροφορίες για κάθε γεγονός. Η βάση αυτή αποτελείται από 266 γεγονότα τα οποία μελετήθηκαν αναλυτικά χρησιμοποιώντας έναν συνδυασμό δορυφορικών δεδομένων (SOHO, ACE). Στα πλαίσια της δημιουργίας της βάσης αναπτύξαμε κατάλληλους κώδικες στην IDL με σκοπό την επεξεργασία των δεδομένων του διαστημοπλοίου ACE. Για κάθε μία από τις 266 διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας παραθέσαμε πληροφορίες σχετικά με: α) την CME η οποία προκάλεσε την ICME καθώς επίσης και την ηλιακή έκλαμψη (αν σχετίζεται με την εμφάνιση ηλιακής έκλαμψης), β) τις συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο (σχετικά με το πλάσμα του ηλιακού ανέμου καθώς επίσης και τα μαγνητικά πεδία) μερικές ώρες πριν την άφιξη της ICME, γ) κινηματικές πληροφορίες για την ICME καθώς και για τον χώρο μεταξύ κρουστικού κύματος και της ICME (sheath), δ) τις συνθήκες που επικρατούν εντός των ορίων της ICME και τέλος ε) τις γεωμαγνητικές συνθήκες όπως διαμορφώθηκαν από την άφιξη της ICME στην Γη. Η επεξεργασία του πλήθους των πληροφοριών από αυτή τη βάση δεδομένων των ICMEs ανέδειξε σημαντικά συμπεράσματα τα οποία και παρουσιάζουμε: Οι μέσες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου καθώς και οι μέσες τιμές των μαγνητικών πεδίων είναι στα πλαίσια των μέσων τιμών του 148

150 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές διαπλανητικού χώρου λίγες ώρες πριν την άφιξη των ICMEs. Είναι η πρώτη φορά όπου σε μία νέα βάση δεδομένων των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας παρουσιάζονται οι φυσικές συνθήκες του διαπλανητικού χώρου πριν την άφιξη των ICMEs. Σύμφωνα με την εργασία των Temmer et al., (2017) είναι πολύ σημαντικές οι πληροφορίες σχετικά με τις συνθήκες αυτές αφού φαίνεται πως ο διαπλανητικός χώρος χρειάζεται περίπου 2-5 ημέρες για να επανέλθει στα επίπεδα πριν την άφιξη της ICME. Οι μέγιστες τιμές των μεταβλητών παρατηρούνται κατά την διάρκεια της θήκης ως αποτέλεσμα των συνθηκών που επικρατούν εντός τους. Κατά την διάρκεια των ICMEs η κατακόρυφη συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου B z, η αριθμητική πυκνότητα των πρωτονίων και η θερμοκρασία των πρωτονίων είναι σε πολύ χαμηλά επίπεδα, παρόμοια με τα επίπεδα του ήρεμου ηλιακού ανέμου δηλ. τυπικές τιμές του διαπλανητικού χώρου. Ειδικότερα, η παράμετρος β του πλάσματος εντός της ICME είναι χαμηλότερη (β<1) σε σύγκριση με την αντίστοιχη τιμή εντός της θήκης, υποδεικνύοντας ότι η μαγνητική πίεση είναι ο κύριος παράγοντας εντός της ICME. Η μέση ταχύτητα, η οποία υπολογίζεται με την μέθοδο που περιγράψαμε στην ενότητα 4.2.2, ποικίλει από περίπου 300 km/s μέχρι περίπου 2200 km/s, ενώ η γραμμική ταχύτητα από τα δεδομένα του LASCO/SOHO κυμαίνεται από περίπου 90 km/s έως περίπου 3390 km/s. Η μελέτη των δύο ταχυτήτων δεν αποκάλυψε κάποια ιδιαίτερη συσχέτιση με συντελεστή r = Ο μέσος χρόνος άφιξης των γεγονότων κυμαίνεται από 18.5 ώρες ( 0.8 ημέρες) μέχρι ώρες ( 5.7 ημέρες) με μία μέση τιμή στις 62.9 ώρες ( 2.6 ημέρες). Οι ταχύτητες του ηλιακού ανέμου εντός της θήκης και εντός της ICME σχετίζονται πάρα πολύ καλά με συντελεστή συσχέτισης r = Το αποτέλεσμα αυτό επαληθεύεται και σε πρόσφατη δημοσίευση από τους Chi et al. (2016). Όπως αναφέραμε νωρίτερα μελετήσαμε τις γεωμαγνητικές επιδράσεις που προκάλεσε το κάθε ένα γεγονός κατά την άφιξή του στην Γη. Έτσι, παρατηρήσαμε ότι ο δείκτης Dst κυμαίνεται από -422 nt έως +8 nt με μέση τιμή για το σύνολο των γεγονότων ίση με -79 nt. Το αποτέλεσμα αυτό βρίσκεται σε συμφωνία με την τιμή των -76 nt που είχαν παρουσιάσει οι Richardson and Cane (2010). Η ελάχιστη τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου B z κυμαίνεται από nt μέχρι nt. Η ελάχιστη τιμή της συνιστώσας B z σχετίζεται πολύ καλά με την ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst με συντελεστή συσχέτισης r = Το αποτέλεσμα αυτό είναι πολύ κοντά στην τιμή που έχουν παρουσιάσει οι Richardson and Cane (2010) 149

151 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές η οποία ήταν r = Η απόκλιση που παρατηρείται οφείλεται ενδεχομένως στην ανάλυση των δεδομένων. Οι Richardson and Cane χρησιμοποίησαν δεδομένα τα οποία προέρχονται από μέσες ωριαίες τιμές ενώ στην δική μας εργασία χρησιμοποιήσαμε δεδομένα τα οποία προέρχονται από μέσες τιμές των 64 δευτερολέπτων, με αποτέλεσμα όσο μεγαλύτερη είναι η ανάλυση των δεδομένων τόσο μεγαλύτερη είναι και η μεταβολή των υπό εξέταση παραμέτρων. Ο γεωμαγνητικός δείκτης Ap κυμαίνεται από 6 έως 400 με μέση τιμή ίση με 85. Η ελάχιστη τιμή της κατακόρυφης συνιστώσας του μαγνητικού πεδίου (είτε εντός της θήκης, είτε εντός της ICME) και η μέγιστη τρίωρη τιμή του δείκτη Ap σχετίζονται πολύ καλά με συντελεστή συσχέτισης r = Η γραμμική ταχύτητα των CMEs η οποία προέρχεται από τον κατάλογο του LASCO/SOHO και η υπολογιζόμενη ενεργός επιτάχυνση για το σύνολο των γεγονότων έχουν πάρα πολύ καλή συσχέτιση με συντελεστή r = Η τιμή αυτή αυξάνεται ακόμη περισσότερο στην τιμή r = 0.98 στην περίπτωση όπου εξαιρέσουμε τα πέντε γεγονότα τα οποία βρίσκονται εκτός του 99% των επιπέδων πρόβλεψης και τα οποία χαρακτηρίζονται είτε από πολύ μεγάλες ταχύτητες είτε από πολύ μεγάλες επιταχύνσεις. Το γεγονός αυτό οδήγησε στην ενίσχυση της άποψης ότι οι αργές CMEs γενικότερα επιταχύνονται ενώ οι γρήγορες CMEs επιβραδύνονται εντός του διαπλανητικού χώρου (Gopalswamy et al., 2000). Η περαιτέρω μελέτη των χρόνων που παρατηρήθηκαν η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst και η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap οδήγησε σε πολύ σημαντικά συμπεράσματα σε σχέση με τις αντίστοιχες γεωμαγνητικές επιδράσεις. Αναλυτικότερα, για γεγονότα με 6 < Ap < 32, η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst προκύπτει πριν την καταγραφή της μέγιστης τιμής του Ap σε ποσοστό 33% για το σύνολο των γεγονότων. Για πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες (33 περιπτώσεις) με 179 < Ap < 400 η μέγιστη τιμή του δείκτη Ap καταγράφεται σχεδόν 4 ώρες πριν την αντίστοιχη ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst. Στις περιπτώσεις όπου η ελάχιστη τιμή του δείκτη Dst καταγράφεται νωρίτερα (περίπου 4.75 ώρες νωρίτερα) από την μέγιστη τιμή του δείκτη Ap, παρατηρήσαμε ότι για τις περιπτώσεις αυτές δεν υπάρχουν ισχυρές γεωμαγνητικές επιδράσεις, εκτός από εκείνες τις περιπτώσεις όπου πολλαπλές ICMEs αλληλεπιδρούν με την Γη σε διάστημα μερικών ωρών ή το πολύ 1-2 ημερών, με αποτέλεσμα ο διαπλανητικός χώρος να είναι ήδη διαταραγμένος. Σχεδόν οι μισές από αυτές τις περιπτώσεις, χωρίς ισχυρές γεωμαγνητικές επιδράσεις, παρατηρήθηκαν κατά την καθοδική φάση του 23 ου ηλιακού κύκλου ( ). 150

152 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές Ένα πολύ σημαντικό εύρημα αφορά τον χρόνο εκδήλωσης των γεωμαγνητικών καταιγίδων. Η πλειοψηφία των γεωμαγνητικών καταιγίδων παρατηρείται κατά την διάρκεια της ICME και όχι κατά την διάρκεια της θήκης με B z_icme < B z_dist. Σε ένα σύνολο 266 CMEs, παρατηρήσαμε ότι οι 209 (78.6%) σχετίζονται με ηλιακή έκλαμψη ενώ μόλις 57 (21.4%) δεν σχετίζονται. Επιπλέον, μεγαλύτερες και πιο ενεργητικές ηλιακές εκλάμψεις σχετίζονται με γρήγορες ΙCMEs οι οποίες με την σειρά τους δημιουργούν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες. Επίσης, παρατηρήθηκε μία σημαντική ασυμμετρία για τις ηλιακές εκλάμψεις κατηγορίας-x που σχετίζονται με τις ICMEs, με 17 περιπτώσεις να εντοπίζονται στο βόρειο ημισφαίριο του ηλίου ενώ 30 περιπτώσεις εντοπίζονται στο νότιο. Το γεγονός αυτό θα πρέπει να μελετηθεί περαιτέρω και στον ηλιακό κύκλο 24 έτσι ώστε να δούμε αν θα επαληθευτεί και πάλι ή θα παρατηρήσουμε αντιστροφή. Στην περίπτωση της αντιστροφής θα έχουμε μία ακόμη συσχέτιση με τον 22- ετή κύκλο της αντιστροφής της πολικότητας του ηλίου (Hale 22-year cycle). Μία ακόμη ασυμμετρία παρατηρήθηκε για ICMEs οι οποίες σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις με ένταση μεγαλύτερη από Μ1.0 και οι οποίες προκάλεσαν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με Ap > 179. Στην περίπτωση αυτή 16 περιπτώσεις εντοπίζονται στο δυτικό τμήμα του ηλιακού δίσκου ενώ μόλις 6 περιπτώσεις στο ανατολικό τμήμα. Το πολύ σημαντικό αυτό συμπέρασμα πρέπει να λαμβάνεται υπόψη σε κάθε πρόβλεψη του Διαστημικού Καιρού στην περίπτωση ειδικά όπου παρατηρούνται CMEs οι οποίες σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις. Ο ρυθμός εμφάνισης των ICMEs ακολουθεί τον ηλιακό κύκλο, όπως έχει παρατηρηθεί και από προηγούμενες μελέτες (Chi et al., 2016; Richardson and Cane, 2010; Jian et al., 2006) αλλά μία διαφοροποίηση παρατηρείται ως προς τα χαρακτηριστικά των ICMEs. Για παράδειγμα, οι μέγιστες τιμές των παραμέτρων του ηλιακού ανέμου και των μαγνητικών πεδίων παρατηρούνται κατά την διάρκεια της καθοδικής φάσης του ηλιακού κύκλου και όχι κατά το μέγιστο όπως αναμενόταν. Επίσης, οι ICMEs που έχουν χαρακτηριστικά μαγνητισμένων νεφών ακολουθούν την κατανομή του ηλιακού κύκλου με τα περισσότερα μαγνητισμένα νέφη να εντοπίζονται κατά το μέγιστο του ηλιακού κύκλου όπως παρατηρούν επίσης και άλλοι ερευνητές (Chi et al., 2016; Richardson and Cane, 2010; Jian et al., 2006). Παρατηρήθηκε επίσης, μία ημιετήσια μεταβολή της γεωμαγνητικής δραστηριότητας επιβεβαιώνοντας τα αποτελέσματα από προηγούμενες μελέτες όπως των Gonzalez and Tsurutani (1992) και Crooker, Cliver, and 151

153 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές Tsurutani (1992). Σύμφωνα με αυτή την μεταβολή παρατηρούμε ότι τα αποτελέσματα που προκαλούν οι ICMEs φαίνεται πως είναι πολύ εντονότερα κατά τους μήνες των ισημεριών και τους αμέσως επόμενους μήνες. Οι πιο ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες παρατηρούνται κατά τους μήνες Μάρτιος-Απρίλιος-Μάιος και Σεπτέμβριος-Οκτώβριος- Νοέμβριος. Σε ποσοστό 83.5% οι ICMEs που μελετήσαμε συνοδεύονται από γρήγορα κρουστικά κύματα και από αυτές περίπου οι μισές (51.4%) έχουν χαρακτηριστικά μαγνητισμένων νεφών (κατηγορίας 1 ή 2 από την βάση δεδομένων). Συνοψίζοντας, μπορούμε να πούμε ότι στην παρούσα διδακτορική διατριβή παρουσιάζεται για πρώτη φορά στη διεθνή βιβλιογραφία, μία βάση δεδομένων των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας η οποία περιέχει όσο το δυνατόν περισσότερες πληροφορίες για κάθε γεγονός, από την δημιουργία στον Ήλιο (CME) μέχρι και τα γεωμαγνητικά αποτελέσματα που προκάλεσε με την άφιξή του στην Γη. Η βάση αυτή συνεισφέρει στις μελέτες σχετικά με τον διαστημικό καιρό και μπορεί να αποτελέσει σημείο αναφοράς για την δημιουργία μελλοντικών εφαρμογών οι οποίες θα έχουν στόχο την έγκαιρη και έγκυρη πρόβλεψη των φυσικών συνθηκών στον διαπλανητικό χώρο κοντά στην Γη (Γεωδιάστημα). 6.3 Εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της Κοσμικής Ακτινοβολίας Σε προηγούμενες δημοσιεύσεις μας (Paouris et al., 2012; Mavromichalaki and Paouris, 2012) είχε αναδειχθεί ο πολύ σημαντικός ρόλος του δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας στην διαμόρφωση της έντασης της Κ.Α. Οι προηγούμενες μελέτες είχαν καταλήξει σε ορισμένα πολύ σημαντικά συμπεράσματα σχετικά με τις προοπτικές για την περαιτέρω βελτίωση των εμπειρικών μοντέλων. Αρχικά, είχαμε αναφέρει την πιθανή εξάρτηση του δείκτη (P i -index) από το εύρος των CMEs γεγονός το οποίο μελετήθηκε (Paouris, 2013; Paouris et al., 2015) και μέσα από αυτή την μελέτη αναδείξαμε το πολύ σημαντικό συμπέρασμα ότι οι μικρού εύρους στεμματικές εκτινάξεις μάζας δεν διαμορφώνουν την ένταση της Κ.Α. Συγκεκριμένα, ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη P i και των τιμών της έντασης της Κ.Α. ήταν r = όταν από το δείγμα των CMEs εξαιρεθούν όλα τα γεγονότα με εύρος μικρότερο από 30. Αντίθετα, ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη P i και των τιμών της έντασης της Κ.Α. ήταν r = όταν λάβουμε υπόψη το σύνολο των CMEs. Στην συνέχεια, υποθέσαμε ότι ένα εμπειρικό μοντέλο το οποίο θα λαμβάνει υπόψη χαρακτηριστικά που σχετίζονται με τα μαγνητικά πεδία του ηλίου (όπως το πολικό πεδίο και το μέσο μαγνητικό πεδίο) θα μπορούσε να προσεγγίσει καλύτερα την παρατηρούμενη ένταση της Κ.Α. Στην εργασία μας Paouris et al., (2015) 152

154 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές παρουσιάσαμε την καλύτερη προσέγγιση μεταξύ των πειραματικών τιμών από το μοντέλο και των πραγματικών τιμών της έντασης της Κ.Α. Στην περίπτωση αυτή η βελτίωση οφείλεται σε δύο παράγοντες. Ο πρώτος αφορά την μελέτη του δείκτη των CMEs σε σχέση με το εύρος τους παρουσιάζοντας για πρώτη φορά στην διεθνή βιβλιογραφία την εξάρτηση του δείκτη από το εύρος των CMEs από 0 (το σύνολο όλων των CMEs) μέχρι τις 60 (εξαιρούνται δηλ. οι CMEs με εύρος μικρότερο των 60 ). Από την μελέτη αυτή αναδείχθηκε το συμπέρασμα ότι έπρεπε να εξαιρεθούν από το δείγμα μας όλες οι CMEs που είχαν εύρος μικρότερο από 15. Ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ των τιμών του δείκτη και της έντασης της Κ.Α. ανήλθε στην πολύ υψηλή τιμή r = Ο δεύτερος παράγοντας αφορά την επιλογή των παραμέτρων που σχετίζονται με τα μαγνητικά πεδία, του μέσου μαγνητικού πεδίου (Scherrer et al., 1977) και του πολικού πεδίου του ηλίου (Hoeksema, 1995; Svalgaard et al., 1978). Τελικά το εμπειρικό μοντέλο που παρουσιάσαμε είχε την καλύτερη προσέγγιση μεταξύ πειραματικών και πραγματικών τιμών με μέση τετραγωνική διακύμανση (RMSD) ίση με 8.72%. Η ανάδειξη της σημαντικότητας των χαρακτηριστικών των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας στην διαμόρφωση του δείκτη P i, οδήγησε σε μία νέα διαμόρφωση του δείκτη λαμβάνοντας υπόψη για πρώτη φορά τα χαρακτηριστικά των ICMEs όπως το μαγνητικό πεδίο, την μέση ταχύτητα, το εύρος και τέλος, εισάγοντας ακόμη έναν όρο ο οποίος λαμβάνεις υπόψη τις γεωμαγνητικές επιδράσεις από την άφιξή τους στην Γη. Μία πρώτη εισαγωγή του νέου πλέον δείκτη P i στο προηγούμενο μοντέλο λαμβάνοντας υπόψη πληροφορίες από 160 γεγονότα (Paouris and Mavromichalaki, 2015) βελτίωσε την προηγούμενη προσέγγιση με μέση τετραγωνική διακύμανση (RMSD) ίση με 8% περίπου. Τελικά, παρουσιάσαμε την καλύτερη προσέγγιση έως σήμερα χρησιμοποιώντας δεδομένα για την δημιουργία του νέου ολοκληρωμένου δείκτη P i από την νέα βάση δεδομένων των ICMEs που περιλαμβάνει 266 γεγονότα. Το εμπειρικό μοντέλο περιλαμβάνει τις ίδιες παραμέτρους με την προηγούμενη μελέτη μας αλλά πλέον η βελτίωση οφείλεται αποκλειστικά στην νέα διαμόρφωση του δείκτη των CMEs. Το μοντέλο αυτό έχει την καλύτερη προσέγγιση μεταξύ πειραματικών και πραγματικών τιμών με την μέση τετραγωνική διακύμανση (RMSD) να πέφτει για πρώτη φορά κάτω από 8% και συγκεκριμένα γίνεται ίση με 7.97%. 6.4 Παρακολούθηση και πρόβλεψη Διαστημικού Καιρού Κατά την διάρκεια της εκπόνησης της παρούσας διδακτορικής διατριβής μελετήθηκαν επί καθημερινής βάσεως οι φυσικές συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο μέσω της συνεχούς παρατήρησης πλήθους δεδομένων από δορυφόρους και διαστημόπλοια τα οποία βρίσκονται σε διάφορες θέσεις μεταξύ Γης και ηλίου. 153

155 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές Για την σύνταξη του ημερήσιου δελτίου πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού αναπτύξαμε μία σειρά από κώδικες στην γλώσσα προγραμματισμού IDL. Με την βοήθεια των οποίων μπορούμε να έχουμε μία εκτίμηση του χρόνου άφιξης των κρουστικών κυμάτων που προηγούνται των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας καθώς και του χρόνου άφιξης των ταχέως κινούμενων ροών του ηλιακού ανέμου. Αρχικά, μελετήθηκαν τα χαρακτηριστικά 18 διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας οι οποίες προκάλεσαν πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες με ημερήσια τιμή του δείκτη Ap μεγαλύτερη από 100 (Paouris, Gerontidou and Mavromichalaki, 2013). Στην περίπτωση αυτή οι τιμές του δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας προέκυψαν λαμβάνοντας υπόψη την γραμμική ταχύτητα και το εύρος τους. Από την μελέτη αυτή βρήκαμε ότι σε 8 περιπτώσεις η εκτίμηση των τιμών του Ap είχε πολύ μικρή απόκλιση (<10%) από τις πραγματικές τιμές που παρατηρήθηκαν, ενώ σε τέσσερις περιπτώσεις η απόκλιση ξεπέρασε το 40%. Χαρακτηριστικό της γενικότερα καλής προσέγγισης αποτελεί, το γεγονός που σχετίζεται με την πολύ ισχυρή γεωμαγνητική καταιγίδα της 30 ης Οκτωβρίου 2003 όπου η τιμή του δείκτη Ap ήταν η μέγιστη δυνατή (Ap=400) και η αντίστοιχη από το μοντέλο μας ήταν 390. Το μοντέλο αυτό από την στιγμή που χρησιμοποιεί ως δεδομένα την γραμμική ταχύτητα και το εύρος μίας στεμματικής εκτίναξης μάζας θα μπορεί να παρέχει εκτίμηση του δείκτη Ap σε σχεδόν πραγματικό χρόνο από την στιγμή που υπάρχει η δυνατότητα να γνωρίζουμε αυτές τις πληροφορίες από διαστημόπλοια που παρακολουθούν διαρκώς τον Ήλιο (SOHO, SDO, STEREO). Στην συνέχεια, η μελέτη αυτή επεκτάθηκε σε ένα σύνολο 160 διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας για τις οποίες είχαμε συλλέξει αρκετές πληροφορίες σχετικά με μαγνητικά πεδία, ταχύτητες, θερμοκρασίες, πυκνότητες κλπ. Από τις οποίες επιλέξαμε 26 γεγονότα τα οποία είχαν προκαλέσει πολύ ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες. Στην περίπτωση αυτή οι τιμές του δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας προέκυψαν λαμβάνοντας υπόψη για πρώτη φορά το μαγνητικό τους πεδίο, την μέση ταχύτητά τους και το εύρος τους (Paouris and Mavromichalaki, 2015). Στην προσέγγιση αυτή παρατηρήθηκε βελτίωση των εκτιμήσεων του δείκτη Ap αφού πλέον σε 10 περιπτώσεις η απόκλιση ήταν μικρότερη από 10% με μόλις 2 περιπτώσεις να έχουν απόκλιση μεγαλύτερη από 40%. Από αυτή την μελέτη αναδείχθηκε το συμπέρασμα ότι χρειάζονται επιπλέον χαρακτηριστικά των διαπλανητικών στεμματικών εκτινάξεων μάζας όπως μαγνητικά πεδία, ταχύτητες κλπ. για τον υπολογισμό των τιμών του δείκτη Pi. Η βελτίωση αυτή του δείκτη επέφερε σημαντικές βελτιώσεις και στα εμπειρικά μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. Από την έναρξη της παρούσας διατριβής έως και σήμερα έχουν παραχθεί περισσότερα από 1000 ημερήσια δελτία πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού. Σε 154

156 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές όλα έχει δοθεί η εκτίμηση του δείκτη Ap λαμβάνοντας υπόψη τις τρέχουσες διαπλανητικές συνθήκες κάθε φορά οι οποίες όπως είδαμε καθορίζονται από την ηλιακή δραστηριότητα. Μία πρώτη σύγκριση των εκτιμήσεων από το Κέντρο Πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού της Ομάδας Κοσμικής Ακτινοβολίας της Αθήνας (ASWFC) και του αντίστοιχου κέντρου πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού (Space Weather Prediction Center) του NOAA έδειξε πολύ καλά αποτελέσματα για την Αθήνα. Συγκεκριμένα ο συντελεστής συσχέτισης μεταξύ των πραγματικών και των εκτιμούμενων τιμών ήταν r = για την Αθήνα και r = για το NOAA, αντίστοιχα. 6.5 Προοπτικές Μοντέλο υπολογισμού του χρόνου άφιξης της διαταραχής Από τα προηγούμενα συμπεράσματα προέκυψαν ορισμένα θέματα των οποίων η περαιτέρω μελέτη θα είχε ιδιαίτερο ενδιαφέρον. Αρχικά, στην πρόβλεψη του Διαστημικού Καιρού θα ήταν πολύ σημαντική η έγκαιρη και έγκυρη εκτίμηση του χρόνου άφιξης των κρουστικών κυμάτων που προπορεύονται της ICME στην Γη. Όπως είδαμε η γραμμική ταχύτητα της CME, η οποία μπορεί να προσδιοριστεί από παρατηρήσεις σχεδόν πραγματικού χρόνου (π.χ. CACTus CME List), και η ενεργός επιτάχυνση είναι πολύ στενά συνδεδεμένες με συντελεστή συσχέτισης r = Το γεγονός αυτό μας οδήγησε πολύ πρόσφατα στην διατύπωση ενός μοντέλου (Effective Acceleration Model - EAM) το οποίο προσδιορίζει την ενεργό επιτάχυνση της διαταραχής χρησιμοποιώντας ως απαιτούμενο μόνο την αρχική ταχύτητα. Στην συνέχεια, θεωρώντας γνωστή την απόσταση που διανύει η διαταραχή μέχρι την Γη, την οποία υπολογίζουμε με τον κατάλληλο κώδικα που έχουμε διαμορφώσει στην IDL, μπορούμε να υπολογίσουμε: α) τον χρόνο άφιξης στην Γη καθώς και β) την ταχύτητα με την οποία αναμένεται να φτάσει. Μία πρώτη διαμόρφωση του μοντέλου έχει συμπεριληφθεί στην βάση «Community Coordinated Modeling Center CCMC» υπό την επίβλεψη της NASA ( η οποία έχει διατεθεί στην διεθνή επιστημονική κοινότητα με σκοπό την δοκιμή και αξιολόγηση του μοντέλου αυτού σε σύγκριση με άλλα μοντέλα. Η συνέχεια της μελέτης αυτής είναι απαραίτητη για την εφαρμογή σε μοντέλα πρόγνωσης του Διαστημικού Καιρού. 155

157 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές Επέκταση της βάσης δεδομένων των ICMEs Παρουσιάσαμε νωρίτερα την νέα βάση δεδομένων με τις 266 διαπλανητικές στεμματικές εκτινάξεις μάζας παρέχοντας όσο το δυνατόν περισσότερες πληροφορίες για κάθε ένα γεγονός. Η επέκταση της βάσης μέχρι σήμερα θα είναι το επόμενο βήμα στην συνέχεια αυτής της έρευνας η οποία πραγματοποιήθηκε για γεγονότα που αφορούσαν τον 23 ο ηλιακό κύκλο. Με τον τρόπο αυτό θα μπορέσουμε να ελέγξουμε τα ενδιαφέροντα συμπεράσματα που προέκυψαν όπως τις ασυμμετρίες βορά-νότου και ανατολικού-δυτικού τμήματος του ηλιακού δίσκου σε σχέση με τις ηλιακές εκλάμψεις που σχετίζονται με ICMEs που προκάλεσαν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες. Η επέκταση της βάσης δεδομένων των ICMEs και στον τρέχων ηλιακό κύκλο 24 πιθανώς να αναδείξει αντιστροφή των ασυμμετριών που παρατηρήθηκαν. Ως πιο πιθανή αντιστροφή αναμένεται εκείνη που αφορά την ασυμμετρία Βορρά- Νότου. Πιθανή σύνδεση των ασυμμετριών αυτών μπορεί να σχετίζεται με την αντιστροφή του μαγνητικού πεδίου του ηλίου και να έχουμε άλλο ένα χαρακτηριστικό μεταξύ άρτιων και περιττών ηλιακών κύκλων που παρουσιάσαμε στο Κεφάλαιο Ι. Επίσης, η μελέτη των υπολοίπων παραμέτρων του ηλιακού ανέμου καθώς και των μαγνητικών πεδίων θα επεκταθεί και στον 24 ο ηλιακό κύκλο ο οποίος χαρακτηρίζεται πολύ ήρεμος συγκριτικά με τον 23 ο. Στοιχεία από την βάση δεδομένων των ICMEs χρησιμοποιήθηκαν για την νέα διαμόρφωση του ολοκληρωμένου πλέον δείκτη των στεμματικών εκτινάξεων μάζας (P i ). Σε αυτή τη νέα μορφή είδαμε την πολύ καλύτερη συσχέτιση μεταξύ των τιμών του δείκτη και της έντασης της Κ.Α. με τον συντελεστή συσχέτισης να ανέρχεται στην πολύ υψηλή τιμή r = Η επέκταση λοιπόν, της βάσης μέχρι σήμερα θα αναδείξει ενδιαφέροντα αποτελέσματα αφού ο 24 ος ηλιακός κύκλος δεν χαρακτηρίζεται από αρκετές περιόδους έντονης δραστηριότητας με αρκετές ICMEs να προκαλούν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες σε αντίθεση με τον 23 ο ηλιακό κύκλο Εφαρμογή του μοντέλου διαμόρφωσης στον 24 ο ηλιακό κύκλο Η εξαιρετική προσέγγιση του εμπειρικού μοντέλου διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. που παρουσιάστηκε για τον 23 ο ηλιακό κύκλο είχε μέση τετραγωνική διακύμανση (RMSD) ίση με 7.97%. Είναι σημαντικό ότι περιγράφει πολύ καλύτερα από όλα τα προηγούμενα μοντέλα διαμόρφωσης της έντασης της Κ.Α. τις περιόδους οι οποίες χαρακτηρίζονται από έντονα γεγονότα τα οποία προκάλεσαν ισχυρές γεωμαγνητικές καταιγίδες. Είναι χαρακτηριστικό το γεγονός ότι για πρώτη φορά το εμπειρικό μοντέλο που παρουσιάσαμε εμφανίζει δύο ελάχιστα τα οποία 156

158 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές ταυτίζονται χρονικά με τα πραγματικά ελάχιστα της έντασης της Κ.Α. τον Ιούλιο του 2000 και τον Οκτώβριο-Νοέμβριο του Η επέκταση λοιπόν, του υπάρχοντος μοντέλου στον 24 ο ηλιακό κύκλο, καθόσον δεν υπάρχουν διαθέσιμα δεδομένα των CMEs για παλαιότερους ηλιακούς κύκλους, κρίνεται απαραίτητη για την αξιολόγηση του μοντέλου ειδικότερα από την στιγμή που ο τρέχων ηλιακός κύκλος χαρακτηρίζεται από ελάχιστες περιόδους με σχετικά έντονη δραστηριότητα. 157

159 Κεφάλαιο VI Συμπεράσματα - Προοπτικές 158

160 Παράρτημα Παράρτημα Στις σελίδες που ακολουθούν παρουσιάζουμε ένα ενδεικτικό δείγμα των πρώτων 30 ICMEs με τα χαρακτηριστικά τους. Ο διαχωρισμός των εικόνων γίνεται με βάση την παρουσίαση της βάσης δεδομένων των ICMEs στην παράγραφο 4.3. Α) Στήλες 1-8: Πληροφορίες για την CME η οποία προκάλεσε την ICME καθώς επίσης και για την ηλιακή έκλαμψη εφόσον σχετίζεται με την εμφάνιση ηλιακής έκλαμψης. # 1 2 LASCO CME list Extrapolated Time [YYYY/MM/dd hh:mm] [YYYY/MM/dd hh:mm] 3 4 Angular width Linear Speed 5 Solar Flare [deg] [km s-1 ] [B, C, M, X - class] Peak Time AR region Coordi-tes [hh:mm] /08/14 19: /08/14 15: A S05W /11/28 16: /11/28 15: C1.3 17:32 - N06W /12/19 16: /12/19 15: C2.3 16: S14W /01/06 15: /01/06 11: A S18E /02/07 00: /02/07 00: No flare/eruptive prominence - - S38W /04/07 14: /04/07 13: C6.8 14: S30E /05/12 05: /05/12 03: C1.3 04: N21W /05/21 21: /05/21 19: M1.3 20: N05W /07/30 04: /07/29 23: No flare /08/30 01: /08/30 00: M1.4 23: N30E /09/17 20: /09/17 18: No flare/eruptive prominence - - N45W /09/28 01: /09/27 23: No flare /10/06 15: /10/06 14: No flare/eruptive prominence - - S54E /10/21 01: /10/21 00: No flare/eruptive prominence - - S24E /10/21 18: /10/21 17: C3.3 17: N16E /10/23 11: /10/23 11: No flare /11/04 06: /11/04 05: X2.1 05: S14W /11/19 17: C1.6 19:10 - N20E /12/06 10: /12/06 10: No flare/eruptive prominence - - N45W /12/26 02: /12/26 00: No flare /01/02 23: /01/02 23: B6.4 02:25 - N24W /01/17 04: /01/17 03: No flare /01/21 06: /01/21 05: No flare/eruptive prominence - - S57E /01/25 15: /01/25 14: C1.1 15:12 - N21E /02/14 06: /02/14 02: B2.8 03:33 - S24E /02/14 19: /02/14 16: B3.8 16: /02/28 12: /02/28 09: No flare/eruptive prominence - - N28W /04/04 02: /04/04 00: C6.7 00: S23E /04/20 10: /04/20 09: M1.4 10:21 - S43W /04/27 08: /04/27 08: X1.0 09: S16E50 159

161 Παράρτημα Β) Στήλες 9-17: Πληροφορίες για τις συνθήκες που επικρατούν στον διαπλανητικό χώρο (σχετικά με το πλάσμα του ηλιακού ανέμου καθώς επίσης και τα μαγνητικά πεδία) μερικές ώρες πριν την άφιξη της ICME Initial Start Initial End Vinit Binit Bz_init Plasma β (init) Tp (init) Np (init) Alpha ratio (init) [YYYY/MM/dd hh:mm] [YYYY/MM/dd hh:mm] [km s -1 ] [nt] [nt] [K] [cm -3 ] 1996/08/16 03: /08/16 06: E /12/02 06: /12/02 09: E /12/23 12: /12/23 15: E /01/09 21: /01/10 01: E /02/09 10: /02/09 13: E /04/10 10: /04/10 13: E /05/14 23: /05/15 01: E /05/25 10: /05/25 13: E /08/03 02: /08/03 05: E /09/02 19: /09/02 22: E /09/21 18: /09/21 21: E /09/30 21: /09/30 24: E /10/10 12: /10/10 15: E /10/23 02: /10/23 05: E /10/24 07: /10/24 10: E /10/26 12: /10/26 14: E /11/06 19: /11/06 22: E /11/22 06: /11/22 09: E /12/10 02: /12/10 05: E /12/29 22: /12/30 01: E /01/06 10: /01/06 13: E /01/21 00: /01/21 03: E /01/24 01: /01/24 04: E /01/28 11: /01/28 14: E /02/17 00: /02/17 03: E /02/18 03: /02/18 06: E /03/04 07: /03/04 10: E /04/07 12: /04/07 15: E /04/23 13: /04/23 16: E /04/30 04: /04/30 07: E

162 Παράρτημα Γ) Στήλες 18-32: Κινηματικές πληροφορίες για την ICME καθώς και για τον χώρο μεταξύ κρουστικού κύματος και ICME (sheath) Shock Disturbance / Discontinuity Transit Time Vtransit Acceleration / Deceleration Vdist Vdist_max Bdist Bdist_max Bz_dist Bz_dist_min Plasma β (dist) Tp (dist) Np (dist) Alpha ratio (dist) [YYYY/MM/DD hh:mm] [hh] [km s -1 ] [m s -2 ] [km s -1 ] [km s -1 ] [nt] [nt] [nt] [nt] [K] [cm -3 ] /08/16 08: E /12/02 10: E /12/23 16: E /01/10 01: E /02/09 13: E /04/10 13: E /05/15 02: E /05/25 14: E /08/03 06: E /09/02 23:00 (22:30) E /09/21 22:00 (21:30) E /10/01 01:50 (01:00) E /10/10 16:10 (15:30) E /10/23 07:55 (07:30) E /10/24 11:00 (10:30) E /10/26 15: E /11/06 22:48 (22:02) E /11/22 09:51 (09:00) E /12/10 05: E /12/30 02:25 (01:30) E /01/06 14:18 (13:30) E /01/21 03: E /01/24 05:40 (05:00) E /01/28 15:48 (16:00) E /02/17 04: E /02/18 07:51 (07:50) E /03/04 10:55 (11:00) E /04/07 16:51 (17:00) E /04/23 17:28 (17:28) E /04/30 08:43 (08:43) E

163 Παράρτημα Δ) Στήλες 33-46: Πληροφορίες για τις συνθήκες που επικρατούν εντός των ορίων της ICME ICME Start ICME End MC Vicme Vicme_max ΔV Bicme Bicme_max Bz_icme Bz_icme_min Plasma β (icme) Tp (icme) Np (icme) Alpha ratio (icme) [YYYY/MM/dd hh:mm] [YYYY/MM/dd hh:mm] [km s -1 ] [km s -1 ] [km s -1 ] [nt] [nt] [nt] [nt] [K] [cm -3 ] 1996/08/17 01: /08/18 17: E /12/02 22: /12/03 19: E /12/24 15: /12/25 13: E /01/10 05: /01/11 05: E /02/10 03: /02/10 19: E /04/11 07: /04/11 20: E /05/15 10: /05/16 00: E /05/26 17: /05/28 07: E /08/03 14: /08/04 02: E /09/03 07: /09/04 03: E /09/22 03: /09/22 18: E /10/01 17: /10/02 23: E /10/10 22: /10/12 00: E /10/23 16: /10/24 07: E /10/24 23: /10/26 15: E /10/27 00: /10/28 07: E /11/07 16: /11/09 02: E /11/22 20: /11/23 13: E /12/10 20: /12/12 01: E /12/30 14: /12/31 09: E /01/07 04: /01/08 23: E /01/21 07: /01/22 14: E /01/24 21: /01/26 03: E /01/29 19: /01/31 01: E /02/17 09: /02/17 20: E /02/19 01: /02/19 23: E /03/04 14: /03/06 06: E /04/07 20: /04/09 03: E /04/24 03: /04/25 02: E /05/01 01: /05/01 16: E

164 Παράρτημα Ε) Στήλες 47-50: Πληροφορίες για τις γεωμαγνητικές συνθήκες όπως διαμορφώθηκαν από την άφιξη της ICME στην Γη Dst Date and Time Ap Date and Time [nt] [YYYY/MM/DD hh] [YYYY/MM/DD hh (3-hour interval)] /08/ /08/ /12/ /12/ /12/ /12/ and /01/ /01/ /02/ /02/ and /04/ /04/ /05/ /05/ and /05/ and /05/ /08/ and /08/ /09/ /09/ /09/ /09/ /10/ /10/ /10/ /10/ and 10/ /10/ /10/ /10/ /10/ /10/ /10/ /11/ /11/ /11/ /11/ /12/ /12/ , and /12/ /12/ and /01/ /01/ /01/ /01/ /01/ /01/ /01/ /01/ /02/ /02/ /02/ /02/ /03/ /03/ /04/ /04/ and 04/ /04/ /04/ /04/ /04/

165 Παράρτημα Στήλη 51: Σύντομο σχόλιο σχετικά με την οπτική εξέταση των δεδομένων του ACE για κάθε γεγονός. 51 Comments - Remarks # Shock in B, Np smaller in Vp and Tp. For ICME: φ and θ stable with low Np and plasma β. 1 Clear shock in B, Np smaller in Vp. For ICME: low Np and plasma β. 2 Not very clear shock. Smooth rotation in θ from 80 [deg] to -45 [deg] while φ constant. For ICME low plasma β and Tp. 3 Clear shock in B, Vp, Np smaller in Tp. For ICME: MC structure with rotation in θ from -85 [deg] to +70 [deg] while φ constant and low Tp and plasma β. 4 Shock in all variables. For ICME possible MC with rotation in θ from -15 [deg] to -85 [deg] while φ constant with low Tp, Np and plasma β. 5 Two shocks, the first one is the arrival time of the disturbace. This shock is clear in B, Np and smaller in Vp. For ICME low plasma β and Tp. Possible MC structure with rotation in θ from 30 [deg] to -50 [deg] in the first hours of the event. 6 Clear shock in B, Vp and Np. For ICME low Tp, Np and plasma β with MC structure, rotation in θ from -80 [deg] to +50 [deg] while φ constant. 7 Two shocks, the first one is the arrival time of the disturbance, clear in B, Vp and Np. For ICME low plasma β, MC structure with rotation in θ from -85 [deg] to +15 [deg] with φ constant. 8 No clear shock, a first rise in Vp noticed at 06:30 from 400 km/s to 500 km/s. For ICME low Tp, Np and plasma β with MC structure with rotation in θ from -50 [deg] to +50 [deg] while φ almost constant. 9 Clear shock in B, Vp and Np ACE shock is later on 09/03 10:30 but seems to be a second event in the row. For ICME low plasma β, possible MC structure with rotation in θ from -60 [deg] to +65 [deg] with φ constant. 10 No clear shock, a first rise in B and Np noticed at 09/21 22:00. For ICME low plasma β, Np and Tp with possible MC with rotation in θ from -30 [deg] to +60 [deg] with φ almost constant. 11 Clear shock in all variables. Data gaps in the first hours of the event. For ICME possible MC with rotation in φ from 60 [deg] to 240 [deg] with θ almost constant, low Tp, Np and plasma β. 12 Shock in B, Np smaller in Vp. For ICME MC structure with smooth rotation in θ from -80 [deg] to +70 [deg] and φ from 70 [deg] to 240[deg] with low Tp and plasma β. 13 Shock in B, smaller in Vp. For ICME: low Np and plasma β. 14 Shock in B and Vp. For ICME low Np and plasma β. This event is the first of a pair of ICMEs which noticed in the period 10/24-10/ No shock. This event is the second of a pair of ICMEs. For ICME low Tp and plasma β. Possible MC with rotation in θ from +40 [deg] to -80 [deg] with φ almost constant. 16 Shock in all variables. For ICME low Tp and plasma β. MC structure with rotation in θ from -80 [deg] to +80 [deg] while φ constant. 17 Large shock in all variables. For ICME: MC structure with rotaion in θ from +50 [deg] to -50 [deg] and φ from ~+80 [deg] to ~+300 [deg] with low Tp and plasma β. 18 Clear shock in all variables. For ICME low plasma β and Np. 19 Shock in all variables. For ICME low plasma β and Np. Possible MC with rotation in θ from -70 [deg] to +65 [deg] while φ almost constant. 20 Shock in all variables. For ICME low plasma β, Tp and Np. MC with smooth rotation in θ from -60 [deg] to +60 [deg]. 21 No shock. For ICME low plasma β and Np, no clear boundaries. 22 Shock in B, Vp and Np. For ICME: low p and higher alpha ratio. 23 Clear shock in B, Vp and Tp. For ICME low plasma β and Tp. MC with smooth rotation in θ from -75 [deg] to +45 [deg] while φ constant. 24 No shock for B. Small shock for Vp. For ICME φ constant in ~300 [deg] for θ rotation from -90 to +90 [deg], low Tp and plasma β. This event is associated with a slow CME and as a result no shock noticed, it is the first of two events in the row. 25 Shock in B, smaller in Vp. For ICME: MC structure with rotation in θ from ~ +90 [deg] to -45 [deg] while φ stable, with Np and plasma β low. 26 Small shock but clear for B, Vp, Np. For ICME low Tp, plasma β. For φ change from ~240 to 360 [deg], θ slow rotation from -70 to +75 [deg] 27 Large shock in B, smaller in Vp. For ICME: low Tp and plasma β with φ stable for the same duration. 28 Shock in B and Vp. For ICME: low plasma β and φ almost stable for the same duration. 29 Shock in Vp smaller in B. For ICME: possible MC with rotation in θ from -90 [deg] to +90 [deg] while φ almost stable with low plasma β

166 Βιβλιογραφία Βιβλιογραφία 1. Ahluwalia, H. S., "Eleven Year Variation of Cosmic Ray Intensity and Solar Polar Field Reversals", 16th ICRC, 12, 182, Aguilar-Rodriguez, E., Blanco-Cano, X. and Gopalswamy, N.: Composition and magnetic structure of interplanetary coronal mass ejections at 1 AU, Adv. Space Res., 36, 522, DOI: /j.asr Andrews, M. D.: A Search for CMEs Associated with Big Flares, Solar Phys., 218, 261, DOI: /B:SOLA bf. 4. Babcock, H.W.: The Topology of the Sun's Magnetic Field and the 22-YEAR Cycle, Astrophys. J., 133, 572, DOI: / Bartels, J.: Terrestrial-magnetic activity and its relations to solar phenomena, 1932, Terr. Magn. Atmos. Electr., 37, 1, DOI: /TE037i001p Bastian, T. S., Pick, M., Kerdraon, A., Maia, D., and Vourlidas, A.: The coronal mass ejection of 1998 April 20: Direct imaging at radio wavelengths, Astrophys. J., 558, L65, DOI: / Belov, A.: "Large Scale Modulation: View from the Earth", Space Science Reviews, 93, 1/2, 79, DOI: /A: Belov, A.: Forbush effects and their connection with solar, interplanetary and geomagnetic phenomena, Proc. of Universal Heliophysical Processes, IAU Symposium No. 257, eds. N. Gopalswamy & D.F. Webb, DOI: /S Belov, A.V., Gushchina, R.T., Yanke, V.G.: On connection of cosmic ray long term variations with solar-heliospheric parameters, In: Proc. 26th ICRC, 7, 175, Belov, A., Gushchina, R., Obridko, V., Shelting, B., Yanke, V.: "Long-term variations of galactic cosmic rays and their relation with the solar magnetic field parameters", Proc. of the 27th ICRC, 3911, Belov, A., Baisultanova, L., Eroshenko, E., Mavromichalaki, H., Yanke, V., Pchelkin, V., Plainaki, C., and Mariatos, G.: Magnetospheric effects in cosmic rays during the unique magnetic storm on November 2003, J. Geophys. Res., 110, A09S20, DOI: /2005JA Biesecker, D.A., Myers, D.C., Thompson, B.J., Hammer, D.M. and Vourlidas, A.:: Solar phenomena associated with EIT waves, Astrophys. J., 569, 1009, DOI: Bochsler, P., Geiss, J., Joos, R.: Kinetic temperatures of heavy ions in the solar wind, J. Geophys. Res. 90, 10779, DOI: /JA090iA11p Borrini, G., Gosling, J.T., Bame, S.J., Feldman, W.C.: Helium abundance enhancements in the solar wind, J. Geophys. Res., 87, 7370, DOI: /JA087iA09p Burkepile, J. T., Hundhausen, A. J. Stanger A. L. et al.: Role of projection effects on solar coronal mass ejection properties: A study of CMEs associated with limb activity, J. Geophys. Res., 109, A03103, DOI: /2003JA Burlaga, L., Sittler, E., Mariani, F., Scwhenn, R.: Magnetic loop behind an interplanetary shock: Voyager, Helios, and IMP 8 observations, J. Geophys. Res., 86, 6673, DOI: /JA086iA08p Cane, H. V.: "Cosmic ray decreases and magnetic clouds", J. Geophys. Res., 98, A3, 3509, DOI: /92JA Cane, H. V.: "Coronal Mass Ejections and Forbush Decreases", Space Sci. Rev., 93, 1/2, 55, DOI: /A:

167 Βιβλιογραφία 19. Cane, H. V.: Wibberenz, G., Richardson, I. G., von Rosenvinge, T. T.: "Cosmic ray modulation and the solar magnetic field", Geophys. Res. Let., 26, 5, 565, DOI: /1999GL Cane, H.V., Richardson, I.G., St. Cyr, O.C.: Coronal mass ejections, interplanetary ejecta and geomagnetic storms, Geophys. Res. Lett., 27, 3591, DOI: /2000GL Cane, H. V. and Richardson, I.: Interplanetary coronal mass ejections in the near-earth solar wind during , J. Geophys. Res., 108, SSH 6-1, DOI: /2002JA Carrington, R. C., Description of a singular appearance seen in the Sun on September 1, 1859, MNRAS, 20, 13, DOI: /mnras/ Charakhchian, T. N., "The role of active regions and the overall magnetic field of the sun in the 11-year cosmic ray cycle", 41, 1746, Charakhchyan, A. N., Bazilevskaia, G. A., Stozhkov, Iu. I., Charakhchian, T. N., "Cosmic ray modulation in the minimum of solar activity and the general magnetic field of the sun", 15 th ICRC, 3, 200, Chen, P. F.: The relation between EIT waves and solar flares, Astrophys. J., 641, L153, DOI: Chen, J., Howard, R. A., Brueckner, G. E. et al.: Evidence of an erupting magnetic flux rope: LASCO coronal mass ejection of 1997 April 13, Astrophys. J., 490, L191, DOI: Chen, J., and Sharma, A. S.: Modeling and prediction of the magnetospheric dynamics during intense geospace storms, J. Geophys. Res., 111, A04209, DOI: /2005JA Chi, Y., Shen, C., Wang, Y., Xu, M., Ye, P., Wang, S.: Statistical Study of the Interplanetary Coronal Mass Ejections from 1995 to 2015, Solar Phys., 291, 2419, DOI: /s Chirkov, N. P., Kuzmin, A. I., "11-YEAR Cosmic Ray Variations in Even and Odd Solar Activity Cycles", 16th ICRC, 3, 360, Chowdhury, P., Kudela, K., Dwivedi, B.N.: Heliospheric Modulation of Galactic Cosmic Rays during Solar Cycle 23, Solar Phys., 286, 577, DOI: /s Cliver, E. W., Webb, D. F. and Howard, R. A.: On the origin of solar metric type II bursts, Sol. Phys., 187, 89, DOI: /A: Cliver, E.W., Ling, A.G.: "Coronal Mass Ejections, Open Magnetic Flux, and Cosmic-Ray Modulation", Astrophys. J., 556, 1, 432, DOI: Cliver, E.W., Laurenza, M., Storini, M., and Thompson, B. J.: On the origins of solar EIT waves, Astrophys. J., 631, 604, DOI: Cohen, C. M. S.: Observations of energetic storm particles: An overview, AGU Monograph 165, 275, Cortie, A.L.: Sun-spots and Terrestrial Magnetic Phenomena, : the Cause of the Annual Variation in Magnetic Disturbances, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 73, 52, DOI: /mnras/ Crooker, N.U., Cliver, E.W., Tsurutani, B.T.: The semiannual variation of great geomagnetic storms and the postshock Russell-McPherron effect preceding coronal mass ejecta, Geophys. Res. Lett., 19, 429, DOI: /92GL Crosby, N.B., Aschwanden, M.J., Dennis, B.R.: Frequency distributions and correlations of solar X-ray flare parameters, Solar Phys., 143, 275, DOI: /BF Dikpati, M., Gilman, P.A.: Global solar dynamo models: simulations and predictions of cyclic photospheric fields and long-term non-reversing interior fields, New Journal of Physics 9, 297, DOI: 166

168 Βιβλιογραφία 39. Dulk, G. and McLean, D. J.: Coronal magnetic fields, Sol. Phys., 57, 279, DOI: /BF Echer, E., Gonzalez, W.D., Tsurutani, B.T., Gonzalez, A.L.C.: Interplanetary conditions causing intense geomagnetic storms (Dst < -100 nt) during solar cycle 23 ( ), J. Geophys. Res., 113, A05221, DOI: /2007JA Elliott, H. A., McComas, D. J., Schwadron, N. A. et al.: An improved expected temperature formula for identifying interplanetary coronal mass ejections, J. Geophys. Res., 110, A04103, DOI: /2004JA Exarhos, G., Moussas, X.: "Time variations of the Magnetic Field at the Heliospheric Termination Shock - Galactic Cosmic-Ray modulation", Solar Phys., 187, 1, 157, DOI: /A: Feynman, J. and Martin, S. F.: The initiation of coronal mass ejections by newly emerging magnetic flux, J. Geophys. Res., 100, 3355, DOI: /94JA Filippov, B. P.: Causes and effects of filament eruptions, Proc. IAU, 150, 342, Fletcher, L., Dennis, B.R., Hudson, H.S., Krucker, S., Phillips, K. et al.: An Observational Overview of Solar Flares, Space Sci. Rev., 159, 1-4, 19, DOI: /s Forbush, S. E.: On the Effects in Cosmic-Ray Intensity Observed During the Recent Magnetic Storm, Physical Rev., 51, 12, 1108, DOI: Forbush, S. E.: On World-Wide Changes in Cosmic-Ray Intensity, Physical Rev., 54, 12, 975, DOI: Forbush, S. E.: Three unusual cosmic-ray increases possibly due to charged particles from the Sun, Physical Rev., 70, 771, DOI: /PhysRev Forbush, S. E.: "Cosmic-Ray Intensity Variations during Two Solar Cycles", J. Geophys. Res., 63, 4, 651, DOI: /JZ063i004p Garner, T.W., Bust, G.S., Gaussiran T.L. and Straus, P. R.: Variations in the midlatitude and equatorial ionosphere during the October 2003 magnetic storm, Radio Sci., 41, RS6S08, DOI: /2005RS Georgoulis, M.K.: Magnetic complexity in eruptive solar active regions and associated eruption parameters, Geophys. Res. Lett., 35, L06S02, DOI: /2007GL Gold, T.: Magnetic storms, Space Sci. Rev., 1, 100, DOI: /BF Gonzalez, W.D., Tsurutani, B.T., In: Eruptive Solar Flares, Springer-Verlag, New York, 277. DOI: / _111, Gonzalez, W.D., Clua de Gonzalez, A.L., Tsurutani, B.T.: Comment on The semiannual variation of great geomagnetic storms and the postshock Russell-Mcpherron effect preceding coronal mass ejecta, Geophys. Res. Lett., 20, 1659, DOI: /93GL Gopalswamy, N.: X-ray and microwave signatures of coronal mass ejections, in Solar Physics with Radio Observations, eds. T. Bastian, N. Gopalswamy, and K. Shibasaki, 479, 141, Gopalswamy, N.: A global picture of CMEs in the inner heliosphere, in The Sun and the Heliosphere as an Integrated System, eds. G. Poletto and S. T. Suess, 201, Kluwer, Boston, DOI: / _8. DOI: / _ Gopalswamy, N.: "Coronal Mass Ejections of Solar Cycle 23", J. Astrophys. Astron., 27, 2 & 3 243, 2006 (a). DOI: /BF Gopalswamy, N.: Coronal mass ejections of solar cycle 23, J. Astrophys. Astron., 27, 243, 2006 (b). DOI: /BF Gopalswamy, N.: Properties of interplanetary coronal mass ejections, Space Sci. Rev., 124, 145, 2006 (c). DOI: / _

169 Βιβλιογραφία 60. Gopalswamy, N.: Coronal mass ejections and type II radio bursts, AGU Monograph 165, 207, 2006 (d). DOI: /angeo Gopalswamy, N.: Coronal mass ejections and space weather, Climate and Weather of the Sun-Earth System(CAWSES): Selected Papers from the 2007 Kyoto Symposium, eds. T. Tsuda, R. Fujii, K. Shibata, and M. A. Geller, 77. TERRAPUB, Tokyo, 2009 (a). 62. Gopalswamy, N.: Halo coronal mass ejections and geomagnetic storms, Earth, Planets and Space 61, 595, 2009 (b). DOI: /BF Gopalswamy, N., "Aspects of Coronal Mass Ejections Related to Space Weather", American Geophysical Union, Fall Meeting 2010, abstract #SH52A-03, Gopalswamy, N. and Kundu, M.R.: Radioheliograph and white-light coronagraph studies of a coronal mass ejection event, Sol. Phys., 122, 145, Gopalswamy, N., Hanaoka, Y., Kosugi, T. et al.: On the relationship between coronal mass ejections and magnetic clouds, Geophys. Res. Lett., 25, 2485, DOI: /98GL Gopalswamy, N., Lara, A, Lepping, R.P., Kaiser, M.L., Berdichevsky, D., O. C. St. Cyr: Interplanetary acceleration of coronal mass ejections, Geophys. Res. Lett., 27, 145, DOI: /1999GL Gopalswamy, N., Yashiro, S. Kaiser, M.L., Howard, R. A. and Bougeret, J.-L. : Characteristics of coronal mass ejections associated with long-wavelength type II radio bursts, J. Geophys. Res., 106, 29219, DOI: /2001JA Gopalswamy, N., Lara, A., Yashiro, S., Nunes, S. and Howard, R. A.: Coronal mass ejection activity during solar cycle 23, ESA SP-535, 403, 2003 (a). 69. Gopalswamy, N., Lara, A., Yashiro, S. and Howard, R. A.: Coronal mass ejections and solar polarity reversal, Astrophys. J., 598, L63, 2003 (b). DOI: Gopalswamy, N., Shimojo, M., Lu, W., Yashiro, S., Shibasaki, K. and Howard, R. A.: Prominence eruptions and coronal mass ejection: A statistical study using microwave observations, Astrophys. J., 586, 562, 2003 (c) Gopalswamy, N., Aguilar-Rodriguez, E., Yashiro, S. et al.: Type II radio bursts and energetic solar eruptions, J. Geophys. Res., 110, A12S07, DOI: /2005JA Gopalswamy, N., Yashiro, S. and Akiyama, S.: Coronal mass ejections and space weather due to extreme events, in Proc. ILWS Workshop, eds. by N. Gopalswamy and A. Bhattacharyya, Quest, Mumbai, 79, Gopalswamy, N., S. Yashiro, and S. Akiyama, Geoeffectiveness of halo coronal mass ejections, J. Geophys. Res., 112, A06112, Gopalswamy, N., Xie, H., Makela, P., Akiyama, S., Yashiro, S., Kaiser, M. L., Howard, R. A., Bougeret, J.-L.: Interplanetary shocks lacking type II radio bursts, Astrophys. J., 710, 1111, DOI: / X/710/2/ Gosling, J. T.: Coronal mass ejections and magnetic flux ropes in interplanetary space, in Physics of Magnetic Flux Ropes, AGU Monograph 58, 343, DOI: /GM058p Gosling, J.T.: The solar flare myth, J. Geophys. Res. 98, 18937, DOI: /93JA Gushchina, R.T., Belov, A.V., Eroshenko, E.A., Obridko, V.N., Paouris, E., Shelting, B.D.: Cosmic ray modulation during the solar activity growth phase of cycle 24, Geomagnetism and Aeronomy, 54, 430, DOI: /S Hanaoka, Y., Kurokawa, H., Enome, S. et al.: Simultaneous observations of a prominence eruption followed by a coronal arcade formation in radio, soft X-rays, and H-alpha, PASJ, 46, 205,

170 Βιβλιογραφία 79. Hannah, I. G., Hudson, H. S., Battaglia, M., Christe, S., Kasparova, J., Krucker, S., Kundu, M. R., Veronig, A.: Microflares and the Statistics of X-ray Flares, Space Sci. Rev., 159, 1-4, 263, DOI: /s Harrison, R.A.: The nature of solar flares associated with coronal mass ejection, Astron. Astrophys., 304, 585, Harrison, R. A.: Bursting the solar bubble: the flare - coronal mass ejection relationship, in Solar Eruptions and Energetic Particles, AGU Monograph 165, 73, DOI: /165GM Harrison, R. A., C. J. Davis, C. J. Eyles et al.: First imaging of coronal mass ejections in the heliosphere viewed from outside the Sun Earth line, Sol. Phys., 247, 171, Hathaway, D. H.: The Solar Cycle, Living Reviews in Solar Physics, 12, 1, 4, 87, Hatton, C. J.: "Solar flares and the cosmic ray intensity", Sol. Phys., 66, 159, DOI: /BF Heiles, C.: "The interstellar magnetic field", In: Annual review of astronomy and astrophysics. 14, 1-22, Henke, T., Woch, J., Schwenn R. et al.: Ionization state and magnetic topology of coronal mass ejections, J. Geophys. Res., 106, 10, 597, DOI: /2000JA House, L. L., Wagner, W. J., Hildner, E., Sawyer, C. and Schmidt, H. U.: Studies of the corona with the Solar Maximum Mission coronagraph/polarimeter, Astrophys. J., 244, L117, DOI: / Howard, R.A., Michels, D.J., Sheeley, Jr., Koomen, M.J.: The observation of a coronal trancient directed at Earth, Astrophys. J., 263, L101, DOI: / Howard, R. A., Michels, D., Sheeley, N. R. and Koomen, M. J.: Coronal mass ejections , J. Geophys. Res., 90, 8173, DOI: /JA090iA09p Hudson, H. S.: Solar flares, microflares, nanoflares, and coronal heating, Sol. Phys., 133, 357, DOI: /BF Hudson, H. S. and Webb, D. F.: Soft X-ray signatures of coronal ejections, in Coronal Mass Ejections, AGU Monograph 99, 27, DOI: /GM099p Hudson, H. S. and Cliver, E.W.: Observing coronal mass ejections without coronagraphs, J. Geophys. Res., 106, 25199, DOI: /2000JA Hudson, H. S., in The Physics of Chromospheric Plasmas, eds. P. Heinzel, I. Dorotovic, R. J. Rutten (2007), 368 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 365, Hundhausen, A. J.: Sizes and locations of coronal mass ejections SMM observations from 1980 and , J. Geophys. Res., 98, 13177, DOI: /93JA Hundhausen, A. J.: An introduction, in Coronal Mass Ejections, AGU Monograph 99, 1, DOI: /GM099p Hundhausen, A. J.: Coronal mass ejections, in The Many Faces of the Sun, eds. K. T. Strong, J. L. R. Saba, and B. M. Haisch, 143, Springer-Verlag, New York, Huttunen, K.E.J., Schwenn, R., Bothmer, V., Koskinen, H.E.J.: Properties and geoeffectiveness of magnetic clouds in the rising, maximum and early declining phases of solar cycle 23, Ann. Geophys., 23, 625, DOI: /angeo Illing, R. M. E. and Hundhausen, A. J.: Disruption of a coronal streamer by an eruptive prominence and coronal mass ejection, J. Geophys. Res., 91, 10951, DOI: /JA091iA10p Jian, L., Russell, C.T., Luhmann, J.G., Skoug, R.M.: Properties of Interplanetary Coronal Mass Ejections at One AU during , Sol. Phys. 239, 393, DOI: /s

