List ID | List Name |
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aad_gle | AAD Ground Level Enhancement List |
cactus_soho_cme | CACTus SOHO/LASCO CME List |
cactus_soho_flow | CACTus SOHO/LASCO Flow List |
cactus_stereoa_cme | CACTus STEREO-A/COR CME List |
cactus_stereoa_flow | CACTus STEREO-A/COR Flow List |
cactus_stereob_cme | CACTus STEREO-B/COR CME List |
cactus_stereob_flow | CACTus STEREO-B/COR Flow List |
stereo_impactplastic_icme | Catalogue of Interplanetary Coronal Mass Ejections from STEREO IMPACT/PLASTIC |
stereoa_impactplastic_shock | catalogue of Interplanetary Shocks from STEREO-A IMPACT/PLASTIC |
stereob_impactplastic_shock | Catalogue of Interplanetary Shocks from STEREO-B IMPACT/PLASTIC |
stereoa_impactplastic_sir | Catalogue of Stream Interaction Regions (SIRs) from STEREO-A IMPACT/PLASTIC |
stereob_impactplastic_sir | Catalogue of Stream Interaction Regions (SIRs) from STEREO-B IMPACT/PLASTIC |
cme_forbush_event | CME-related Forbush Decrease Event List |
cme_inner_heliosphere | CMEs in the Inner Heliosphere |
goes_proton_event | GOES Proton Event List |
goes_sxr_flare | GOES Soft X-ray Flare List |
goes_flare_sep_event | GOES Strong Flares and associated SEP Events |
istp_sw_event | ISTP Solar Wind Candidate Event List |
kso_halpha_flare | Kanzelhoehe Solar Observatory (KSO) H-alpha Flare List |
goes_flare_no_sep_radio_cme | List of Radio and CME associations for GOES flares without SEP |
mars_earth_icme | Mars Earth ICME List |
icme_earth_cycle23 | Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections During Solar Cycle 23 |
ngdc_aastar_storm | NGDC AA* Major Magnetic Storm List |
ngdc_apstar_storm | NGDC Ap* Major Magnetic Storm List |
ngdc_halpha_flare | NGDC H-alpha Flare List |
ngdc_ssc | NGDC Storm Sudden Commencement List |
noaa_energetic_event | NOAA Solar Energetic Event List |
noaa_active_region_summary | NOAA/USAF Solar Active Region Summary List |
rhessi_hxr_flare | RHESSI Hard X-ray Flare List |
soho_pm_ip_shock | SOHO/CELIAS/MTOF/PM Interplanetary Shock List |
soho_eit_wave_transient | SOHO/EIT Wave Transient List |
soho_lasco_cme | SOHO/LASCO CME Event List |
halo_cme_flare_magnetic_storm | SOHO/LASCO Halo CME with assoc SGD H-alpha Flare and WDC Mag Storm List |
solar_wind_event | Solar wind events |
stereo_hi_cme | STEREO Heliospheric Imager CME Event List |
stereo_hi_sw_transient | STEREO/HI Solar Wind Transient List |
stereo_euvi_event | STEREO/SECCHI/EUVI Event List |
timed_see_flare | TIMED-SEE Flare Catalog |
tsrs_solar_radio_event | Trieste Solar Radio System (TSRS) Solar Radio Event List |
wind_typeii_soho_cme | Type II Radio Burst (WIND) and Associated CME (SOHO) List |
ulysses_hxr_flare | Ulysses Catalog of Solar Hard X-Ray Flares |
ulysses_hxr_flare_farside | Ulysses Catalog of Solar Hard X-Ray Flares on the Far-side of the Sun |
ulysses_grb_xray_flare | Ulysses/GRB X-ray Flare List |
ulysses_swoops_icme | Ulysses/SWOOPS Interplanetary CME List |
wind_ace_sir | Wind and ACE List SIRs List |
wind_stereo_ii_iv_radioburst | WIND and STEREO Candidate Type II and IV Radio Burst List |
wind_mfi_bs_crossing_time | WIND/MFI Bow Shock Cross Crossing Time List |
wind_mfi_ip_shock | WIND/MFI Interplanetary Shock List |
wind_mfi_mag_cloud | WIND/MFI Magnetic Cloud List |
yohkoh_sxt_trace_list | YOHKOH SXT TRACE flare list |
yohkoh_hxr_flare | Yohkoh/HXT Hard X-ray Flare List |
Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of ground level events detected by ground-based neutron monitors | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Ground level enhancements (GLEs) are sudden increases in the cosmic ray intensity recorded by ground based detectors. GLEs are invariably associated with large solar flares but the acceleration mechanism producing particles of up to tens of GeV is not understood. The increases in ground based measurements ranges from only a few percent of background in polar monitors (with little or no geomagnetic cutoff) to 45 times for the 23 February 1956 event. The rate of GLEs would appear to be about one per year but there may be a slight clumping around solar maximum. Most solar flares associated with GLEs are located on the western sector of the Sun where the Interplanetary Magnetic Field (IMF) is well connected to the Earth. The geometry of this field line is quite variable, as it depends on the strength of the solar wind that varies considerably. Because of its shape it is known as the ``garden hose'' field line. GLEs associated with flares located near to the footpoint of the garden hose field line usually arrive promptly and have very sharp onsets. Conversely, GLEs associated with flares far from the garden hose field line are usually delayed in their arrival at Earth and have more gradual increases to maximum intensity. It is very rare to observe GLEs associated with flares to the east of the central meridian or Sun-Earth line. Although a large solar flare is invariably associated with a GLE the flare itself may not be causally related to the production of the high energy protons that produce the GLE response at Earth. Solar energetic particle events are not rare and energetic protons are produced in common with CMEs and interplanetary shocks. These protons do not have sufficient energy to produce secondary particles that reach ground level but are clearly observed by spacecraft. Such CMEs and their associated shocks are most often produced without a solar flare. It is possible that there is a continuum to the acceleration process and that flares are a by-product of the most energetic events. Alternatively, there is a possibility that the flare itself produces a seed population of higher energy protons that are further accelerated to energies sufficient to produce a GLE. (Ref: http://www.atnf.csiro.au/pasa/18_1/duldig/paper/node6.html) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://neutronm.bartol.udel.edu/~pyle/GLE_List.txt | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing coronal mass ejections (CMEs) autonomously detected by CACTus in image sequences from SOHO/LASCO. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ Some information (such as position angle) depends on the observatory location. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing solar wind flows autonomously detected by CACTus in image sequences from SOHO/LASCO. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing coronal mass ejections (CMEs) autonomously detected by CACTus in image sequences from STEREO-A/COR. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing solar wind flows autonomously detected by CACTus in image sequences from STEREO-A/COR. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing coronal mass ejections (CMEs) autonomously detected by CACTus in image sequences from STEREO-B/COR. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains parameters describing solar wind flows autonomously detected by CACTus in image sequences from STEREO-B/COR. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CACTus software package (Computer Aided CME Tracking) was developed by the Solar Influences Data Center (SIDC) of the Royal Obervatory of Belgium; the project was co-funded by ESA (16913/03/NL/LvH). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The CME list is automatically generated by CACTus; there is no human intervention or supervision at this stage. Caution should be used when employing the data for statistical purposes. See URLs http://www.sidc.be/cactus/ and http://secchi.nrl.navy.mil/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
