► Monitorización: Actualización y previsión 31 de Octubre-01 de Noviembre de 2016.

Actividad Solar en el Disco solar frontal (geoefectivo)

Imagen de hoy 31 de Octubre 06:36 GTM de la corona del  disco solar frontal. Esta imagen está expuesta en una longitud de onda de 171 Angstroms (Angstrom es la unidad  empleada principalmente para expresar las longitudes de onda en el espectro electromagnético), del ultra violeta extremo. Con  este tipo de imagen, podemos observar la actividad en la corona solar (La corona solar es la capa más externa del Sol. El plasma que la conforma se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen en la cromosfera, con una temperatura de más de 2.000.000 ºC).

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En ella podemos observar bucles magnéticos coronales, arcos que se extienden fuera del Sol, donde el plasma se mueve a lo largo de líneas de campo magnético. Las áreas más brillantes que se observan aquí, son lugares donde el campo magnético está cerca de la superficie y es muy fuerte.

La Cromosfera Solar

Nos adentramos hasta la Cromosfera. Para observar esta capa con detalle, se usa la longitud de onda de 304 Angstroms. Esta capa,  va de 3.000 a 5.000 kilómetros de profundidad y su   temperatura se incrementa desde los aproximadamente 3.500 ºC  hasta más de 34.000 ºC en el límite exterior de transición con la corona solar.

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En ella podemos observar  las espículas,  y con mejor detalle las zonas donde se ubican las más frías y densas extensiones de nubes de plasma (filamentos y protuberancias), las cuales destacamos en color blanco. Estas estructuras son susceptibles de desprenderse y eyectarse, asociando (en algunos casos) una eyección de masa coronal (CME). