Tormenta Solar 24 de diciembre 2015: Buena, linda NAVIDAD

Luna llena de Navidad: Santa puede apagar su linterna. ¿Por qué? Porque la Luna estará llena en Navidad. La última vez que cayó de la luna llena el 25 de diciembre fue 1977, y no sucederá otra vez hasta 2034. Esto hace que la luna llena de Navidad de 2015 un acontecimiento raro. Disfrutar de la Luna de vacaciones.

 

Solar wind
speed: 500.8 km/sec
density: 4.9 protons/cm³Updated: Today at 1215 UT

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

 

 

X-ray Solar Flares
6-hr max: C5 0616 UT Dec24
24-hr: M1 0212 UT Dec24                               
Updated: Today at: 1200 UT

 

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

 

Como la energía magnética se libera en, partículas, como electrones, protones y núcleos pesados, se calienta y se acelerán en la atmósfera solar. La energía liberada durante una llamarada es típicamente 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 otra parte, es menos de una décima parte de la energía total emitida por el Sol cada segundo.

 

Hay típicamente tres etapas a una llamarada solar. Primero 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 se aceleran a energías superiores a 1 MeV. Durante la etapa impulsiva, se emiten ondas de radio, duro rayos x y rayos gamma. La gradual acumulación y descomposición de los rayos x blandos pueden detectarse en la tercera, etapa de decaimiento. La duración de estas etapas puede ser tan corto como unos pocos segundos o tan larga como una hora.

 

 

 

Llamaradas solares se extienden por la capa del Sol llamada la corona. La corona es la atmósfera exterior del Sol, que consiste en gas altamente enrarecido. Normalmente, este gas tiene una temperatura de algunos millones de grados Kelvin. Dentro de una llamarada, la temperatura típicamente 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 los rayos x blandos, como en la imagen de arriba. Observar que la corona no es uniformemente brillante, pero se concentra alrededor del Ecuador solar en características en forma de lazo. Estos lazos brillantes se encuentran dentro y conectan las áreas de fuerte campo magnético llamado regiones activas. Las manchas solares se encuentran dentro de estas regiones activas. Las erupciones solares ocurren en las regiones activas.

La frecuencia de las llamaradas coincide con el ciclo de once años del Sol. Cuando el ciclo solar está en un mínimo, las regiones activas son pequeñas y raras y se detectan pocas llamaradas solares. Éstos aumentan en número como el Sol acerca a la parte máxima de su ciclo.

 

Una persona no puede ver una llamarada solar por simplemente mirando el Sol (nunca mirar directamente al sol! OJO SE PUEDE DAÑAR.) Las llamaradas son difíciles de ver contra la emisión brillante 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 las emisiones ópticas de las llamaradas se pueden observar con telescopios en la Tierra. Las emisiones energéticas tales como rayos x y rayos gamma requieren telescopios ubicados en el espacio, ya que estas emisiones no penetran en la atmósfera terrestre.

 

 

La Mancha Solar AR2473 tiene un campo magnético de 'beta-gamma' que alberga energía para fuertes Llamaradas solares de clase M. Crédito: SDO/HMI

 

Número de Manchas Solares: 63 (Ha aumentado pero es bajo) según: R = k (10g + s), donde R es el número de manchas solares; g es el número de grupos de manchas solares sobre 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 (binoculares, telescopios espaciales, etc.). Los científicos combinan los datos de una gran cantidad de observatorios, cada uno con su propio factor k--para llegar a un valor diario.

 

The Radio Sun10.7 cm flux: 134 sfuUpdated 24 Dec 2015

 

La emisión de radio del Sol a una longitud de onda de 10,7 centímetros (a menudo llamado "el flujo de 10 cm") se ha encontrado para correlacionar con el número de manchas solares. Número de manchas solares se define desde la cuenta del número 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 equipos y técnicas de los observatorios. Por otra parte, la radio a 10,7 centímetros se puede medir relativamente fácilmente y rápidamente y ha sustituido el número de manchas solares como un índice de actividad solar para muchos propósitos.

 

El flujo de 10 cm puede ser utilizado como un índice diario o promediado 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 flijo de 10 cm f y el número de manchas 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 diagrama del número promedio mensual de manchas solares contra el flujo solar promedio mensual 10 centímetros para datos entre 1947 y 1990. La correlación entre estas cantidades es evidente pero hay todavía considerable dispersión incluso para valores mensuales promedio.

 

Las siguientes ecuaciones son útiles para convertir entre flujo de 10 cm (F) y el número de manchas solares (R). Las ecuaciones son válidas en un estadístico (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

 

Planetary K-index
Now: Kp= 2 quiet
24-hr max: Kp= 4 unsettled

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

 

En este artículo se nos explica brevemente algunas de las ideas detrás de la Asociación de la aurora con la actividad geomagnética y un poco sobre cómo funciona el 'Índice de K' o 'factor K'. La aurora se entiende para ser causada por la interacción de partículas de alta energía (generalmente electrones) con átomos neutros en la alta atmósfera terrestre. Estas partículas de alta energía pueden 'excitar' (colisiones) electrones de Valencia enlazados al átomo neutro. El electrón 'excitado' puede 'se emocionan' y vuelve a su estado inicial, baja energía, pero en el proceso que libera un fotón (una partícula de luz). El efecto combinado de muchos fotones liberándose de muchos resultados de átomos en la pantalla de 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 sí misma. Sin embargo, la idea básica es que el campo magnético terrestre (digamos el campo geomagnético) está respondiendo a un disturbio de propagación exterior del Sol. Como el campo geomagnético se ajusta a este disturbio, diversos componentes del campo de la Tierra cambian de forma, liberación de energía magnética y acelerando las partículas cargadas a altas energías. Estas partículas, que se cargan, 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 neutra y el mecanismo de la auroral comienza.

