Tormenta Solar 01-02-14: Moderada y creciendo...

CME entrante, posibilidad de tormentas: Gran mancha solar AR1967 craquelada con las llamaradas solares y CMEs del lanzamiento al espacio. Hasta ahora la mayor CME que fue propulsada lejos del sol el 30 de enero por una explosión clase M6 en pabellón magnético de las manchas solares. Se espera llegar a la tierra el 2 de febrero:

La explosión no fue la escuadra directamente dirigida a la  Tierra. Por el contrario, resultará en un golpe al campo magnético de nuestro planeta. Los pronosticadores de NOAA estiman un 45% de probabilidad de tormentas geomagnéticas polares cuando la nube llega el domingo. Los observadores del cielo de alta latitud deben estar alerta de auroras.

 

Solar wind
speed: 330.0 km/sec
density: 1.7 protons/cm³Updated: Today at 1037 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 en que se transmite a la Tierra desde la nave ACE y divulgado por el centro de entorno espacial de NOAA. La situación del ACE en el punto de libración de L1  entre la Tierra y el Sol permite a la nave dar una hora avanza advirtiendo de la inminente actividad geomagnética.

 

 

 

 

 

X-ray Solar Flares
6-hr max: M3 0723 UT Feb01
24-hr: M3 0723 UT Feb01
 Updated: Today at: 1000 UT

 

¿Qué es una llamarada Solar?

Una llamarada se define como una variación súbita, rápida e intensa en brillo. Una llamarada solar se produce cuando de repente se libera energía magnética que se ha acumulado en la atmósfera solar. La radiación se emite a través de prácticamente todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio en el extremo de onda larga, a través de emisión óptica de rayos x y rayos gamma en el extremo de onda corta. La cantidad de energía liberada es el equivalente de millones de megatones 100 bombas de hidrógeno explotando al mismo tiempo! La primera erupción solar registrada en literatura astronómica estaba en 01 de septiembre de 1859. Dos científicos, Richard C. Carrington y Richard Hodgson, independientemente estaban observando las manchas solares en el tiempo, cuando vieron una gran llamarada de luz blanca.

Como la energía magnética es liberada, partículas, incluyendo los electrones, protones y núcleos pesados, se calienta y aceleradas en la atmósfera solar. La energía liberada durante una llamarada suele ser del orden de 1027 ergios por segundo. Grandes llamaradas pueden emitir hasta 1032 ergios de energía. Esta energía es diez millones de veces mayor que la energía liberada por una explosión volcánica. Por otro lado, es menos de una décima parte de la energía total emitida por el Sol cada segundo.

Normalmente hay tres etapas de una llamarada solar. En primer lugar es la etapa precursora, donde se desencadena la liberación de energía magnética. Emisión de rayos x blandos se detecta en esta etapa. En la etapa segunda o impulsiva, protones y electrones son acelerados a energías superiores a 1 MeV. Durante la etapa impulsiva, se emiten ondas de radio,  rayos x duros y rayos gamma. La acumulación gradual y decaimiento de rayos x blandos pueden detectarse en la tercera, etapa de decadencia. La duración de estas etapas puede ser tan corto como unos segundos o tan larga como una hora.

Las llamaradas solares se extienden a la capa del sol llamado la corona. La corona es la atmósfera exterior del Sol, que consta de gas altamente enrarecido. Este gas normalmente tiene una temperatura de unos pocos millones de grados Kelvin. Dentro de una llamarada, la temperatura normalmente llega a 10 o 20 millones de grados Kelvin y puede ser tan alta como 100 millones de grados Kelvin. La corona es visible en las radiografías suave, como en la imagen de arriba izquierda chica. Note que la corona no es uniformemente brillante, pero se concentra alrededor del Ecuador solar en funciones en forma de bucle. Estos lazos brillantes se encuentran dentro y conectan áreas de fuerte campo magnético llamado las regiones activas. Las manchas solares se encuentran en estas regiones activas. Las llamaradas solares se producen en las regiones activas.

 

La frecuencia de erupciones coincide con el Sol y sus ciclos de once años. Cuando el ciclo solar es mínimo, las regiones activas son pequeñas y raras y algunas llamaradas solares son detectadas. Éstos aumentan en número como el Sol acerca a la máxima parte de su ciclo. El Sol alcanzará su máximo siguiente en el año 2011, más o menos un año.

 

La frecuencia de erupciones coincide con el sol del ciclo de once años. Cuando el ciclo solar es mínimo, las regiones activas son pequeños y raros y algunas llamaradas solares son detectadas. Éstos aumentan en número como el sol acerca a la máxima parte de su ciclo. El sol alcanzará su máximo siguiente en el año 2013, más o menos un año.

 

Una persona no puede ver una llamarada solar por simplemente mirando el Sol (Nunca mire directamente en el sol! DAÑO OCULAR PUEDE RESULTAR). Las llamaradas en realidad son difíciles de ver contra la emisión luminosa de la fotosfera. En cambio, los instrumentos científicos especializados se utilizan para detectar las firmas de la radiación emitidas durante una llamarada. La radio y emisiones ópticas de bengalas pueden observarse con telescopios en la tierra. Las emisiones energéticas tales como rayos x y rayos gamma requieren telescopios situados en el espacio, puesto que estas emisiones no penetran en la atmósfera terrestre.

 

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 breve radio que afectan a las regiones polares de la Tierra. Las tormentas de radiación menor siguen a veces 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

Class	Peak (W/m2)between 1 and 8 Angstroms
B	I < 10-6
C	10-6 < = I < 10-5
M	10-5 < = I < 10-4
X	I > = 10-4

 

 

01 de febrero 2014

La mancha solar AR1967  tiene un campo magnético 'beta-gamma-delta' que alberga la energía para las llamaradas solares clase X. Crédito: SDO/HMI

 

The Radio Sun10.7 cm flux: 166 sfuUpdated 01 Feb 2014

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. El número de manchas solares se define de 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 más de un mes o un año aunque a veces se hace un promedio de 90 días.

 

Aunque el flujos de 10 cm y  el número de mancha solar, 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.

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

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

where F_D = F - 67.0

Material prepared by Richard Thompson

Planetary K-index
Now: Kp= 1 quiet
24-hr max: Kp= 1 quiet

Relación entre Kp y la Aurora

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 para ser causado 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 de aurora que ves.

Izquierda: 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 que se mueve hacia el sur.

 

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 de la propagación del Sol. Como el campo geomagnético se ajusta a este disturbio, diversos componentes del campo de la Tierra cambian 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 neutral de la Tierra  y el mecanismo auroral comienza.

 

La perturbación del campo geomagnético también puede medirse con un instrumento llamado magnetómetro. En nuestro centro de operaciones que recibimos datos magnetómetro 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 no hay observatorios, uno sólo puede estimar cuál sería el índice K local analizando datos desde el Observatorio más cercano, pero esto sería sujeta 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 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)

Oval Auroral actual:

Antártida

Nueva Zelandia

Norte de América

Europa













Interplanetary Mag. Field
B_total: 3.5 nT
B_z: 1.1 nT south Updated: Today at 1037 UT

El campo magnético interplanetario

Se trata del sol!

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". 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 en la cara de las manchas del Sol son lugares donde se producen 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, se convierte en enredado y complicado campo magnético del Sol cerca de la superficie de la estrella.

 

El campo magnético del Sol no está confinado a las inmediaciones de nuestra estrella. El viento solar lo lleva a 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.

 

Izquierda: Steve Suess (NASA/MSFC) preparó esta figura, que muestra en espiral campo magnético del Sol un punto de vista ~ 100 AU del Sol. (Un UA la distancia de la Tierra al Sol)

 

La Tierra tiene un campo magnético, también. Forma una burbuja alrededor de nuestro planeta llamado la magnetosfera, que desvía ráfagas de viento solar. (Marte, 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 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.

 

Arriba: Magnetosfera de la Tierra. Desde el libro de física espacial de Oulu.

"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.

 

No hay ningún agujero coronales grandes en la cara del Sol que esté de frente a la Tierra. Crédito: SDO/AIA.

 

 

 

 

 

 

 

 

Traducción: El Quelonio Volador