171 Βιβλιογραφία 100. Jing, J., Wiegelmann, T., Suematsu, Y., Kubo, M., Wang, H.: Changes of Magnetic Structure in Three Dimensions Associated with the X3.4 Flare of 2006 December 13, Astrophys. J. Lett. 676, L81, DOI: / Kahler, S.: The morphological and statistical properties of solar X-ray events with long decay times, Astrophys. J., 214, 891, / Kahler, S. W., Cliver, E. W., Cane, H. V., McGuire, R. E., Reames, D. V., Sheeley, N. R., Jr., Howard, R. A.: Solar energetic proton events and coronal mass ejections near solar minimum, Proc. 20th ICRC, 3, 121, Kahler, S. W.: Observational properties of coronal mass ejections, in Solar Eruptions and Energetic Particles, AGU Monograph 165, 21, DOI: /165GM Katsavrias, C., Preka-Papadema, P., Moussas, X.: Wavelet Analysis on Solar Wind Parameters and Geomagnetic Indices, Sol. Phys., 280, 623, Kay, H. R. M., Harra, L. K., Matthews, S. A., Culhane, J. L. and Green, L. M.: The soft X-ray characteristics of solar flares, both with and without associated CMEs, Astron. Astrophys., 400, 779, DOI: / : Koomen, M., Howard, R., Hansen, R. and Hansen, S.: The coronal transient of 16 June 1972, Sol. Phys., 34, 447, DOI: /BF Kudela, K., Storini, M., Hofer, M. Y., Belov, A.: "Cosmic Rays in Relation to Space Weather", Space Sci. Rev., 93, 1/2, 153, Kudela, K., Rybak, J., Antalova, A., Storini, M.: Time Evolution of low-frequency Periodicities in Cosmic ray Intensity, Sol. Phys., 205, 165, DOI: /A: Kudela, K., Mavromichalaki, H., Papaioannou, A., Gerontidou, M.: On Mid-Term Periodicities in Cosmic Rays, Solar Phys., 266, 173, DOI: /s Lepri, S. T., Zurbuchen, T., Fisk, L., Richardson, I., Cane, H. V. and Gloeckler, G.: Iron charge distribution as an identifier of interplanetary coronal mass ejections, J. Geophys. Res., 106, 29231, DOI: /2001JA Lockwood, J.A.: "Forbush Decreases in the Cosmic Radiation", Space Sci. Rev., 12, 5, 658, DOI: /BF Lockwood, J. A., Webber, W. R.: "A study of the long-term variation and radial gradient of cosmic rays out to 22 AU", 17 th ICRC, 3, 259, Loewe, C.A., Prolss, G.W.: Classification and mean behavior of magnetic storms, J. Geophys. Res., 102, 14209, DOI: /96JA Lopez, R. E. and Freeman, J. W.: Solar wind proton temperature-velocity relationship, J. Geophys. Res., 91, 1701, DOI: /JA091iA02p Marmatsouri, L., Vassilaki, A., Mavromichalaki, H., Petropoulos, B., "Cosmic-ray long-term variations due to the solar activity for the 22nd solar cycle", Adv. in Space Res., 16, 9, 245, Mavromichalaki, H., Petropoulos, B.: "Time-lag of cosmic-ray intensity", Astrophys. and Space Sci., 106, 1, 61, DOI: /BF Mavromichalaki, H., Petropoulos, B.: "An empirical model for the 11-year cosmic-ray modulation", Earth, Moon, and Planets, 37, 79, DOI: /BF Mavromichalaki, H., Marmatsouri, E., Vassilaki, A.: "Simulation of long-term cosmic-ray intensity variation", Sol. Phys., 125, 409, DOI: /BF Mavromichalaki, H., Marmatsouri, E., Vassilaki, A.: "On Reproduction of Long-Term Cosmic- Ray Modulation as Seen by Neutron Monitor Stations", Astrophys. and Space Sci., 232, 2, 315, Mavromichalaki, H., Belehaki, A., Rafios, X., Tsagouri, I.: "Hale-cycle effects in cosmic-ray intensity during the last four cycles", Astrophys. and Space Sci., 246, 1, 7,

172 Βιβλιογραφία 121. Mavromichalaki, H., Belehaki, A., Rafios, X.: "Simulated effects at neutron monitor energies: evidence for a 22-year cosmic-ray variation", Astron. and Astrophys., 330, 764, Mavromichalaki, H., Paouris, E., Karalidi, T.: "Long-term Cosmic-ray Modulation during Solar Cycle 23", Proc. of 7th Int. Conf. Hel.As., 848, 184, Mavromichalaki, H., Paouris, E., Karalidi, T.: "Cosmic-Ray Modulation: An Empirical Relation with Solar and Heliospheric Parameters", Solar Phys., 245, 2, 369, DOI: /s Mavromichalaki, H., Paouris, E.: Long-Term Cosmic Ray Variability and the CME-Index, Adv. in Astron., Article ID , DOI: /2012/ Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paschalis, P., Papaioannou, A., Paouris, E., Papailiou, M., Souvatzoglou, G.: Recent Research applications at the Athens Neutron Monitor Station, J. of Phys., 632, , DOI: / /632/1/ McComas, D.J., Bame, S.J., Barker, P., Feldman, W.C., Phillips, J. L., Riley, P., Griffee, J. W.: Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM) for the Advanced Composition Explorer, Space Sci. Rev., 86, 563, DOI: / _ McDonald, F. B., Trainor, J. H., Mihalov, J. D., Wolfe, J. H., Webber, W. R., "Radially propagating shock waves in the outer heliosphere - The evidence from Pioneer 10 energetic particle and plasma observations", Astrophys. J., 246, L165, McIntosh, D. H.: On the Annual Variation of Magnetic Disturbance, Phil. Trans. Roy. Soc., 251, 525, DOI: /rsta McPherron, R.L.: Predicting the Ap index from past behavior and solar wind velocity, Phys. Chem. Earth, 24, 45, DOI: /S (98) Metcalf, T. R., Jiao, L., McClymont, A. N., Canfield, R. C., Uitenbroek, H.: Is the solar chromospheric magnetic field force-free, Astrophys. J. 439, 474, DOI: / Metcalf, T. R., Leka, K. D., Mickey, D. L.: Magnetic Free Energy in NOAA Active Region on 2003 October 29, Astrophys. J. Lett., 623, L53, DOI: / Mitsakou, E., Moussas, X.: Statistical Study of ICMEs and Their Sheaths during Solar Cycle 23 ( ), Solar Phys., 289, 3137, DOI: /s y Moon, Y.-J., Choe, G., Wang, H., Park, Y., Gopalswamy, N., Yang, G. and Yashiro, S.: A statistical study of two classes of coronal mass ejections, Astrophys. J., 581, 694, Moore, R. L., Sterling, A. C., Hudson, H. S. and Lemen, J. R.: Onset of the magnetic explosion in solar flares and coronal mass ejections, Astrophys. J., 552, 833, Moraal, H.: "Observations of the eleven-year cosmic-ray modulation cycle", Space Sci. Rev., 19, 845, Moreton, G. E.: Hα observations of flare-initiated disturbances with velocities 1000 km/sec, Astron. J., 65, 494, Morishita, I. and Sakakibara, S.: Size of heliomagnetosphere derived from long term modulation of neutron monitor intensities, 26th ICRC, 87, Mullan, D.J., Smith, C.W.: Solar Wind Statistics at 1 AU: Alfven Speed and Plasma Beta, Solar Phys. 234, 325, DOI: /s y Munro, R. H., Gosling, J. T., Hildner, E., MacQueen, R. M., Poland, A. I. and Ross, C. L.: The association of coronal mass ejection transients with other forms of solar activity, Sol. Phys., 61, 201, Nagashima, K., Morishita, L.: "Long term modulation of cosmic rays and inferable electromagnetic state in solar modulating region", Plan. and Space Sci., 28, 177, 1980 (a) Nagashima, K., Morishita, L.: "Twenty-two year modulation of cosmic rays associated with polarity reversal of polar magnetic field of the sun", Plan. and Space Sci., 28, 195, 1980 (b). 171

173 Βιβλιογραφία 142. Narukage, N., Hudson, H. S., Morimoto T. et al.: Simultaneous observation of a Moreton wave on 1997 November 3 in Hα and soft X-rays, Astrophys. J., 572, L109, Nelson, G. J. and Melrose, D. B.: Type II bursts, in Solar radiophysics, Cambridge University Press, New York, NERC (North American Electric Reliability Corporation) (1990), March 13, 1989 Geomagnetic Disturbance, NERC, Princeton, NJ Neugebauer, M. and Goldstein, B. E.: Particle and field signatures of coronal mass ejections in the solar wind, in Coronal Mass Ejections, AGU Monograph 99, 245, Neugebauer, M., Steinberg, J. T., Tokar R. L. et al.: Genesis on-board determination of the solar wind flow regime, Space Sci. Rev., 105, 661, Neupert, W. M.: Transient coronal extreme ultraviolet emission before and during the impulsive phase of a solar flare, Astrophys. J., 344, 504, Newbury, J.A., Russell, C.T., Phillips, J.L., Gary, S.P.: Electron temperature in the ambient solar wind: Typical properties and a lower bound at 1 AU, J. Geophys. Res., 105, 9553, DOI: /98JA Newkirk, G., Jr., Hundhausen, A. J., Pizzo, V.: "Solar cycle modulation of galactic cosmic rays - Speculation on the role of coronal transients", J. of Geophys. Res., 86, 5387, Odstrcil, D.: Modeling 3-D Solar Wind Structure, Adv. Space Res., 32, 497, Odstrcil, D., Riley, P. and Zhao, X.P.: Numerical simulation of the 12 May 1997 interplanetary CME event, J. Geophys. Res., 109, A02116, OECD/IFP Futures Project on CENTRA Technology, Inc., on behalf of Office of Risk Management and Analysis, United States Department of Homeland Security, Future Global Shocks, Otaola, J. A., Perez-Enriquez, R., Valdes-Galicia, J. F.: "Difference between even and odd 11- year cycles in cosmic ray intensity", 19th ICRC, 4, 493, Paouris, E.: "A new statistical index (Pi) for coronal mass ejections", In: Proc. of Solar Extreme Events 2007, eds. H. Mavromichalaki and A. Papaioannou., 284, Paouris, E.: "Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation", Solar Phys., 284, 589, DOI: /s Paouris, E., Exarhos, G., Nikolopoulou, A. and Moussas, X.: "Evolution of the Heliosphere the years using Ulysses Data", Proc. of 7th Int. Conf. Hel.As., 848, Paouris, E., Mavromichalaki, H., Belov, A., Gushchina, R., Yanke, V.: "Galactic Cosmic Ray Modulation and the Last Solar Minimum", Solar Phys., 280, 1, 255, DOI: /s Paouris, E., Gerontidou, M. and Mavromichalaki, H.: Using the CME-index for short-term estimation of Ap geomagnetic index, 11th Hel.A.S. Conference, Paouris, E. and Mavromichalaki, H.: "The ICMEs magnetic field and the role on the galactic cosmic ray modulation for the solar cycle 23", ESWW12, Paouris, E., Gerontidou, M. and Mavromichalaki, H.: The CME-index for short-term estimation of Ap geomagnetic index based on the new ICME list, 12th Hel.A.S. Conference, Paouris, E., Mavromichalaki, H., Belov, A., Eroshenko, E. and Gushchina, R.: "The Solar Polar Field on the cosmic-ray intensity modulation", J. Phys., 632, , Paouris, Ε., Gerontidou, M., Mavromichalaki, H., Kolydas, Th. and Kouroutzoglou, I.: Contribution of the geomagnetic activity monitoring by the Athens Space Weather Forecasting Center to the Hellenic National Meteorological Service, ESWW13, Ostende, Belgium,

174 Βιβλιογραφία 163. Paouris, E. and Mavromichalaki, H.: Interplanetary Coronal Mass Ejections Resulting from Earth-Directed CMEs Using SOHO and ACE Combined Data During Solar Cycle 23, Solar Phys., 292, 30, DOI: /s Papailiou, M., Mavromichalaki, H., Abunina, M. et al.: Forbush Decreases Associated with Western Solar Sources and Geomagnetic Storms: A Study on Precursors, Solar Phys., 283, 557, DOI: /s x Parker, E. N.: The gross dynamics of a hydromagnetic gas cloud, Astrophys. J., S 3, 51, Parker, E. N.: Cosmic-Ray Modulation by Solar Wind, Phys. Rev., 110, 6, 1445, Perko, J. S., Fisk, L. A.: Solar modulation of galactic cosmic rays. V - Time-dependent modulation, J. of Geophys. Res., 88, 1, 9033, Plainaki, C., Mavromichalaki, H., Belov, A., Eroshenko, E., Yanke, V.: "Modeling of the solar energetic particles recorded at Neutron Monitors", Proc. of 7th Int. Conf. Hel.As., 848, 258, Pomerantz, M. A., Duggal, S. P.: "The sun and cosmic rays", Rev. of Geophys. and Space Phys., 12, 343, Potgieter, M. S.: "The Modulation of Galactic Cosmic Rays in the Heliosphere: Theory and Models", Space Sci. Rev., 83, 1/2, 147, Prabhakaran Nayar,S.R., Radhika, V.N., Revathy, K. and Ramadas, V.: "Wavelet Analysis of solar, solar wind and geomagnetic parameters", Solar Phys., 208, 359, DOI: /A: Reinard, A. A.: Comparison of interplanetary CME charge state composition with CMEassociated flare magnitude, Astrophys. J., 620, 501, Richardson, I.G., Cane, H.V.: Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections during Solar Cycle 23 ( ): Catalog and Summary of Properties, Solar Phys., 264, 189, DOI: /s Russell, C. T., McPherron, R. L.: Semiannual variation of geomagnetic activity, J. Geophys. Res., 78, 92, DOI: /JA078i001p Rust, D. M.: Coronal disturbances and their terrestrial effects, Space Sci. Rev., 34, 21, Schrijver, C. J., DeRosa, M. L., Metcalf, T. et al.: Non-linear force-free field modeling of a solar active region around the time of a major flare and coronal mass ejection, Astrophys. J., 675, 1637, DOI: / Schwenn, R., Dal Lago, A., Huttunen, E., Gonzalez, W.D.: The association of coronal mass ejections with their effects near the Earth, Ann. Geophys., 23, 1033, DOI: /angeo Sheeley, N. R., Hakala, W. N. and Wang, Y.-M.: Detection of coronal mass ejection associated shock waves in the outer corona, J. Geophys. Res., 105, 5081, Shibata, K., Masuda, S., Shimojo, M. et al.: Hot-plasma ejections associated with compactloop solar flares, Astrophys. J., 451, L83, Simpson, J.A.: "The primary cosmic ray spectrum and the transition region between interplanetary and interstellar space", 8 th ICRC, 2, 155, Smith, C.W., Acuna, M.H., Burlaga, L., L Heureux, J., Ness, N.F., Scheifele, J.: The ACE Magnetic Fields Experiment, Space Sci. Rev., 86, 613, DOI: /A: St. Cyr, O. C., Howard, R.A., Simnett, G.M., Gurman, J.B., Plunkett, S.P.: White-Light Coronal Mass Ejections: A New Perspective from LASCO, 31st ESLAB Symposium, ESTEC, Noordwijk, The Netherlands, eds. A. Wilson. ESA SP-415, ISBN: , 103, Svalgaard, L.: Coronal Holes and High Speed Wind Streams, eds. Zirker, J. B., 371, Colorado Associated University Press, Boulder, CO, Svestka, Z. and Cliver, E. W.: History and basic characteristics of eruptive flares, in Eruptive Solar Flares, eds. Z. Svestka, B. V. Jackson and M. E. Machado, 1, Springer, New York,