 

La perturbación del campo geomagnético se puede medir también mediante un instrumento llamado un magnetómetro. En nuestro centro de operaciones que recibimos datos del magnetómetro de docenas de observatorios en intervalos de un minuto. Los datos se recibieron en o cerca de 'tiempo real' y nos permiten hacer un seguimiento de la situación actual de las condiciones geomagnéticas. Para reducir la cantidad de datos que nuestros clientes tienen que tratar con nosotros convertir los datos del magnetómetro en índices de tres horas que es 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 a un día tranquilo) en el campo geomagnético en un intervalo de tres horas.

 

El índice K, por tanto, se actualiza cada tres horas y la información está a su disposición para sus clientes tan pronto como sea posible. El índice K está también necesariamente ligado a un Observatorio geomagnético específico. Para lugares donde hay no hay observatorios, uno sólo puede estimar cuál sería el índice de local K al mirar los datos desde el Observatorio más cercano, pero esto estaría sujeto a algunos errores de vez en cuando porque actividad geomagnética no siempre es espacialmente homogénea. Otro elemento de interés es que la ubicación de la aurora generalmente cambios de latitud geomagnética como la intensidad de los cambios de tormenta geomagnética. La ubicación de la aurora a menudo toma una forma de ' oval' y se llama apropiadamente el óvalo auroral. Un útil mapa de la ubicación aproximada del óvalo auroral como una función del índice Kp fue publicada en junio de 1968 . El índice Kp se deriva a través de un algoritmo que esencialmente un promedio de los índices K de varias estaciones. Tenga en cuenta que como una tormenta se hace más intenso, el borde de la frontera auroral típicamente se mueve para bajar latitudes.

 

Para mayor información le recomendamos un par de libros para usted. Un texto viejo, pero clásico es la Aurora Polar, Oxford University Press, 1955, por Störmer. Un texto más moderno es la física del espacio Plasmas, 1991, por George Parks. Si usted está interesado en informes en tiempo real de la actividad geomagnética que haga uso de nuestros servicios de 24 horas/día, 7 días/semana. Contamos con una dirección de la página de internet (/) y un mensaje grabado que se actualiza cada tres horas o como actividad principal ocurre (303-497-3235). También puede comunicarse con nosotros al 303-497-3204. Esperamos que encuentres esta información útil. Si tiene más preguntas por favor no duden en dejarnos saber.

 

 ¡Mucha suerte! Chris Balch (del cbalch@sec.noaa.gov)

 

 

Interplanetary Mag. Field
B_total: 7.1 nT
B_z: 3.1 nT north Updated: Today at 1219 UT

 

El campo magnético interplanetario

Viene del sol!

 

Durante el mínimo solar campo magnético del Sol, como la Tierra, se asemeja al 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. El Campo magnético de la tierra es 100 veces más débil.

 

Durante los años alrededor del máximo solar (2000 y 2001 son buenos ejemplos) la pimienta de manchas, la cara de las manchas solares del Sol son lugares donde intensos bucles magnéticos--cientos de veces más fuerte que el campo del dipolo ambiente--se asoman a través de la fotosfera. Los Campos magnéticos de manchas solares abruman el dipolo subyacente; como resultado, el campo de 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 solarlo lleva en todo el sistema solar. Hacia fuera entre los planetas que llamamos campo de magnético del Sol el "campo magnético interplanetario" o "IMF." Porque el Sol rota (una vez cada 27 días) el IMF tiene una forma en espiral--nombre de la "espiral de Parker" el científico que primero lo describió.

 

 

Arriba: Steve Suess (NASA/MSFC) preparó esta figura, que muestra la espiral magnética del Sol desde un punto de vista ~ 100 UA del Sol

 

La tierra tiene un campo magnético, también. Forma una burbuja alrededor de nuestro planeta llamada 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). Campo magnético de la tierra y el IMF entra en contacto en la magnetopausa: un lugar donde la magnetosfera se encuentra con el viento solar. El Campo magnético de la Tierra señala el norte en la magnetopausa. Si el IMFI apunta al sur, los científicos de un estado llaman "Bz al sur"--entonces el IMF puede cancelar parcialmente el campo magnético terrestre en el punto de contacto.

 

"Cuando Bz al sur, es decir, frente al 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 en el viento solar", o del viento solar a la Tierra. Bz hacia la del sur ha de abrir una puerta a través de la cual la energía del viento solar puede alcanzar la atmósfera de la tierra!

 

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.

 

 

"Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams."

 

Traducción: El Quelonio Volador