Tormenta Solar: Explicaciones...

GRAN mancha solar de cara a la tierra: AR1890, una de las manchas solares más grandes de la corriente ciclo solar 24, se ha movido casi directamente hacia la Tierra. Esto plantea la posibilidad de erupciones geoeffective en los próximos días. Los pronosticadores de NOAA estiman un 45% de posibilidades de llamaradas de clase M y un 10% de probabilidad de X-bengalas el 7 de noviembre.

 

Solar wind
speed: 357.8 km/sec
density: 8.0 protons/cm³Updated: Today at 1517 UT

Los datos del viento solar (densidad del protón y velocidad) presentados se actualizan cada 10 minutos. Se derivan de la información en tiempo real transmite a la Tierra desde la nave ACE y divulgado por el centro de entorno espacial de NOAA. La situación del ACE en la libración de L1 punto entre la Tierra y el Sol permite a la nave dar con una hora de anticipo la alarma, advirtiendo de la inminente actividad geomagnética.

 

X-ray Solar Flares
6-hr max: M2 1425 UT Nov07
24-hr: M2 1425 UT Nov07                               
Updated: Today at: 1500 UT

 

La clasificación de las llamaradas solares de rayos-x

o "Sopa de Letras de llamarada Solar"

Una llamarada solar es una explosión en el Sol, que ocurre cuando la energía almacenada en campos magnéticos torcidos (generalmente por encima de las manchas solares) se libera repentinamente. Las llamaradas producen un estallido de radiación en el espectro electromagnético, desde las ondas de radio a los rayos x y rayos gamma.

Los científicos clasifican las llamaradas solares según su brillo de rayos x en la longitud de onda de la gama 1 a 8 Angstroms. Hay 3 categorías: llamaradas de clase X son grandes; son eventos que pueden desencadenar apagones de radio de todo el planeta y las tormentas de radiación de larga duración. Las llamaradas de clase M son de tamaño mediano; pueden causar apagones breves de radio que afectan a las regiones polares de la Tierra. Las tormentas de radiación menor siguen a veces a una llamarada de clase M. En comparación a los eventos de X - y M-class, llamaradas de clase C son pequeñas con pocas consecuencias notables aquí en la Tierra.

Esta figura muestra una serie de llamaradas solares detectadas por satélites de NOAA en julio de 2000:

La Gran Mancha Solar AR1890 tiene un campo magnético 'beta-gamma-delta' que alberga la energía para las llamaradas solares clase X. Crédito: SDO/HMI

 

 

 

 

 

 

 

 

Número de manchas solares: 148

Actualizado 07 de noviembre de 2013

El número de manchas solares

 

Los científicos rastrear ciclos solares contando las manchas solares--tamaño, planeta zonas frescas sobre el sol donde meter bucles magnéticos intensos a través de la superficie visible de la estrella.

 

Contando las manchas solares no es tan sencillo como parece. Supongo que has mirado al sol a través de un par de binoculares de baja potencia (debidamente filtrada)--podría ser capaz de ver dos o tres manchas grandes. Un observador mirando a través de un telescopio de alta potencia puede ver 10 o 20. Un potente Observatorio en el espacio podía ver aún más, digamos, 50 a 100. ¿Cuál es el número de manchas solares correcta?

 

Hay dos números oficiales de manchas solares de uso común. La primera, el diario "Boulder Sunspot número", se calcula por el centro de entorno espacial NOAA utilizando una fórmula ideada por Rudolph Wolf en 1848:

R=k (10g+s),

 

Donde R es el número de manchas solares; g es el número de grupos de manchas solares en el disco solar; s es el número total de puntos individuales en todos los grupos; y k es un factor de escala variable (generalmente < 1) que representa para la observación de las condiciones y el tipo de telescopio (prismáticos, telescopios espaciales, etc.). Los científicos combinan los datos de muchos observatorios--cada uno con su propio factor k — para llegar a un valor diario.

 

 

Anteriores: Números mancha solar internacional desde 1745 hasta el presente.

 

El número de Boulder es generalmente alrededor del 25% mayor que el segundo índice oficial, el "número de manchas solares internacional", publicado diariamente por el centro de datos de las influencias solares en Bélgica. Tanto la roca y los números internacionales se calculan de la misma fórmula básica, pero que incorporan datos de distintos observatorios.

 

Como regla general, si cualquiera de los números oficiales de manchas solares lo divides por 15, obtendrás el número aproximado de las manchas solares individuales visibles en el disco solar si miras el Sol mediante la proyección de su imagen en un plato de papel con un pequeño telescopio.