175 Βιβλιογραφία 185. Tandberg-Hanssen, E.: The Nature of Solar Prominences, Kluwer, Dordrecht, Temmer, M., Reiss, M. A., Nikolic, L., Hofmeister, S. J. and Veronig, A. M.: "Preconditioning of Interplanetary Space Due to Transient CME Disturbances", Astrophys. J., 835, 2, 141, DOI: / /835/2/ Thomas, R. J., Teske, R. G.: Solar soft X-rays and solar activity, Solar Phys., 16, 431, DOI: /BF Thompson, B. J., Gurman, J., Neupert, W. et al.: SOHO/EIT observations of the 1997 April 7 coronal transient: Possible evidence of coronal Moreton waves, Astrophys. J., 517, L151, Thompson, B. J., Cliver, E. W., Nitta, N., Delannee, C. and Delaboudiniere, J.-P.: Coronal dimmings and energetic CMEs in April-May 1998, Geophys. Res. Lett., 27, 1431, Tokumaru, M., Kojima, M., Fujiki, K., Yamashita, M. and Jackson, B. V.: The source and propagation of the interplanetary disturbance associated with the full-halo coronal mass ejection on 28 October 2003, J. Geophys. Res., 112, A05106, Torrence, C., Compo, G.P.: A Practical Guide to Wavelet Analysis, Bull. Am. Meteorol. Soc. 79, 61, Tripathi, D., Bothmer, V. and Cremades, H.: The basic characteristics of EUV post-eruptive arcades and their role as tracers of coronal mass ejection source regions, Astron. Astrophys., 422, 337, Tsurutani, B. T., and Gonzalez, W. D.: The Interplanetary Causes of Magnetic Storms: A Review, in Tsurutani, B. T., Gonzalez,W. D., Kamide,Y., Arballo, J. K. (eds.), Magnetic Storms, Geophys. Monogr. Ser., 98, AGU, Washington D. C., 77, DOI: /GM098p Usoskin, I., Mursula, K., Solanki, S., Shuessler, M., Kovaltsov, G.: "Physical reconstruction of the long-term heliospheric modulation of cosmic rays", 34th COSPAR Scientific Assembly, The Second World Space Congress, 2002 in Houston, TX, USA Veronig, A., Temmer, M., Vrsnak, B. and Thalmann, J.: Interaction of a Moreton/EIT wave and a coronal hole, Astrophys. J., 647, 1466, Vourlidas, A., Buzasi, D., Howard, R. A. and Esfandiari, E.: Mass and energy properties of LASCO CMEs, in solar variability: from core to outer frontiers, ed. A. Wilson, ESA SP-506, Vol. 1, Noordwijk: ESA Publications Division, 91, Vourlidas, A., Wu, S. T., Wang, A. H., Subramanian, P. and Howard, R. A.: Direct detection of a coronal mass ejection-associated shock in large angle and spectrometric coronagraph experiment white-light images, Astrophys. J., 598, 1392, Vrsnak, B., Ruzdjak, D., Sudar, D. and Gopalswamy, N.: Kinematics of coronal mass ejections between 2 and 30 solar radii. What can be learned about forces governing the eruption, Astron. Astrophys., 423, 717, Vrsnak, B., Sudar, D. and Ruzdjak, D.: The CME-flare relationship: Are there really two types of CMEs, Astron. Astrophys., 435, 1149, Wang, Y.-M., Nash, A. G., & Sheeley, N. R., Jr.: Evolution of the sun's polar fields during sunspot cycle 21 - Poleward surges and long-term behavior, Science, 245, 712, DOI: / Wang, C., Du, D., and Richardson, J. D.: Characteristics of the interplanetary coronal mass ejections in the heliosphere between 0.3 and 5.4 AU, J. Geophys. Res., 110, A10107, Wang, Y. and Zhang, J.: A Comparative Study between Eruptive X-Class Flares Associated with Coronal Mass Ejections and Confined X-Class Flares, Astrophys. J., 665, 1428, 2007 DOI: / Warmuth, A., Vrsnak, B., Aurass, H. and Hanslmeier, A.: Moreton waves and their relation with EIT waves, in Proc. Second Solar Cycle and Space Weather Euro conference, ESA SP 477, 195,

176 Βιβλιογραφία 204. Webb, D. F., Cliver, E. W., Crooker, N. U., St. Cyr, O. C. and Thompson, B. J.: Relationship of halo coronal mass ejections, magnetic clouds, and magnetic storms, J. Geophys. Res., 105, 7491, Xanthakis, J., Mavromichalaki, H., Petropoulos, B.: "Cosmic-ray intensity related to solar and terrestrial activity indices in solar cycle No. 20", Astrophys. and Space Sci., 74, 2, 303, Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G. et al.: A catalog of white light coronal mass ejections observed by the SOHO spacecraft, J. Geophys. Res., 109, A07105, Yashiro, S., Gopalswamy, N., Akiyama, S., Michalek, G., Howard, R.A.: Visibility of coronal mass ejections as a function of flare location and intensity, J. Geophys. Res. 110, A12S05, DOI: /2005JA Yashiro, S., Akiyama, S., Gopalswamy, N. and Howard, R. A.: Different power-law indices in the frequency distributions of flares with and without coronal mass ejections, Astrophys. J., 650, L143, Yashiro, S., Michalek, G., Gopalswamy, N.: "A comparison of coronal mass ejections identified by manual and automatic methods", Ann. Geophys., 26, 10, 3103, DOI: /angeo Yeh, C.-T., Ding, M. D. and Chen, P. F.: Kinetic properties of CMEs corrected for the projection effect, Solar Phys., 229, 313, Yermolaev, Yu. I., Lodkina, I. G., Nikolaeva, N. S., Yermolaev, M. Yu.: Dynamics of large-scale solar wind streams obtained by the double superposed epoch analysis, J. Geophys. Res. 120, 7094, DOI: /2015JA Zarro, D., Sterling, A. C., Thompson, B. J., Hudson, H. S. and Nitta, N.: SOHO EIT observations of extreme ultraviolet dimming associated with a halo coronal mass ejection, Astrophys. J., 520, L193, Zhang, J., Dere, K. P., Howard, R. A. Kundu, M. R. and White, S. M.: On the temporal relationship between coronal mass ejections and flares, Astrophys. J., 559, 452, DOI: Zhang, J., Richardson, I.G., Webb, D.F., Gopalswamy, N., Huttunen, E. et al.: Solar and interplanetary sources of major geomagnetic storms (Dst<-100 nt) during , J. Geophys. Res., 112, A10102, DOI: /2007JA Zhao, X. P. and Webb, D. F.: Source regions and storm effectiveness of front side full halo coronal mass ejections, J. Geophys. Res., 108(A6), 1234, DOI: /2002JA Βιβλία: 1. Κοσμική Ακτινοβολία, Ε. Μαυρομιχαλάκη, Εκδ. Συμμετρία, Αστροφυσική Πλάσματος, Κ. Τσίγκανος, Φυσική Διαστήματος, Ξ. Μουσά, Στα μονοπάτια του Ήλιου, Π. Πρέκα-Παπαδήμα, Μ. Δανέζη, Σ. Θεοδοσίου, Δ. Καργιολάκη, Εκδ. Δίαυλος, Astroparticle Physics, Claus Grupen, ISBN Springer Berlin Heidelberg New York, High Energy Astrophysics, MALCOLM S. LONGAIR, ISBN Hardback, Particle Astrophysics, D. H. PERKINS, ISBN: , THE SUN AND SPACE WEATHER, ARNOLD HANSLMEIER, Published by Springer, ISBN (HB), The Sun from Space, Kenneth R. Lang, ISBN: , Solar Cosmic Rays, L.I. Miroshnichenko, Kluwer Academic Publishers, ISBN ,

177 Βιβλιογραφία Διαδίκτυο: 1. ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/index.html

178 Κατάλογος Δημοσιεύσεων Κατάλογος δημοσιεύσεων Α) Σε διεθνή περιοδικά με κριτές: 1. Paouris, E. and Mavromichalaki, H., Interplanetary Coronal Mass Ejections Resulting from Earth-Directed CMEs Using SOHO and ACE Combined Data During Solar Cycle 23, Solar Physics, (2017) 292: 30. DOI: /s Mavromichalaki, H., Preka-Papadema, P., Theodoropoulou, A., Paouris, E., Apostolou, Th., A study of the possible relation of the cardiac arrhythmias occurrence to the polarity reversal of the solar magnetic field, Advances in Space Research, Available online 31 August 2016, ISSN , 3. Paouris, E., Mavromichalaki, H., Belov, A., Eroshenko, E. and Gushchina, R., The Solar Polar Field on the cosmic-ray intensity modulation, Journal of Physics, 632, [Open Access]. 4. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paschalis, P., Papaioannou, A., Paouris, E., Papailiou, M. and Souvatzoglou, G., Recent Research applications at the Athens Neutron Monitor Station, Journal of Physics, 632, [Open Access]. 5. Gushchina, R.T., Belov, A.V., Eroshenko, E.A., Obridko, V.N., Paouris, E., and Shelting, B.D., Cosmic Ray Modulation during the Solar Activity Growth Phase of Cycle 24 Geomagnetism and Aeronomy, 54, , 2014 DOI: /S Paouris, E., Ineffectiveness of narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation Solar Physics, 284, , 2013 DOI: /s Mavromichalaki, H., Paouris, E., Long-Term Cosmic Ray Variability and the CME-Index Advances in Astronomy, Article ID , 8 pages, 2012 DOI: /2012/ Paouris, E., Mavromichalaki, H., Belov, A., Gushchina, R. and Yanke, V., Galactic Cosmic Ray Modulation and the Last Solar Minimum Solar Physics, 280, , 2012 DOI: /s Mavromichalaki, H., Paouris, E., Karalidi, T., Cosmic-Ray Modulation: An Empirical Relation with Solar and Heliospheric Parameters Solar Physics, 245, , 2007 DOI: /s Β) Σε πρακτικά συνεδρίων: 13th European Space Weather Week (ESWW13), Oostende, Belgium, November, 2016: 1. Paouris, E. and Mavromichalaki, H., "A new ICMEs catalogue: Tracking a CME from Sun to the Earth", 2. Paouris, E., Gerontidou, M., Mavromichalaki, H., Kolydas, Th., Kouroutzoglou, I., "Contribution of the geomagnetic activity monitoring by the Athens Space Weather Forecasting Center to the Hellenic National Meteorological Service", 3. Theodoropoulou, A., Mavromichalaki, H., Preka-Papadema, P., Paouris, E., Apostolou, Th., "Possible relation of the cardiac arrhythmias occurrence to the solar magnetic field polarity reversal during the solar cycle 23", 4. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paschalis, P., Paouris, E., Tezari, A., "The ANeMoS federated products to the SSA Space Radiation Expert Service Centre (R-ESC)". 177

179 Κατάλογος Δημοσιεύσεων 25th edition of the European Cosmic Ray Symposium (ECRS2016), Torino, Italy, 4-9 September, 2016: 5. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paschalis, P., Paouris, E., "Facilities of Athens Neutron Monitor Station to Space Weather services". 12th European Space Weather Week (ESWW12), Oostende, Belgium, November, 2015: 6. Paouris, E. and Mavromichalaki, H., "The ICMEs magnetic field and the role on the galactic cosmic ray modulation for the solar cycle 23", 7. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paouris, E., Belov, A., Eroshenko, E., Yanke, V., Lingri, D., Laoutaris, A., Kanellakopoulos, A., Abunin, A., and Abunina, M., "A study of the polar and middle latitude neutron monitors during the extended geomagnetic storm of March 17, 2015", 8. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paschalis, P. and Paouris, E., "The role of UoA as expert group of the ESA SSA P2 SWE-1 program". 12th Hellenic Astronomical Conference, Thessaloniki, Greece, 28 June - 2 July, 2015: 9. Paouris, E. and Mavromichalaki, H., "The CME-index for short-term estimation of Ap geomagnetic index based on the new ICME list", 10. Mitrokotsa, S., Paouris, E., and Mavromichalaki, H., "Hysteresis effect of the cosmic ray intensity of 10 GV", 11. Mavromichalaki, H., Gerontidou, M., Paouris, E., Paschalis, P., Lingri, D., Laoutaris, A., Kanellakopoulos, A., "The extended geomagnetic storm of March 2015". 10th European Space Weather Week (ESWW10), Antwerp, Belgium, November, 2013: 12. Gerontidou, M., Paouris, E., Paschalis, P., Papaioannou, A. and Mavromichalaki, H., "Geomagnetic Conditions Forecasting Using Solar Activity Parameters". 11th Hellenic Astronomical Conference, Athens, Greece, 8-12 September, 2013: 13. Paouris, E., Gerontidou, M. and Mavromichalaki, H., "Using the CME-index for short-term estimation of Ap geomagnetic index", 14. Mitrokotsa, S., Paouris, E., and Mavromichalaki, H., "Time-lag of cosmic ray intensity during solar cycles 20-23", 15. Mavromichalaki, H., Papaioannou, A., Souvatzoglou, G., Dimitroulakos, J., Paschalis, P., Gerontidou, M., and Paouris, E., "Implementing the European Neutron Monitor Service for the ESA SSA Program". 13th European Solar Physics Meeting (ESPM-13), Rhodes, Greece, September, 2011: 16. Paouris, E., "The Coronal Mass Ejection index (Pi) and statistical properties of CMEs for the period Jan 1996-Oct 2010". 3rd Solar Extreme Events (SEE 2007), Athens, Greece, September, 2007: 17. Paouris, E., "A new statistical index (Pi) for coronal mass ejections". 7th Hellenic Astronomical Conference, Kefalonia, Greece, 8-11 September, 2005: 18. Mavromichalaki, H., Paouris, E. and Karalidi, T., "Long-term Cosmic-ray Modulation during Solar Cycle 23rd", 19. Paouris, E., Exarhos, G., Nikolopoulou, A. and Moussas, X., "Evolution of the Heliosphere the years using Ulysses Data". 178

180 Solar Phys (2013) 284: DOI /s ADVANCES IN EUROPEAN SOLAR PHYSICS Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation Evangelos Paouris Received: 15 November 2011 / Accepted: 10 October 2012 / Published online: 2 November 2012 Springer Science+Business Media Dordrecht 2012 Abstract Monthly coronal mass ejection (CME) counts, for all CMEs and CMEs with widths > 30, and monthly averaged speeds for the events in these two groups were compared with both the monthly averaged cosmic ray intensity and the monthly sunspot number. The monthly P i -index, which is a linear combination of monthly CME count rate and average speed, was also compared with the cosmic ray intensity and sunspot number. The main finding is that narrow CMEs, which were numerous during , are ineffective for modulation. A cross-correlation analysis, calculating both the Pearson (r) product moment correlation coefficient and the Spearman (ρ) rank correlation coefficient, has been used. Between all CMEs and cosmic ray intensity we found correlation coefficients r = 0.49 and ρ = 0.46, while between CMEs with widths > 30 and cosmic ray intensity we found r = 0.75 and ρ = 0.77, which implies a significant increase. Finally, the best expression for the P i -index for the examined period was analyzed. The highly anticorrelated behavior among this CME index, the cosmic ray intensity (r = 0.84 and ρ = 0.83), and the sunspot number (r =+0.82 and ρ =+0.89) suggests that the first one is a very useful solar heliospheric parameter for heliospheric and space weather models in general. Keywords Coronal mass ejections Solar cycle Space weather Cosmic ray modulation 1. Introduction It is well known that coronal mass ejections (CMEs) are solar magnetized structures which are ejected from the solar upper atmosphere with velocities sometimes over 2500 km s 1. CMEs drive interplanetary (IP) shocks (Sheeley et al., 1985), and can consequently produce solar energetic particle (SEP) events. When a fast CME reaches Earth, it may produce a Advances in European Solar Physics Guest Editors: Valery M. Nakariakov, Manolis K. Georgoulis, and Stefaan Poedts E. Paouris ( ) Department of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Faculty of Physics, National and Kapodistrian University of Athens, Panepistimiopolis, Zografos, Athens, Greece evpaouris@phys.uoa.gr