When any CACTus data are used please cite one of the following publications: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...425.1097R http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...691.1222R | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sidc.be/cactus/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Interplanetary Coronal Mass Ejections (ICMEs) from the Level 3 Results of STEREO IMPACT/PLASTIC. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The ICMEs are identified based by inspection of a combination signatures: an enhancement of total perpendicular pressure, a stronger than ambient magnetic field, relatively quiet and smooth magnetic field rotations, a declining solar wind speed, and a low proton temperature [Jian et al., 2006, Sol. Phy., 239, 393]. At least three of the above features were required to identify an ICME. The edges of ICMEs were identified from a consensus of available features, usually delimited by sharp changes in plasma and magnetic field properties. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The event list is only for reference purpose. Some of the events are still ambiguous as they often occur near HCS and/or SIR. In addition, there is no related particle data for all the events. For ambiguous event, please consult Lan Jian (lanjian@ucla.edu) or other scientists working on ICMEs. When there is a shock at the edge, the time is selected to the closest minute. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/~jlan/STEREO/Level3/STEREO_Level3_ICME.pdf | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Interplanetary Shocks from the Level 3 Results of STEREO-A IMPACT/PLASTIC. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The forward and reverse shocks are identified using 8-Hz magnetic field data. We rotated them into shock normal coordinates to examine the existence of associated shock waves and field changes consistent with the Rankine-Hugoniot relations. The shock normal angle, field change, and Mach number, are also given in this list. To confirm, the 1-min PLASTIC data have also been checked. At forward shocks, all of solar wind speed, proton number density, proton temperature, and magnetic field should increase simultaneously. At reverse shocks, solar wind speed increases, while proton number density, proton temperature, and magnetic field all decrease. However, not all shocks have clear signatures in plasma properties. These shocks are indicated in the comments. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/~jlan/STEREO/Level3/STEREO_Level3_Shock.pdf | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Interplanetary Shocks from the Level 3 Results of STEREO-A IMPACT/PLASTIC. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The forward and reverse shocks are identified using 8-Hz magnetic field data. We rotated them into shock normal coordinates to examine the existence of associated shock waves and field changes consistent with the Rankine-Hugoniot relations. The shock normal angle, field change, and Mach number, are also given in this list. To confirm, the 1-min PLASTIC data have also been checked. At forward shocks, all of solar wind speed, proton number density, proton temperature, and magnetic field should increase simultaneously. At reverse shocks, solar wind speed increases, while proton number density, proton temperature, and magnetic field all decrease. However, not all shocks have clear signatures in plasma properties. These shocks are indicated in the comments. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/~jlan/STEREO/Level3/STEREO_Level3_Shock.pdf | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Stream Interaction Regions (SIRs) from the Level 3 Results of STEREO-A IMPACT/PLASTIC. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The SIRs include corotating interaction regions (CIRs) and transient stream interaction regions. The difference between a CIR and a transient SIR is only that a CIR recurs for two or more solar rotation cycle. The SIRs are identified based on inspection of the following features: an increase of solar wind speed, a pile-up of total perpendicular pressure (Pt) with gradual decreases at both sides from the Pt peak to the edges of interaction region, velocity deflections, an increase of proton number density, an enhancement of proton temperature, an increase of the entropy defined as ln(Tp3/2/Np) [Siscoe and Intriligator, 1993; Crooker et al., 1996], a compression of the magnetic field. We require the presence of at least 5 signatures, and identify SIRs with careful consideration of the ambient solar wind. For detail, please refer to Jian et al., 2006, Sol. Phy., 239, 337. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/~jlan/STEREO/Level3/STEREO_Level3_SIR.pdf | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Stream Interaction Regions (SIRs) from the Level 3 Results of STEREO-B IMPACT/PLASTIC. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The SIRs include corotating interaction regions (CIRs) and transient stream interaction regions. The difference between a CIR and a transient SIR is only that a CIR recurs for two or more solar rotation cycle. The SIRs are identified based on inspection of the following features: an increase of solar wind speed, a pile-up of total perpendicular pressure (Pt) with gradual decreases at both sides from the Pt peak to the edges of interaction region, velocity deflections, an increase of proton number density, an enhancement of proton temperature, an increase of the entropy defined as ln(Tp3/2/Np) [Siscoe and Intriligator, 1993; Crooker et al., 1996], a compression of the magnetic field. We require the presence of at least 5 signatures, and identify SIRs with careful consideration of the ambient solar wind. For detail, please refer to Jian et al., 2006, Sol. Phy., 239, 337. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-ssc.igpp.ucla.edu/~jlan/STEREO/Level3/STEREO_Level3_SIR.pdf | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of Forbush decreases related to CMEs (Contributed by E Eroshenko, Izmiran) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The magnetic field configurations propagating through the Heliosphere as Interplanetary Coronal Mass Ejections (ICMEs) also reduce the galactic cosmic ray flux. The count rates before an event are subtracted, and the rates given as a percentage of the count rate as compared to the average values measured before the event. The depressions can attain values of 20%. They are called Forbush decreases after the cosmic ray physicist Scott Forbush. The depressions of cosmic ray flux are ascribed to the shield produced by the complex and turbulent magnetic field structure in and around the ICME and the shock wave it drives ahead of it. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
All data are for Cosmic Rays of 10GV rigidity. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.nmdb.eu/?q=node/135 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Catalogue of Large CMEs with LASCO Images and IPS Images in the Inner Heliosphere. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The radial evolution of 30 large CMEs (angular width >150 degrees, i.e., halo and partial halo CMEs) has been investigated between the Sun and the Earth using (i) the white-light images of the near-Sun region from the Large Angle Spectroscopic Coronagraph (LASCO) onboard the SOHO mission and (ii) the interplanetary scintillation (IPS) images of the inner heliosphere obtained from the Ooty Radio Telescope (ORT). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Manoharan, P.K,: 2006, Solar Phys, 235, 345 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of X-ray flares based on observations by the GOES spacecraft | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List generated by NOAA-SWPC based on observations in 0.1-0.8 nm from the XRS instrument on the GOES spacecraft. There are usually two GOES spacecraft operational resulting in virtually complete coverage since the 1970s. Recent segments of the catalogue can be found through the NOAA site; archive segments held by the NGDC. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/FLARES_XRAY | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of X-class flares in the western solar hemisphere and the related findings of SEP from the GOES Space Environment Monitor_s Energetic Particle Sensor. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The event list was created to invetigate why flares accompanied by intense soft X-ray bursts may not produce SEPs detected by observations with the GOES spacecraft. It consists of all X-class X-ray bursts between 1996 and 2006 from the western solar hemisphere and is taken from Appendix A of the paper by Klein et al, Solar Physics (2011) 269:309-333. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Klein et al, Solar Physics (2011) 269:309-333. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
ISTP solar wind catalogue candidate events. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The events in the list correspond to one or more of several features observed by the IMP-8, WIND and ACE spacecraft. These features include: BzN - Interplanetary magnetic B-field North (GSM coordinate system) BzS - Interplanetary magnetic B-field South (GSM coordinate system) EyC - Change of the "y" component of the Interplanetary Electric Field HSS - High Speed Stream IMC - Interplanetary Magnetic Cloud IR - Interaction Region IS - Interplanetary Fast Shock LSS - Low Speed Stream PC - Pressure Change SBC - Sector Boundaries Crossing, also heliospheric current sheet crossing MISC - Miscellaneous Events | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www-spof.gsfc.nasa.gov/scripts/sw-cat/Catalog_events.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Flares observed in H-alpha by the Kanzelhoehe Observatory. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The list contains the following information for each flare: observed beginning of the flare observed maximum of the flare observed end of the flare heliographic position of the flare Type: area (importance) [S, 1, 2, 3] and brightness [F, N, B] of the flare | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.kso.ac.at/beobachtungen/sonne_daten/flares_en.php | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of all western X-class flares that were not accompanied by SEP detected by GOES/EPS. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The times have been re-evaluated using GOES 3s data. The start time is given as the time, rounded to the nearest minute, where the derivative of the flux starts to be persistently positive in either the 0.05 _ 0.4 nm channel or the 0.1 _ 0.8 nm channel, depending on which is earliest. The coincidence of this onset time with a local minimum in the flux profile has been verified by visual inspection. Properties of the microwave emission were taken from Solar Geophysical Data or, whenever data were available on line, derived from an analysis of the whole Sun patrol observations of the RSTN network (observing frequencies: 15.4, 8.8, 4.995, 2.695, 1.415, 0.610, 0.410 and 0.245 GHz) and the Nobeyama Radio Polarimeters with observing frequencies 35, 17, 9.4, 3.75, 2.0, 1.0 GHz (Nakajima et al., 1985). In some events, data from the University of Bern patrol observations (courtesy A. Magun) were also used. The information on decametric-hectometric (DH) type III bursts was inferred from the Wind/WAVES observations at the highest observed frequency (13.8 MHz), through the evaluation of the instrument background. The indicated duration is the time interval during which the observed flux density was three standard deviations above the background level. In the 13 August 2004 event no outstanding type III burst was observed by the highfrequency detector of WAVES, but a delayed one was clearly visible at lower frequencies (below 1MHz). Its onset time is given, although the association with the flare is questionable because of the long delay and the low starting frequency. It is taken from Appendix B of the paper by Klein et al, Solar Physics (2011) 269:309-333. For the information on the existence and timing of an associated CME, the catalogues of LASCO CMEs (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/) and of EIT dimmings or waves (http://solar.nro.nao.ac.jp/norp/) wwere used. The numerical values are the times when the backwards extrapolated time-height trajectory of the CME front is at 0 and 1 solar radius, respectively. In cases without LASCO observations or when the estimated CME start was different from the flare time and the detection or potential detection of a dimming listed in the NEMO catalogue. The 9 July 1996 CME was only detected when it was well above the limb, and the backwards extrapolation is uncertain. Values in the table are quoted from Dryer et al. (1998) and Pick et al. (1998). A similar uncertainty occurs with the CME on 3 July 2002. The flare on 27 November 1999 occurred between several other flare/CME events in the same quadrant. The corona as seen by SoHO/LASCO is highly variable and makes new CMEs hard to identify. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Klein et al, Solar Physics (2011) 269:309-333. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of ICME events detected at Mars and the Earth | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The events in this list were taken from Table 1 in the paper Falkenberg et al, Space Weather 9, S00E12 (2011). They represent in situ data taken from the MGS satellite, the OMNI database and the GOES satellites. Shock times are read from data plots of MGS data and OMNI data. The SOHO/LASCO catalogue was used to try to identify the CME source of the observed shocks. The max values are the maximum value measured within 12 hours of shock arrival. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Negative heliocentric longitudinal distances indicate that Mars was trailing Earth. Only those events which could be identified in the SOHO/LASCO catalogue have been included in the list. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Falkenberg et al, Space Weather 9, S0012 (2011) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Catalogue of near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections (ICMEs) over the complete cycle 23 (1996-2009). | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue summarises the basic properties and geomagnetic effects. In particular, solar wind composition and charge state observations are now considered when identifying the ICMEs. In general, these additional data confirm the earlier identifications based predominantly on other solar wind plasma and magnetic field parameters. However, the boundaries of ICME-like plasma based on charge state/composition data may deviate significantly from those based on conventional plasma/magnetic field parameters. Furthermore, the much studied _magnetic clouds_, with flux-rope-like magnetic field configurations, may form just a substructure of the total ICME interval. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Richardson, I.G., Cane, H.V.: 2010, Solar Phys 264, 189 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of major magnetic storms according to the AA* criteria (NGDC) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Daily regular magnetic field variation arise from current systems caused by regular solar radiation changes. Other irregular current systems produce magnetic field changes caused by the interaction of the solar wind with the magnetosphere, by the magnetosphere itself, by the interactions between the magnetosphere and ionosphere, and by the ionosphere itself. Magnetic activity indices were designed to describe variation in the geomagnetic field caused by these irregular current systems The aa-index is a simple global geomagnetic activity index. It is derived from the K indices from two approximately antipodal observatories and has units of 1 nT. The K-index is quasi-logarithmic local index of the 3-hourly range in magnetic activity relative to an assumed quiet-day curve for a single geomagnetic observatory site. First introduced by J. Bartels in 1938, it consists of a single-digit 0 thru 9 for each 3-hour interval of the universal time day (UT). This list has been produced at WDC-A for STP, a now-routine procedure is to take the 3-hourly aa indices when they are received and compute an 8-point running average. When this mean exceeds 60, a "major magnetic" storm is considered to be in progress. It is arbitrarily considered to continue in progress until such time as the value drops below a threshold of 60. Then the maximum mean value attained is designated AA*. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of major magnetic storms according to the Ap* criteria (NGDC) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Daily regular magnetic field variation arise from current systems caused by regular solar radiation changes. Other irregular current systems produce magnetic field changes caused by the interaction of the solar wind with the magnetosphere, by the magnetosphere itself, by the interactions between the magnetosphere and ionosphere, and by the ionosphere itself. Magnetic activity indices were designed to describe variation in the geomagnetic field caused by these irregular current systems. The 3-hourly ap (equivalent range) index is derived from the Kp index. The planetary 3-hour-range index Kp is the mean standardized K-index from 13 geomagnetic observatories between 44 degrees and 60 degrees northern or southern geomagnetic latitude - for the conversion from Kp to ap, see http://www.ngdc.noaa.gov/stp/geomag/kp_ap.html. The Ap* index is defined as the earliest occurring maximum 24-hour value obtained by computing an 8-point running average of successive 3-hour ap indices during a geomagnetic storm event and is uniquely associated with the storm event. At WDC-A for STP, a now-routine procedure is to take the 3-hourly ap indices when they are received and compute the 8-point running average. When this mean exceeds 40, a "major magnetic storm" is considered to be in progress. It is arbitrarily considered to continue in progress until such time as the value drops below a threshold of 40. Then the maximum mean value attained is designated Ap*. When the most disturbed 24-hours begin at the start of the UT-day, the values of Ap and Ap* are identical. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GEOMAG/apstar.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of H-alpha flares assembled from ground-based observatories (NGDC) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Flares are characterized by a rise time of the order of minutes and a decay of the order of tens of minutes. The total energy released in a typical flare is about 1027 J; the magnetic field is extraordinarily intense, reaching values of 10-2 to 1 Tesla. This list is constructed by NGDC from the basic reports sent monthly from the ground-based observatories. The National Geophysical Data Center (NGDC) holds archives for about 80 stations, covering the period 1938 to the present. Currently 5 stations send their data to NGDC Boulder on a routine monthly basis. Optical flares in H-alpha are usually accompanied by radio and X-ray bursts, and occasionally by high-energy particle emissions. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of the onset of geo-magnetic storms (NGDC) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
SEC defines geomagnetic storms based on the running Boulder A-index. If the index is greater than or equal to 30, a storm is in progress. The running A-index is calculated using the K indices in a running 24-hour window, rather than using fixed days. Storms are minor, major, or severe as defined below. minor: A+B between 30 and 49 major: A+B between 50 and 99 severe: A+B 100 or greater | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
However, the level of storm conditions can vary throughout a day. Regardless of the running A-index, it is permissible to say that periods at minor, major, or severe storm levels occurred, based on the observed K index. The following table identifies K indices with storm levels. minor storm conditions: K=5 major storm conditions: K=6 severe storm conditions: K=7 or greater | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUDDEN_COMMENCEMENTS/storm2 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of energetic solar events, plus radio observations assembled from the daily Solar and Geophysical Activity Summary (SGAS) reports (NOAA) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