 

Spotless Days -

Días impecables

Current Stretch: 0 days
2013 total: 0 days (0%)
2012 total: 0 days (0%)
2011 total: 2 days (<1%)
2010 total: 51 days (14%)
2009 total: 260 days (71%)
Since 2004: 821 days
Typical Solar Min: 486 days

Update 07 Nov 2013

 

La Radio del sol

flujo de 10,7 cm: sfu 154

Updated 07 Nov 2013

 

 

 

 

El flujo Solar Radio diez centímetros

Las emisiones de radio procedentes del Sol en una longitud de onda de 10,7 centímetros (a menudo llamado "el flujo de 10 cm") se ha encontrado que se correlacionan bien con el número de manchas solares. Número de manchas solares se define de la cuentas de la cantidad de manchas solares individuales, así como el número de grupos de manchas solares y debe reducirse a una escala estándar teniendo en cuenta las diferencias en el equipo y técnicas entre observatorios. Por otro lado, el flujo de radio a 10,7 centímetros puede medirse relativamente fácil y rápidamente y ha reemplazado el número de manchas solares como un índice de actividad solar para muchos propósitos.

El flujo de 10 cm puede ser usado como un índice diario o promedió durante períodos más prolongados para trazar las tendencias en la actividad solar. Normalmente el flujo de 10 cm es un promedio de más de un mes o un año aunque a veces se hace un promedio de 90 días.

Aunque el flujo de 10 cm y el número de manchas solares, ambos indican actividad tienen escalas muy diferentes. Esto es evidente en la figura donde el flujo de 10 cm nunca cae debajo de un valor de aproximadamente 67 incluso durante el mínimo solar cuando el número de manchas solares es muy cercano a cero.

La figura es un complot del número promedio mensual de manchas solares contra el flujo solar mensual promedio 10 centímetros para datos entre 1947 y 1990. La correlación entre estas cantidades es evidente pero hay aún considerable dispersión incluso para los valores promedio mensuales.

Las siguientes ecuaciones son útiles para realizar la conversión entre flujo de 10 cm (F) y el número de manchas solares (R). Las ecuaciones son válidas en un estadística (es decir, un promedio) base.

F = R 67.0 + 0.572 + (0.0575 R) 2 - (0.0209 R) 3

R = 1.61 FD - (0.0733 FD) 2 + (0.0240 FD) 3

donde FD = F - 67.0

 

 

Material prepared by Richard Thompson Planetary K-index Now: Kp= 3 quiet 24-hr max: Kp= 4 unsettled

Arriba: Miles de observaciones, los científicos de la Universidad de Cornell han determinado incisos geográficas para los bordes meridionales de exhibiciones aurorales. Las curvas representan cuatro valores del índice planetario (Kp). Este índice aumenta, el borde meridional de la aurora se mueve hacia el sur.

 

En este artículo Brevemente explicaremos algunas de las ideas detrás de la Asociación de la aurora con actividad geomagnética y un poco sobre cómo funciona el 'Índice de K' o 'K-factor'. La aurora se entiende que son causadas por la interacción de partículas de alta energía (normalmente electrones) con los átomos neutrales en la atmósfera superior de la Tierra. Estas partículas de alta energía pueden 'excitar' (por colisiones) electrones de Valencia que están enlazados al átomo neutral. El electrón 'emocionado' puede 'de excitar' y volver a su estado inicial, baja energía, pero en el proceso libera un fotón (una partícula de luz). El efecto combinado de muchos fotones liberado de muchos resultados de átomos en la pantalla es la aurora que ves.

Los detalles de qué tan alto se generan partículas de energía durante tormentas geomagnéticas constituyen una disciplina entera de la ciencia espacial en su propio derecho. La idea básica, sin embargo, es que el campo magnético de la Tierra (digamos el 'campo geomagnético') está respondiendo a una perturbación exterior propagación del Sol. Como el campo geomagnético se ajusta a este disturbio, diversos componentes del campo de la Tierra cambian de forma, liberando energía magnética y acelerando las partículas cargadas a altas energías. Estas partículas, acusadas, se ven obligadas a transmitir a lo largo de las líneas del campo geomagnético. Algunos terminan en la parte superior de la atmósfera de la Tierra neutral y el mecanismo auroral comienza.

 

La perturbación del campo geomagnético también puede medirse con un instrumento llamado un magnetómetro. En nuestro centro de operaciones que recibimos datos de docenas de observatorios en intervalos de un minuto. La información es recibida en o cerca de 'tiempo real' y permite hacer un seguimiento de la situación actual de las condiciones geomagnéticas. Con el fin de reducir la cantidad de datos que nuestros clientes tienen que lidiar con convertir los datos de Magnetómetro en tres horas los índices que dan un cuantitativo, pero menos detallada medida del nivel de actividad geomagnética. La escala K-índice tiene un rango de 0 a 9 y está directamente relacionada con la cantidad máxima de fluctuación (en relación con un día tranquilo) en el campo geomagnético en un intervalo de tres horas.