181 590 E. Paouris temporary disturbance in the Earth s magnetosphere, resulting in a magnetic storm. Generally, a connection between CMEs and space weather exists (see, e.g., Allen et al., 1989; Gosling, 1993; Brueckner et al., 1998). These facts are of great interest, as the effects on satellites or space missions, communications, and electrical networks could be catastrophic. Thus, it is more important than ever to understand these phenomena. CMEs are also important for understanding the long-term solar interplanetary magnetic field evolution, as they remove significant amounts of magnetic flux along with material (see, e.g., Low,2001). Forbush (1954, 1958) discovered that the cosmic ray intensity observed on Earth is inversely proportional to the sunspot number. Within the last decade, the importance of CMEs for cosmic ray modulation, as proposed by Newkirk, Hundhausen, and Pizzo (1981), has received major attention (Cane, 2000; Cliver and Ling, 2001; Laraet al., 2005; Mavromichalaki, Paouris, and Karalidi, 2007; Paouris, 2007; Cliver, Richardson, and Ling, 2011). In this paper we examine the effect of CME width on cosmic ray modulation for a sample of CMEs. Their properties, such as the number of CMEs per month (Nc), the mean linear speed (Vp) per month, and the apparent angular width (w), from January 1996 to October 2010 are studied. These properties are examined in order to find a reliable CME data set to work with and, then, to obtain the best expression for the CME index (P i )which can provide information for a whole solar cycle period. It is noticed that this index follows the behavior of the sunspot number very well, with a strong correlation, whereas it is in high anticorrelation with the cosmic ray (CR) intensity measured by neutron monitors. This fact again confirms the significant role of CMEs in cosmic ray modulation. The anticorrelation between sunspot number and cosmic ray intensity (Forbush, 1954; Mavromichalaki, Paouris, and Karalidi, 2007) and the correlation between sunspot number and CME rate (Webb and Howard, 1994) are already well-known results. Previous works have considered the relationship between CMEs and cosmic ray intensity. Newkirk, Hundhausen, and Pizzo (1981) suggested that CMEs might be effective modulators, and both Cliver and Ling (2001) and Lara et al. (2005) investigated the relationship between CMEs and cosmic ray intensity. Cliver and Ling (2001) suggested that the anticorrelation between low-latitude open flux and cosmic ray intensity occurs because CMEs bring new flux to the interplanetary medium. Lara et al. (2005) suggested that all CME properties show some correlation with the galactic cosmic ray intensity, although there is no specific property (width, speed, or a proxy for energy) that definitely has a higher correlation with galactic cosmic ray intensity. 2. Data Collection In this work, data from the Large Angle and Spectrometric Coronograph (LASCO) on-board the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) were used. In particular, data for the CMEs were taken from the SOHO/LASCO CME catalog ( A detailed description of this database can be found in Gopalswamy et al. (2009). As the SOHO database has large data gaps for July, August, and September 1998, and January 1999, a smoothing method was applied. Data for the monthly sunspot number are taken from the National Geophysical Data Center (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/index.html). Monthly values of cosmic ray intensity are obtained from the Moscow Neutron Monitor station ( The solar wind velocity data are taken from the OMNI database (

182 Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation CMEs and Their Angular Width 3.1. Total Number of CMEs There is a new perspective in this work: the use of the apparent angular width of CMEs as the main criterion. First, the total number of CMEs with widths from 1 up to 360 (halo CMEs) is determined. The cross-correlation values, Pearson s r and Spearman s ρ, between the number of CMEs (Nc) and cosmic ray(cr) intensity values from the Moscow Neutron Monitor station gave values of r = 0.49 and ρ = 0.46; between Nc and sunspot numbers (Rz) theygaver =+0.59 and ρ = Lara et al. (2005) showed that generally the anticorrelation between galactic cosmic ray intensity and CME rate was relatively high ( 0.88), for the period of January 1996 December This anticorrelation was also high ( 0.78) using data up to 2006 according to Mavromichalaki, Paouris, and Karalidi (2007). Using data for all the CMEs from January 1996 up to October 2010, we show that the correlation coefficients significantly changed (r = 0.49 and ρ = 0.46). During our data analysis, we noticed that the number of narrow CMEs (with widths < 30 ) formed a relatively large fraction of all CMEs during the low solar activity (sunspot number) years of Thus, in this study, we decided that a further analysis should be made to separate the narrow CMEs from the data set. The mean linear speed (Vp), which is the average speed of the CMEs per month, was also studied in relation to CR and Rz. We found values of r = 0.81, ρ = 0.81 and r =+0.72, ρ =+0.81, respectively; these are very satisfactory correlation coefficients. Gopalswamy (2010) has also noticed that the average CME speed tracks the sunspot number CMEs with Apparent Angular Width > 30 At this point CMEs with angular width > 30 were considered, and the correlations between Nc and CR,andRz were found to be r = 0.75, ρ = 0.77 and r =+0.85, ρ =+0.89, respectively. These are the highest correlation values. These results suggest that narrow CMEs, which constitute the largest number of events (generally identified as very poor events, see Conclusions) during the years , are not effective for cosmic ray modulation; thus, we exclude them from our data set. CMEs with widths > 30 include halo CMEs, whose importance for space weather has been well demonstrated. Many slow and narrow CMEs are spotted, especially in the descending phase of the solar cycle (Figure 1); as a result, the monthly number of CMEs, Nc, reaches higher values or stabilizes at higher values for the extraordinary solar minimum for the years It seems possible that this increase in the number of narrow CMEs reflects a learning curve on the part of the catalog makers, makers, who, with time and experience were becoming more familiar with the narrow CMEs which are much more difficult to identify from the broader CMEs. Recently, researchers only trust CMEs with angular width greater than 30 because the manual detection of such events is highly subjective (Yashiro, Michalek, and Gopalswamy, 2008; Gopalswamy et al., 2010). We found that for > 30 wide CMEs, the correlation coefficients for the mean linear speed (Vp) andcr were r = 0.79, ρ = 0.80, and for Rz they were r =+0.69, ρ =+0.81, both slightly lower than those obtained for all CMEs. The correlation coefficients, r and ρ, between both categories, all CMEs and those with width > 30,andcosmic ray intensities and sunspot numbers are presented in Table 1. Table1 clearly shows that the monthly number of CMEs for all and for those with width > 30 is the most important

183 592 E. Paouris Figure 1 Time profiles of the mean monthly number of CMEs using the total number of CMEs (black line) and those with angular width greater than 30 (red line) from the SOHO/LASCO CME catalog. Table 1 Pearson and Spearman cross-correlation coefficients, r and ρ. Indices Cosmic ray intensity (CR) Sunspot number (Rz) (r) (ρ) (r) (ρ) All CMEs (monthly counts) CMEs with width > 30 (monthly counts) Monthly averaged speed (all CMEs) Monthly averaged speed (width > 30 ) P i -index (all CMEs) P i -index (width > 30 ) factor as opposed to the mean linear speed, as the first shows a significant improvement while the second shows a small downturn, according to Pearson s correlation coefficient (r). In Figures 2 and 3 the scatter plots of each parameter, Nc, Vp, andp i -index, in relation to CR intensity and sunspot numbers Rz, respectively, are presented. The scatter plots of the left column are produced by the first data set (all CMEs), and those of the right column are produced by the second data set (width > 30 ). The Pearson (r) and Spearman (ρ) correlation coefficients are also indicated. 4. The Expression for the P i -Index In previous works (Paouris, 2007; Mavromichalaki, Paouris, and Karalidi, 2007) acme index was defined using the empirical formula: P i = α Nc + β Vp, (1) where Nc is the monthly number of CMEs and Vp is the mean linear speed. For the α and β factors we apply α + β = 1andα, β > 0. The factors α and β are the values which give the best cross-correlation values between P i -index and CR intensity. In this work we estimate the P i -index using the previous data sets (all CMEs and CMEs with width > 30 )which were examined to find the best fit between P i -CR and P i -Rz. The new perspective in this work is the formation of this index using the formula: P i = α Nc Vp + β, (2) Nc max Vp max

184 Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation 593 Figure 2 Scatter plots between Nc, Vp, andp i -index in relation to the CR intensity, using data of all the CMEs (left column) and of the broader CMEs with width > 30 (right column). The Pearson (r) and Spearman (ρ) correlation coefficients are also indicated. which makes this index dimensionless. Using the total number of CMEs the index was found to be: Nc Vp P i = , (3) Nc max Vp max where Nc max = 178 and Vp max = 834 km s 1. The correlation coefficients for P i -CR were r = 0.82, and ρ = 0.82, and for P i -Rz they were r =+0.76, and ρ = Using CMEs with width > 30,theP i -index is given by the expression: Nc Vp P i = , (4) Nc max Vp max where Nc max = 152 and Vp max = kms 1. The correlation coefficient for P i -CR was r = 0.84, and ρ = 0.83, and for P i -Rz it was r =+0.82, and ρ = The time profiles of the P i -index calculated using Equation (4) with the CR values and Rz are presented in Figure 4. It is very interesting to see that the fluctuations of this index correspond to the CR variations and especially that the maximum of the CME index is exactly at the minimum of cosmic rays during October November 2003, in opposition to CR and sunspot number. It is well known that the 11-year modulation of the cosmic ray intensity shows a time lag behind sunspot number; this is a kind of hysteresis effect which is different for even or odd solar cycles (Hatton, 1980; Nagashima and Morishita, 1980; Mavromichalaki, Paouris, and Karalidi, 2007; Paouris et al., 2012). For the examined data sets there is no time lag between the P i -index and CR intensity, but according to Paouris et al. (2012), between CR and Rz a time lag of 13.6 ± 0.04 months is observed.

185 594 E. Paouris Figure 3 Scatter plots between Nc, Vp, andp i -index in relation to the sunspot numbers Rz, using data of all the CMEs (left column) and of the broader CMEs with width > 30 (right column). The Pearson (r) and Spearman (ρ) correlation coefficients are also indicated. The correlation coefficients (r and ρ) forthep i -index using all CMEs and those with width > 30 in relation to cosmic ray intensities and sunspot numbers are presented in Table Conclusions In this paper CME data sets were examined in relation to cosmic ray intensity values and sunspot numbers. We conclude that when cosmic ray intensity is compared to the monthly CME number (Nc), narrow CMEs appear to be relatively ineffective modulators. The best correlation coefficients were found using CMEs with apparent angular width > 30.The correlation coefficients from linear fitting between cosmic rays and P i -index from Equation (4) are highly anticorrelated and are found to be r = 0.84 and ρ = This is a very important result for short and/or long-term cosmic ray modulation studies or space weather studies in general, as this index is strongly connected to extreme events and not only to the overall solar activity as the sunspot number is. Cliver, Richardson, and Ling (2011) proposed that the main cause of cosmic ray modulation is the rise and fall of the amount of magnetic field transported to the heliosphere by CMEs over the solar cycle. The results of our work support this assumption, as the P i -index is highly anticorrelated with the CR values. A very strong connection between this index and the sunspot numbers is also indicated by the high correlation coefficients, r =+0.82 and ρ = It is clear from Figure 1 that the monthly number of CMEs using the total number of CMEs in the catalog is much higher

186 Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation 595 Figure 4 Time profiles of the CME P i -index (upper panel), of the cosmic ray intensity from the Moscow Neutron Monitor Station (middle panel), and of the sunspot number (lower panel). The maximum of the CME index in the period October November 2003 is also indicated. Figure 5 Time profiles of the variation of the difference between the mean monthly solar wind velocity and the mean monthly velocity of narrow CMEs (SW Vp). The extended solar minimum is also indicated. than the monthly number of CMEs with width > 30, especially after These narrow CMEs (with width < 30 ) are generally slow (very poor events), even slower than the mean monthly solar wind speed. As a result, they are not connected to space weather effects, as they possibly disperse in the interplanetary space before reaching Earth.

187 596 E. Paouris In Figure 5 we observe the variation between the mean monthly solar wind velocity and the mean monthly velocity of narrow CMEs. Each point corresponds to the result of the subtraction between the mean monthly solar wind velocity and the mean monthly velocity Vp of narrow CMEs. It is obvious that in the period of solar maximum the difference SW Vp is negative; as a result, only a fraction of these narrow CMEs can reach Earth before dispersing. The opposite is obvious in the period of the extended solar minimum, especially after From Figure 1 the monthly number of CMEs clearly gives greater values than monthly numbers using CMEs with width > 30, without strong connection with space weather effects. This must be considered in order to calculate CME occurrence rates, and it is something that will be investigated in future work with CMEs properties in general. While there is a significant increase in the correlations between the count rates of all CMEs and those with widths > 30, the difference in the correlations for the average speeds of the two groups is small and in the opposite direction; i.e., considering only the CMEs with width > 30 reduces the Pearson correlation coefficient. From the values of α, β in Equations (3)and(4) it is evident that the term Vp/Vp max contributes almost overwhelmingly (Equation (3)) or is dominant (Equation (4)) in determining the P i -index values, which might suggest that the speed is the dominant parameter for modulation. In a future work the P i - index will be investigated considering other parameters, such as the average magnetic field which was carried by CMEs in combination with the monthly CME number and their speed. Our results indicate that narrow CMEs may have a different physical nature than broader CMEs. The model of Chen and Shibata (2000) is quite different from the standard CSHKP (Carmichael, 1964; Sturrock, 1966; Hirayama, 1974; Kopp and Pneuman, 1976) picture of an expanding magnetic bubble. A Chen and Shibata CME type might be expected to be narrower and more porous for cosmic rays, as it will have to propagate exclusively along the pre-existing heliospheric magnetic field lines and hence will not cause a major magnetospheric disturbance, and this is consistent with our results. Moreover, but equally important, they may well miss geospace as they are narrow and typically observed beyond the limb, as it is hard to detect such narrow CMEs against the disk. Acknowledgements The author acknowledges the ESPM-13 local organizing committee for its support and Prof. Helen Mavromichalaki and Dr. Nat Gopalswamy for helpful discussions. The author acknowledges the referee for providing useful and precise comments which improved this work and revealed important results. References Allen, J., Frank, L., Sauer, H., Reiff, P.: 1989, Eos Trans. AGU 70, Brueckner, G.E., Delaboudinière, J.-P., Howard, R.A., Paswaters, S.E., St. Cyr, O.C., Schwenn, R., et al.: 1998, Geophys. Res. Lett. 25, Cane, H.V.: 2000, Space Sci. Rev. 93, 55. Carmichael, H.: 1964, In: Hess, W.N. (ed.) AAS-NASA Symposium on Solar Flares SP-50, 451. Chen, P.F., Shibata, K.: 2000, Astrophys. J. 545, 524. Cliver, E.W., Ling, A.G.: 2001, Astrophys. J. 556, 432. Cliver, E.W., Richardson, I.G., Ling, A.G.: 2011, Space Sci. Rev. doi: /s Forbush, S.E.: 1954, J. Geophys. Res. 59, 525. Forbush, S.E.: 1958, J. Geophys. Res. 63, 651. Gopalswamy, N.: 2010, In: Dorotovic, I. (ed.) Proceedings of the 20th National Solar Physics Meeting, Slovak Central Observatory, 160. Gopalswamy, N., Yashiro, S., Michalek, G., Stenborg, G., Vourlidas, A., Freeland, S., Howard, R.: 2009, Earth Moon Planets 104, 295. Gopalswamy, N., Akiyama, S., Yashiro, S., Mäkelä, P.: 2010, In: Hasan, S.S., Rutten, R.J. (eds.) Magnetic Coupling Between the Interior and Atmosphere of the Sun, Springer, Berlin, 289.