A list of significant solar events including start, maximum, and end times, region number and location, X-ray and optical classification of flares, significant radio emission at 245 MHz, 2695 MHz (11 cm), and sweep frequencies, and significant short wave fades. All available data for an event are if one or more of the following thresholds are reached: Class-M or greater X-ray flare, Optical flare of importance > 2B, Radio burst of > 100 sfu at 245 MHz, Radio burst > 100% above background at 2695 MHz, Type II or IV sweep frequency burst, Shortwave fade of importance 2 or greater. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters describing active regions: lat, long, size... (NOAA/USAF) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The Solar Region Summary (SRS), compiled by SWPC, is a daily report of the active solar regions observed during the preceding day. The SRS contains a detailed description of the active regions currently visible on the solar disk. See sample and description below. The characteristics for each active region are compiled from up to six observatories that report to the SWPC in near-real time. The sunspot counts are typically higher than those reported in non-real time by the Sunspot Index Data Center (SIDC), Brussels, Belgium, and the American Association of Variable Star Observers. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/forecasts/SRS | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of hard X-ray flares seen by RHESSI. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The RHESSI flare list is created during quicklook processing (and is often re-processed). The flare list is obtained by comparing the observing summary count rate in the 6 to 12 keV energy band to a threshold. The count rate threshold is determined from the background level; which is obtained using a 60 second running average. For an interval to be considered as a flare candidate, the count rate must be greater than 3*sigma above the background level. Variations in the count rate due to changes in attenuator state or decimation state are taken into account by use of the "corrected" count rate method, which empirically determines the corrections. A flare candidate is flagged as a possible solar flare if the ratio of the count rate in the front detectors to total count rate is 3 sigma above its own background level (also determined using a 60 second running average). An exception is made if there is an SAA crossing or data gap; for those cases the front - total ratio must be greater than 60% in the interval for that interval to be considered to be a possible flare. Even with the front - total ratio test, particle precipitation events can be confused with flares. The candidate is only confirmed as a solar flare if a valid position is found in the 6 to 12 keV energy band. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://hesperia.gsfc.nasa.gov/ssw/hessi/dbase/ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
An incomplete list of possible Interplanetary Shocks observed by the SOHO PM. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The Shockspotter program attempts to identify possible interplanetary shocks using the near-real time data from the CELIAS/MTOF/PM sensor on the SOHO spacecraft. There are several reasons for developing automated procedures for identifying various interplanetary structures; for example the online capability of such techniques would be a useful addition to a space weather warning system, and could be used by spacecraft to make on-board decisions to change modes of operation. In addition, the objectivity of such an automated identification system is a benefit for unbiased statistical analyses. Rigorously, shocks cannot be identified using solely solar wind proton data; one needs electron and minor ion measurements in addition to magnetic field measurements (there is no magnetometer on SOHO). Nevertheless, a reasonable system of identification of at least the larger shocks is possible using only the PM data. This simplified Table lists the expected behavior of solar wind parameters across some common interplanetary structures: Vsw Np Vth B fast FWD shock increases increases increases increases fast REV shock increases decreases decreases decreases slow FWD shock increases increases increases decreases slow REV shock increases decreases decreases increases classical CME TD/CD steady decreases decreases increases classical high-speed increases decreases increases decreases stream | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://umtof.umd.edu/pm/FIGS.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Waves seen in the EUV by SOHO/EIT. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Abstract taken from 'A CATALOG OF CORONAL "EIT WAVE" TRANSIENTS' by B. J. Thompson and D. C. Myers, The Astrophysical Journal Supplement Series 183 (2009) 225. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) data have been visually searched for coronal "EIT wave" transients over the period beginning from 1997 March 24 and extending through 1998 June 24. The dates covered start at the beginning of regular high-cadence (more than 1 image every 20 minutes) observations, ending at the four-month interruption of SOHO observations in mid-1998. One hundred and seventy six events are included in this catalog. The observations range from "candidate" events, which were either weak or had insufficient data coverage, to events which were well defined and were clearly distinguishable in the data. Included in the catalog are times of the EIT images in which the events are observed, diagrams indicating the observed locations of the wave fronts and associated active regions, and the speeds of the wave fronts. The measured speeds of the wave fronts varied from less than 50 to over 700 km s^_1 with "typical" speeds of 200-400 km s^_1. URL for paper: http://iopscience.iop.org/0067-0049/183/2/225/apjs_183_2_225.text.html | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://iopscience.iop.org/0067-0049/183/2/225/apjs300645t3.html | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Edited list of CMEs detected by the LASCO instrument on SOHO (NASA/GSFC) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This CME catalog is generated and maintained at the CDAW Data Center by NASA and The Catholic University of America in cooperation with the Naval Research Laboratory. SOHO is a project of international cooperation between ESA and NASA. This catalog contains all CMEs manually identified since 1996 from the Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) on board the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) mission. LASCO has three telescopes C1, C2, and C3. However, only C2 and C3 data are used for uniformity because C1 was disabled in June 1998. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The list is necessarily incomplete because of the nature of identification. In the absence of a perfect automatic CME detector program, the manual identification is still the best way to identify CMEs. Link to the list of data gaps during the month is also provided. Data gaps of duration 3 h or more are listed. The data-gap list must be consulted before deciding the existence or nonexistence of CMEs. If there is a data gap, it is difficult to say there was a CME or not during the data gap. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://cdaw.gsfc.nasa.gov/publications/gopal2008.catalog.pdf | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of Halo CMEs and associated flares and geomagnetic storms. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Three sets of information are listed: (i) halo coronal mass ejections (CMEs), (ii) Associated flares and (iii) Associated geomagnetic storms. The halo CME list is obtained from the SOHO/LASCO CME catalog (http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list). The solar source location for each halo is obtained as the location of the associated H-alpha flare location if available from the online Solar Geophysical Data. Otherwise, the flare is identified by playing superposed LASCO and EIT movies along with GOES plots and deriving the heliographic coordinates of the associated flare from SOHO/EIT images. The minimum value of the Disturbance Storm Time (Dst) index is obtained from the World Data Center in Kyoto (http://swdcdb.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/). A 4-day long time window was chosen starting at CME onset+1 day and ending at CME onset + 5 days. The minimum value of Dst index in this time window after is halo CME is assigned to the halo CME. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of solar wind events observed upstream of the Earth | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The ISTP Science Planning and Operations Facility (SPOF), in collaboration with ISTP investigators, is developing this catalog of preliminary/selected solar wind events and features. The catalog also contains listings of times when WIND and IMP-8 were in the solar wind. Coverage begins on September 8, 1992, the start of ISTP science data collection. With the launch of ACE in 1997, and its permanent coverage of solar wind conditions in near real time we incorporate to our selection interesting time periods also observed with the instruments SWEPAM and MAG in ACE. The solar wind features are classified into several categories (e.g., interplanetary shock wave, extended period of strong negative Bz, etc.). An extended event has separate start and end times listed for it, whereas a sharp discontinuous event (such as a shock ramp) has the same time listed for both start and end times (clearly, for follow-up studies researchers will need to examine data before and after the listed time). | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalog contains information on selected features of the solar wind at 1 AU whose signatures derive from plasma and magnetic field measurements from the IMP-8 and WIND spacecraft in the form of Key Parameters (KPs -- preliminary summary data at ~1 min time resolution produced quickly for survey purposes); as such, the catalog should not be used a definitive source in formal scientific work. Researchers using the catalog should reference its contents with statements such as: The event from "Feb 26, 1995" has been identified as a candidate "Sector Boundary Crossing" worthy of further study. The primary intent for the catalog is to serve as a reference for identifying candidate periods for further study, such as may be the focus of coordinated data analysis efforts during ISTP and/or IACG Science Campaigns. The list should not be considered as comprehensive. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of CME events identified using the STEREO heliospheric imager instrument (RALspace) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list was compiled by Richard Harrison (RALspace) through careful inspection of the images obtained from the STEREO HI cameras. As such it is a more detailed list of CMEs, linking each to the appropriate transients seen in the "stereo_hi_sw_transient" where possible. The list contains information about direction and extent of each CME in terms of solar position angle. Since the process of visual identification of CMEs is time-consuming, this list is currently only complete for CMEs occurring to the end of 2008. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The "time_start" and "time_end" correspond to the times that the CME was seen to enter and leave (or fade) from the STEREO HI field of view. Since STEREO A (Ahead) and B (Behind) are in heliocentric orbits their view angle with respect to the Sun-Earth line varies with time from the start of the mission. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sstd.rl.ac.uk/stereo/Events%20Page.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of STEREO/HI solar wind transient events | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains speeds and directions calculated from time-height 'j-plots' along the ecliptic for all solar wind transients that are seen to propagate into the outer H12 cameras field of view. As this list is derived semi-automatically it contains speeds and directions for both coronal mass ejections (CMEs) and co-rotating interaction (CIRs) and does not distinguish between them. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.sstd.rl.ac.uk/Stereo/HIEventList.html | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
STEREO/EUVI Event Catalog (>C1 GOES class or >12 keV RHESSI) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This is a catalogue of flare/CME events observed with EUVI when the spacecraft separation angle is small to moderate when classical stereoscopy is feasible. The list contains also the peak fluxes in soft X rays and hard X rays. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://secchi.lmsal.com/EUVI/euvi_catalog.txt | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Catalog of Flare Events observed by the TIMED-SEE experiment. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This page is a catalog of flare events observed by the TIMED Solar EUV Experiment (SEE). Each row contains NOAA SEC flare information from the daily edited event reports for periods when TIMED-SEE was observing the sun anywhere between the start and stop times of these events. Events have been filtered to exclude periods when no appreciable increases were detected by SEE. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Catalog last updated on Wed Sep 26 16:47:09 2007. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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http://lasp.colorado.edu/see/see_flare_catalog.