El índice K por lo tanto se actualiza cada tres horas y la información está disponible para sus clientes tan pronto como sea posible. El K-index también necesariamente está ligado a un Observatorio geomagnético específico. Para lugares donde hay y no hay observatorios, uno sólo puede estimar cuál sería el índice K local analizando datos desde el Observatorio más cercano, pero esto sería sujeto a algunos errores de vez en cuando porque la actividad geomagnética no siempre es espacialmente homogénea. Otro tema de interés es que la ubicación de la aurora generalmente cambia latitud geomagnética como la intensidad de los cambios de la tormenta geomagnética. La ubicación de la aurora a menudo toma una forma ' oval' y se llama apropiadamente el óvalo auroral. Un útil mapa de la ubicación aproximada del óvalo auroral como una función del Kp-índice fue publicada en el junio de 1968 copiar Sky & telescopio (ver pág. 348). El índice Kp se deriva a través de un algoritmo que esencialmente promedia los K-índices de varias estaciones. Tenga en cuenta que una tormenta se hace más intensa, el borde de la frontera auroral típicamente se traslada a latitudes inferiores.

 

Para más información recomendamos un par de libros para ti. Un texto antiguo, pero clásico es la Aurora Polar, Oxford University Press, 1955, por Störmer. Un texto más moderno es la física de Plasmas espacio, 1991, por George Parks. Si usted está interesado en la comunicación en tiempo real de actividad geomagnética haga uso de nuestros servicios de 24 horas/día, 7 días/semana. Tenemos una dirección de página de internet (/) y un mensaje grabado que se actualiza cada tres horas o como actividad principal se produce (303-497-3235). También puede comunicarse con nosotros al 303-497-3204. Esperamos que encuentres esta información útil. Si tienes más preguntas no duden en avisarnos. ¡Mucha suerte! Chris Balch (cbalch@sec.noaa.gov)

 

Interplanetary Mag. Field
B_total: 5.6 nT
B_z: 1.4 nT north

Updated: Today at 1516 UT

 

 

 

Durante el mínimo solar campo magnético del Sol, como de la Tierra, se asemeja a la de un imán de barra de hierro, con grandes bucles cerrados cerca del Ecuador y las líneas de campo abierto cerca de los polos. Los científicos llaman un campo un "dipolo". El Campo dipolar del Sol es aproximadamente tan fuerte como un imán para el refrigerador, o 50 gauss. Campo magnético de la Tierra es 100 veces más débil. Durante los años máximo solar (2000 y 2001 son buenos ejemplos) manchas pimienta la cara de las manchas del Sol son lugares donde se meten los bucles magnéticos intensos--cientos de veces más fuerte que el campo del dipolo ambiente — a través de la fotosfera. Los campos magnéticos de manchas solares abrumar el dipolo subyacente; como resultado, el campo magnético del Sol cerca de la superficie de la estrella se convierte enredado y complicado. El Campo magnético del Sol no está confinado a las inmediaciones de nuestra estrella. El viento solar lo lleva por todo el sistema solar. Entre los planetas que llamamos campo magnético del sol del "campo magnético interplanetario" o "Del FMI". Porque el Sol gira (una vez cada 27 días) el FMI tiene una forma espiral, llamada la "espiral de Parker" después del científico que primero lo describió.

Arriba derecha: Steve Suess (NASA/MSFC) preparó esta figura, que muestra en espiral el campo magnético del sol un punto de vista ~ 100 AU del Sol.

La Tierra tiene un campo magnético, también. Forma una burbuja alrededor de nuestro planeta llamado la magnetosfera, que desvía ráfagas de viento solar. (Mars, que no tiene una magnetosfera protectora, ha perdido mucho de su atmósfera como resultado de la erosión del viento solar). El Campo magnético de la Tierra y el FMI entra en contacto en la Magnetopausa: un lugar donde la magnetosfera se encuentra con el viento solar. El Campo magnético de la Tierra apunta a la Magnetopausa norte. Si el FMI apunta hacia el sur--una condición los científicos llaman "Bz al sur", entonces el FMI puede cancelar parcialmente el campo magnético de la Tierra en el punto de contacto.

 

"Cuando Bz al sur, es decir, enfrente de campo magnético de la Tierra, los dos campos de enlace," explica Christopher Russell, profesor de Geofísica y física espacial en la UCLA. "Puede entonces seguir una línea de campo de Tierra directamente contra el viento solar", o del viento solar a la Tierra. Bz apuntando hacia el sur es abrir una puerta a través del cual la energía del viento solar puede llegar a la atmósfera terrestre.

Hacia el sur Bz a menudo anuncia auroras generalizadas, provocadas por ráfagas de viento solar o eyecciones de masa coronales que son capaces de inyectar energía en la magnetosfera de nuestro planeta.

Crédito: SpaceWeather

Traducción: El Quelonio Volador