188 Ineffectiveness of Narrow CMEs for Cosmic Ray Modulation 597 Gosling, J.T.: 1993, J. Geophys. Res. 98, Hatton, G.J.: 1980, Solar Phys. 66, 159. Hirayama, T.: 1974, Solar Phys. 34, 323. Kopp, R.A., Pneuman, G.W.: 1976, Solar Phys. 50, 85. Lara, A., Gopalswamy, N., Caballero-Lopez, R.A., Yashiro, S., Xie, H., Valdes-Galicia, J.F.: 2005, Astrophys. J. 625, 441. Low, B.C.: 2001, J. Geophys. Res. 106, Mavromichalaki, H., Paouris, E., Karalidi, T.: 2007, Solar Phys. 245, 369. Nagashima, K., Morishita, I.: 1980, Planet. Space Sci. 28, 177. Newkirk, G., Hundhausen, A.J. Jr., Pizzo, V.: 1981, J. Geophys. Res. 86, Paouris, E.: 2007, In: Mavromichalaki, H., Papaioannou, A. (eds.) Proc. Solar Extreme Events 2007, National and Kapodistrian University of Athens, 284. Paouris, E., Mavromichalaki, H., Belov, A., Gushchina, R., Yanke, V.: 2012, Solar Phys. 280, 255. Sheeley, N.R. Jr., Howard, R.A., Michels, D.J., Koomen, M.J., Schwenn, R., Muehlhaeuser, K.H., Rosenbauer, H.: 1985, J. Geophys. Res. 90, 163. Sturrock, P.A.: 1966, Nature 211, 695. Webb, D.F., Howard, R.A.: 1994, J. Geophys. Res. 99, Yashiro, S., Michalek, G., Gopalswamy, N.: 2008, Ann. Geophys. 26, 3103.

189 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ The Solar Polar Field in the Cosmic-Ray Intensity Modulation E Paouris 1, H Mavromichalaki 1, A Belov 2, E Eroshenko 2 and R Gushchina 2 1 Faculty of Physics, National and Kapodistrian University of Athens, Athens, Greece 2 Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radio Wave Propagation Russian Academy of Sciences (IZMIRAN), Moscow, Russia evpaouris@phys.uoa.gr, emavromi@phys.uoa.gr, abelov@izmiran.ru Abstract. In this work the modulation of galactic cosmic-ray intensity based on solar and heliospheric indices for the solar cycle 23 ( ), is studied. In previous works a number of different indices such as the sunspot number, the CME-index, the interplanetary magnetic field and the heliospheric current sheet tilt were selected to be the most appropriate ones in order to describe the cosmic ray intensity of 10 GV observed by the network of neutron monitors. The new approach is an extension of this study to the influence of the solar magnetic field parameters, such as the mean magnetic field and the polar magnetic field, on the cosmic ray (CR) modulations. Using the wavelet analysis method a major periodicity of about years was confirmed in the solar magnetic field data, indicating the existence of the solar magnetic cycle in CR variations. The best empirical relation of the cosmic ray modulation taking into account the sunspot number, the CME-index, the mean solar magnetic field and the solar polar field was improved significantly: a relative root mean square deviation (RMSD) between the observed and the calculated cosmic ray intensity values is found to be 8.7% instead to the previous one of about 10%. 1. Introduction The modulation of galactic cosmic rays has been studied for several decades with both theoretical and empirical work focused on assessing the influence of solar and heliospheric influences on cosmic rays (see [1] and [2] and the references there in). In these empirical models a number of solar and heliospheric parameters, such as the sunspot number, the number of solar flares, the number of CMEs, the geomagnetic index Ap, the interplanetary magnetic field, the heliospheric current sheet tilt etc., have been used. Using solar and heliospheric parameters such as the sunspot number, the geomagnetic index Ap, the number of CMEs per month and the heliospheric current sheet tilt, the cosmic ray intensity through the empirical modulation with the lowest standard deviation of 10.8% between the observed and the calculated values of the cosmic ray intensity for the years was produced [1]. This study was improved using two contributed factors. The first one was the data of 10 GV cosmic ray intensity instead of the data of separate detectors and the second one was the introduction of a solar activity parameter (P i -index) based on the CMEs which are important for the cosmic ray modulation. The cosmic ray variations are most accurately measured for the rigidity of 10 GV because data from many neutron monitors can be used. As a result, the study of the cosmic ray long-term modulation at the rigidity of 10 GV is used in this work, as it is independent from the cut-off rigidity phenomena, and we can say that these calculated cosmic ray time series present the cosmic ray Content from this work may be used under the terms of the Creative Commons Attribution 3.0 licence. Any further distribution of this work must maintain attribution to the author(s) and the title of the work, journal citation and DOI. Published under licence by IOP Publishing Ltd 1

190 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ variations at 1 AU outside the magnetosphere and atmosphere. The combination of these improvements led to a new empirical relation with the following parameters of sunspot number, the CME-index, the heliospheric current sheet tilt and the interplanetary magnetic field. In a recent work [2] two suggestions were underlined as possible improvements. The first one was the examination of the P i -index data as a function of the angular width of CMEs and the second one was the possible relation of the magnetic fields, such as the solar polar field strength with the galactic cosmic ray modulation. In this work the study of the P i -index as a function of the angular width presented in section 2.1, was concluded that the best results occurred for data from CMEs with angular width greater than 15 degrees showing that narrow CMEs are less effective for cosmic ray modulation [3]. The wavelet toolkit was applied in section 3 in order to examine further the periodicities of the solar polar field and the cosmic-ray intensity of 10 GV. The magnetic fields taking into account in the section 4 were examined in relation to the cosmic ray modulation giving the best results up to now. 2. Data Collection In order to study the long-term cosmic-ray modulation for the solar cycle 23 through the years , monthly values of cosmic-raykindly provided by IZMIRAN group using the global survey method (GSM). This method uses data of 10 GV beyond the magnetosphere were used. These data were from as many ground based detectors (e.g. neutron monitors) as possible and it is actually a global method providing useful and reliable information on the conditions of the space environment. It is conceptually a version of spherical analysis [4], [5], [6] and different versions of this method have been evolved and improved at different stages of data processing [7], [8]. The variations of 10 GV cosmic rays with respect to the level of the year 1976 were calculated. In this study we have also used data of the mean monthly sunspot number (Rz) which have been taken from the National Geophysical Data Center (ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/stp/space-weather/solar- obtained from the data/solar-indices/). The intensity of the interplanetary magnetic field (IMF) was OMNI database ( The data on the tilt of the heliospheric current sheet (HCS), on the mean magnetic field of the Sun (MF) and on the solar polar field strength (PF) were obtained from the Wilcox Solar Observatory database ( The data of CMEs for the formation of the coronal mass ejection index (Pi) were taken from the SOHO/LASCO CME catalog ( Unfortunately the SOHO database has no data for CMEs for the months of July, August, and September of 1998 and January of In order to fill these data gaps, a smoothing method has been used. This method based on the polynomial fit uses the monthly number of CMEs and the mean linear plasma speed from January 1998 up to December 1999 as input information. Figure 1. Time profiles of different solar and interplanetary variables used in this study. 2

191 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ The time profiles of solar, interplanetary, and geomagnetic parameters used in this work for all these phases of the interval 1996 to 2008 are presented in Figure 1. It is noted that all the above examined parameters present a clear 11-year variation, except of the solar polar field strength. The sunspot number R z and the heliospheric current sheet HCS have their maximum values around , while the P i -index, the mean field MF and the interplanetary magnetic field IMF have their maximum values at the end of The solar polar field strength has its maximum at the beginning of the solar cycle 23 and the minimum at the end of It means that this parameter has a different behavior in comparison with the others The CME-index In a previous work [3] a dimensionless index concerning the properties of CMEs such as the angular width, the monthly number of CMEs and the mean linear speed, named P i -index, was introduced and a proof of the ineffectiveness of narrow CMEs with angular width less than 30 degrees for cosmic ray modulation was presented. For the examined period of the present work the correlation between this index and the cosmic ray intensity was examined and a step of 5 was applied to the data of the P i - index starting from the total available data of CMEs (width > 0 ) up to data of CMEs with angular width greater than 60. The results from this analysis are presented in Figure 2. From this figure it is obvious that the best cross correlation coefficient (r = -0.86) between the P i -index and cosmic-ray intensity occurred for the set of data with angular width of CMEs greater than 15. At the same figure the right Y-axis is for the crosss correlation coefficient between this index and the sunspot number where it is noticeable the fact that when data based on greater CMEs are used, the coefficient is higher (r > 0.80 for CMEs with width > 50 ). This suggests a possible relation between the angular width of the CMEs and the sunspot numbers which needs a further study. The values of P i based on the data of CMEs with angular width greater than 15 are produced by the monthly number of CMEs (Nc) and the mean plasma velocity (Vp) with the following relation: Nc Vp Pi Nc Vp max where Ncmax 173 and Vpmax km s 1. The factors α and β are obtained by seeking for the best cross correlation in a linear fit between the cosmic ray intensity and the CME index P i, where α+β=1, α,β>0. This P i index was applied to the examined time period and the factors α and β have been found as 0.23 and 0.77, respectively. These values are the best ones which maximize the correlation coefficient (r) between the P i index and the cosmic-rays of 10 GV (r = -0.86) and with the sunspot number as well (r = 0.78). max (1) Figure 2. Correlation coefficient of P i - index with CR intensity (left-y axis) and sunspot number (right-of the angular width of the axis) as a function CMEs. 3

192 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ Time lag and Wavelet Analysis The 11-year modulation of the cosmic-ray intensity shows some time lag behind the solar activity which is a kind of hysteresis effect [9], [10], [11] and also in [1]. In our previous work [2] the time lag of the cosmic-ray intensity behind various solar and heliospheric activity parameters concerning the period of , was investigated. In this work an analysis of the correlation between the monthly values of the cosmic-ray variations at 10 GV and the parameters R z, P i, IMF, HCS, and the MF, PF as well studied for the first time, has been carried out for the solar cycle 23 ( ) Correlation coefficients and Time Lags In order to calculate the time lag of each parameter in reference to the cosmic-ray intensity [1], [2], the cross-correlation coefficients between these parameters with varying time lags from 0 to ±120 months for the time interval have been calculated. The maximum cross-correlation coefficients and the corresponding time lags are given in table 1. Table 1. Cross-correlation coefficients and the corresponding time lags of the examined parameters Indices Correlation coefficients (r) (95% significance level) Time lags (months) Sunspot number R z ± Coronal mass ejections index P i ± Heliospheric current sheet HCS ± Mean Magnetic Field MF ± Interplanetary magnetic field IMF ± Solar Polar Field Strength PF ± High correlation values are found between cosmic rays and R z (-0.87), P i index (-0.86), IMF (- 0.85), and HCS (-0.77) which are in accordance with our previous work [2]. The correlation value of the mean magnetic field MF is r = with a time lag of one month. The most interesting results are the very high correlation value of the strength of the solar polar field PF with r = and the extremely large time lag of 67 months (~5.58 years). As it is obvious in Figure 1 the maximum of PF coincides with the minimum of solar activity and/or the maximum of cosmic ray intensity at the beginning of the cycle 23 at the year The minimum of PF is at the end of the cycle at the year 2008 implying that the PF has a cycle of around 22 years that means two solar cycles. This is a result which is in accordance with the periodicity of 22 years of the solar magnetic field (Hale cycle) [12], [13]. The obtained results for sunspot number, CME-index and HCS are in accordance with our previous works. The MF is close to our previous results for IMF, so the time lag of one month is acceptable. The PF shows the most interesting result as it has a time lag of 67 months with the best value of r = among the examined variables Wavelet Analysis In order to study further the periodicities firstly of the solar polar field and secondly of the other parameters, the wavelet toolkit was applied. Non-stationary time series were expanded in terms of 4

193 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ time-localized waves, or wavelets. We obtained a compact two dimensional representation (see [14] and [15]): 2 2 t t y t, t, f exp 2i ft exp f, (2) 2 where f is the frequency, t the time delay and t t 2 2 exp f, (3) 2 is the Gaussian support. The Morlet wavelet is the most common function used in astrophysical signals expansions; this makes easier the comparison with previously published work. Furthermore, due to its Gaussian support, the Morlet wavelet expansion inherits optimality as regards the uncertainty principle [14]. The global wavelet spectrum [15], which is the time-averaged wavelet spectrum over all the local wavelet spectra, is given by where n N 2 n N n 0 W s W s (4) W s is the wavelet power and N the number of local wavelet spectra. From this, we obtained an unbiased and consistent estimation of the true power spectrum of a time series. The new perspective in this work is the wavelet analysis of the cosmic-ray intensity of 10 GV, the heliospheric current sheet and the polar field strength. The wavelet analysis of the sunspot number has been presented also by previous researchers [16], [17]. For this wavelet study data for four solar cycles were obtained for cosmic-ray intensity of 10 GV, of sunspot numbers, of polar field strength and heliospheric current sheet tilt angle. For the data of cosmic-ray intensity of 10 GV the most important periodicity is that one of 128 m (10.67y). Minor periodicities are spotted around 32 m (2.67 y), 16 m (1.33y), 12 m (1y) and 8 m (0.67 y). For the sunspot number it is obvious that the most important periodicity is the one of 128 m (10.67 y). Minor periodicities are noticed around 32 m (2.67 y), 16 m (1.33y) and 8 m (0.67 y). For the polar field strength the most important periodicity is spotted around the 245 m (20.42 y). Minor periodicities are visible around 16 m (1.33 y). For the heliospheric current sheet tilt angle, it has almost the same periodicities with the R z. The most important seems to be the one of 128 m (10.67 y). Then other periodicities are present also around 50 months = 4.17 y and 16 m (1.33 y). It is interesting that all parameters present the 11-year variation as well as the 1.33 year one. These periodicities for sunspot number and for the cosmic ray intensity have also been spotted in previous works [18], [19], [20]. The new point is that only the solar polar field presents the periodicity of y that corresponds to the 22-y variation which is the magnetic cycle periodicity. The comparison of the wavelet figures with the periodicities are presented in Figure 3. The contour levels are chosen so that 75%, 50%, 25%, and 5% of the wavelet power is above each level, respectively. 5

194 24th European Cosmic Ray Symposium (ECRS2014) Journal of Physics: Conference Series 632 (2015) IOP Publishing doi: / /632/1/ Figure 3. Wavelet analysis diagrams and list of the determined periodicities 4. Galactic Cosmic Ray Modulation In a previous work [2] an empirical relation of the cosmic ray modulation for the time period from January 1996 up to December 2009, covering the solar cycle 23 and the extended minimum between solar cycles 23 and 24 was applied with very good results. According to the previous model, the modulated cosmic-ray intensity I is expressed by a constant C and the sum of a few source functions appropriately selected from the solar and interplanetary indices that affect cosmic-ray modulation. This relation is given by the following expression: I C 10 3 a1 X a2y a3 Z a4w (5) where C is a constant, X, Y, Z and W are the selected time-lagged solar-heliospheric parameters, and αi (i=1 to 4) are coefficients calculated by the RMS-minimization method. Constant C is linearly correlated to the cut-off rigidity of each station according to the relation: C P [GV] (6) where P is the cut-off rigidity for each neutron monitor station [20]. In this work, using data of the cosmic ray variations of 10 GV obtained from the network of all neutron monitors around the world, constant C is found to be equal to 1 that means rigidity independent. This model was derived by a combination of solar and heliospheric parameters such as the sunspot number (Rz), the CME-index (Pi), the heliospheric current sheet tilt angle (HCS), and the interplanetary magnetic field (IMF). This work suggested two possible improvements for future studies. The first one is the data which are used for the formation of the CME-index taking into account only the wider CMEs except the narrow ones, which are studied in the present work in section 6