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Trieste Solar Radio System decimetric event list | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Solar radio bursts at 1420 and 2695 MHz with flux density greater than 400 sfu (solar flux unit) have been analysed in order to characterise them in time, peak flux density, dominant circular polarization sense, and morphological class. The list contains events from 2000 to 2006. The morphological classification has been carried out based on the specifications illustrated in Solar-Geophysical Data, Explanation of data reports (July 1987, No. 515). | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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List of Radio-loud CMEs observed by the Wind/WAVES experiment | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This is a catalog of type II bursts observed by the Radio and Plasma Wave (WAVES) experiment on board the Wind spacecraft and the associated coronal mass ejections (CMEs) observed by the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) mission. The type II burst catalog is derived from the Wind/WAVES catalog available at http://lep694.gsfc.nasa.gov/waves/waves.html by adding a few missing events. The CMEs in this catalog are called radio-loud CMEs because of their ability to produce type II radio bursts. The CME sources are also listed, as derived from the Solar Geophysical Data listing or from inner coronal images such as Yohkoh/SXT and SOHO/EIT. Some solar sources have also been obtained from Solarsoft Latest Events Archive after October 1, 2002: http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events_archive.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/radio/waves_type2.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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The catalogue of Solar Hard X-Ray Flares observed by Ulyssses GRB experiment. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Ulysses was launched in October 1990, and its Solar X-ray/Cosmic Gamma-Ray Burst Experiment (GRB) has provided more than 13 years of uninterrupted observations of solar X-ray flare activity. Due to the large variation of the relative solar latitude and longitude of the spacecraft orbit with respect to the Earth, the perspective of the GRB instrument often differed significantly from that of X-ray instruments on Earth-orbiting satellites. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Tranquille et al, 2009, Solar Physics, 258, p141. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The catalogue of Solar flare X-ray events observed by the Ulysses GRB experiment not observed by GOES. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The solar flare X-ray events in this list do not have an associated event observed by GOES and so are presumably on the far-side of the Sun. The list of these flares, providing the date and time of each event, together with the effective GOES X-ray class estimated using a scaling law given in the paper by Tranquille et al, 2009. The criteria used to identify these flares were a GRB intensity profile consistent with a solar flare event, a normalized peak count rate greater than a threshold value of 2 × 104 counts s_1 and the absence of any M- or X-class flare in the GOES event list. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Tranquille et al, 2009, Solar Physics, 258, p141. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
A list of solar X-ray events deteced by the Gamma Ray Burst (GMB) experiment on Ulysses | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
All the solar X-ray events detected by Ulysses GRB. In many cases the events were observed by other spacecraft. In some cases, however, a solar origin is inferred from the event time history. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of CMEs observed by the SWOOPS particle instrument on Ulysses. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The Ulysses ICME list for the period from February 18, 1992 through April 5, 2008. The events from 1992 through 2002 were obtained directly from the Ulysses ICME list (http://swoops.lanl.gov/cme_list.html). The events from the start of 2003 onward were identified by Ebert et al (J. Geophys. Res., 114, 2009). The identification of ICMEs from in-situ solar wind measurements is not a straightforward process [Gosling, 1996; Zurbuchen and Richardson, 2006]. There is no single feature exhibited by all ICMEs and no standard signature that can be used to identify them all. A combination of signatures was used to find ICMEs in the SWOOPS and MAG data. These signatures include bi-directional electrons [Montgomery et al., 1974; Gosling et al., 1987], lower than expected proton temperature (Tp/Tex < 0.5) [Gosling et al., 1973], enhanced alpha/proton ratio (Na/Np > 0.08) [Borrini et al., 1982], enhanced magnetic field strength, low plasma beta (< 0.1), and smooth rotation in the magnetic field vector [Burlaga et al., 1981]. The expected proton temperature (Tex) was calculated using the Tp _ V relation from the Genesis mission [Neugebauer et al., 2003], which was derived from solar wind speed and temperature measurements from both the Genesis spacecraft and the SWEPAM instrument [McComas et al., 1998b] on the Advanced Composition Explorer (ACE) spacecraft. All ICME events were identified by eye using the signatures outlined above. In general, at least two signatures within a given solar wind interval were required before it was identified it as an ICME. It should be noted that owing to power limitations on the Ulysses spacecraft, the electron pitch angle distribution data used for identifying bi-directional electrons was unavailable from October 2004 through 25 March 2006 and available only intermittently after then. The Ulysses ICME list presented here covers a period that coincides with the declining phase of solar cycle 22 and all of solar cycle 23. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Because of the nature of the Ulysses orbit, a nearly half (~49%) of these 178 events were observed at R > 5.0 AU. The maximum number of events in a single year (39) occurred in 1999, coinciding with the ascending phase of solar cycle 23, whereas only a single event was identified in the years 1995, 2006 and 2007. The latter were periods when Ulysses was embedded in the fast PCH flows, near solar minimum. Given that events were identified by eye, some smaller or less clear events may have been excluded from our survey. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://swoops.lanl.gov/Ulysses-SWOOPSICMElist.doc | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Stream Interactions Regions (SIRs) from Wind and ACE Data. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The Stream Interaction Regions (SIRs) are identified based on an inspection of the following features: an increase of solar wind speed, a pile-up of total perpendicular pressure (Pt) with gradual decreases at both sides from the Pt peak to the edges of the interaction region, velocity deflections, an increase of proton number density, an enhancement of proton temperature, an increase of entropy, a compression of magnetic field. The presence of at least 5 signatures is required, and SIRs are identified with careful consideration of the ambient solar wind. In order to survey the SIRs as completely as possible, ACE data have been used when the Wind data were unavailable or noisy and when Wind was near or within the magnetosphere. The SIRs include corotating interaction regions (CIRs) and tranisent stream interaction regions. The difference between a CIR and a transient SIR is only that a CIR recurs for two or more solar rotation cycles. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Jian et al. (Solar Physics, 2006, 239, 337) gives more details about the identification criteria and also the SIR list of 1995 _ 2004. The SIR list of 1995 _ 2006 is an appendix of Lan Jian's 2008 PhD thesis. Jian et al. (Solar Physics, WHI special issue, 2011, in press) updates the results to 2009. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Jian et al. (Solar Physics, WHI special issue, 2011, in press) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
WAVES Experiment on WIND and STEREO - Type II/IV List | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This is a listing year-by-year of POSSIBLE solar type II and type IV bursts detected by the WAVES instruments on the Wind and STEREO spacecraft. Each table entry consists of a start and stop time and an upper and lower frequency limit. The four items form a box on the dynamic spectrum which contains the bursts. It is not always the case that the highest (lowest) frequency happens at the earliest (latest) time. Also included in most entries are comments and a dynamic spectrum of at least part of the emission. The dynamic spectra come in two flavors: those marked with 'S' or 'X' are standard frequency versus time dynamic spectra. Those marked with 'F' are inverse frequency versus time, corresponding roughly to distance from the sun versus time. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://lep694.gsfc.nasa.gov/waves/ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of WIND MFI Bow Shock crossing times | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
The Bow Shock is the shock wave observed just upstream of the Earth's magnetosphere caused by the supersonic and super-Alfvenic solar wind ramming into the Earth's magnetosphere. (SuperAlfvenic refers to when the solar wind's speed exceeds a characteristic speed that depends on the solar wind's density and the interplanetary magnetic field strength.) The MFI team has provided a list of all WIND bow shock crossings. The event list provides a list of bow shock (BS) crossing times. For each crossing, the following times are given: The time of the last BS crossing as the spacecraft was leaving the Earth magnetosheath. The first full hour which has only unshocked solar wind data in it. The last full hour which still contains interplanetary magnetic field data. The time of the 1st BS crossing on the way into the Earth magnetosphere. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||
List of Interplanetary Shocks identified by the WIND MFI instrument. | ||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||
This list contains the times of interplanetary shocks identified by the WIND MFI instrument. (Note that there was provision for the type of shock and driver in the list, but these fields have no data so the list only contains times.) | ||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
List of Magnetic Cloud events observed by the WIND MFI instrument. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
A magnetic cloud is a transient ejection in the solar wind defined by relatively strong magnetic fields, a large and smooth rotation of the magnetic field direction over approximately 0.25AU at 1AU, and a low proton temperature [Burlaga et al., 1981]. Magnetic clouds are ideal objects for solar-terrestrial studies because of their simplicity and their extended intervals of southward and northward magnetic fields [Burlaga et al., 1990] The table consists of estimated start and end times that were estimated by a magnetic field model [Lepping et al., 1990] that assumes that the field within the magnetic cloud is force free, i.e., so that the electrical current and the magnetic field are parallel and proportional in strength everywhere within its volume. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://wind.nasa.gov/mfi/mag_cloud_pub1.html#table | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Common flares observed by Yohkoh/SXT and TRACE. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list is compiled from the Yohkoh flare directories at ISAS as maintained by Mr. Sawa and the online TRACE catalog generated by SSW. In the following table, click a line under 'SXT PFI file' (leftmost column) for a plot of GOES/HXT light curves and SXT/TRACE data coverage. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://www.lmsal.com/nitta/sxt_trace_flares/list.html | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Purpose: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Flare list from the Yohkoh Hard X-ray Telescope | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Description | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
This list contains all solar flares recorded with Yohkoh HXT during the interval be- tween October 1, 1991 and December 14, 2001. The HXT is a hard X-ray imager of the Fourier-synthesis type, consisting of 64 mod- ulation subcollimators. Each modulation subcollimator is equipped with a small NaI(Tl) scintillator and photomultiplier tube, and measures a modulated photon count. A set of the 64 photon counts, transmitted from the satellite to the ground, is converted into an image by image synthesis procedures. The main characteristics of HXT are summarized below: i) Simultaneous imaging in four energy bands, namely, the L-band (13.9 - 22.7 keV), M1-band (22.7 - 32.7 keV), M2-band (32.7 - 52.7 keV), and H-band (52.7 - 92.8 keV). Ii) Angular resolution of about 5 arcsec with a wide field of view covering the whole Sun. Iii) Basic temporal resolution of 0.5 s. Iv) High sensitivity with an effective area of about 60 cm2. The events in the list also include the position of the X-ray flare and the Wide Band Spectrometer (WBS) data provided in the electronic supplementary material to the paper of Sato et al, 2006, Solar Physics, 236, p351. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Caveats | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Note that due to orbit there is not 24 hour coverage. In the Yohkoh operation, the observation mode is automatically controlled by the onboard Data Processor, and intense flares trigger the so-called Flare mode. Weak fl ares, however, are recorded in the Quiet mode without triggering the Flare mode. Since only the L-band count rate is recorded in the Quiet mode, flares sometimes lack the M1-, M2-, and H-band count rates. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Acknowledgement/References | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
http://gedas22.stelab.nagoya-u.ac.jp/HXT/catalogue/image_html/all_images.html | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Parameters: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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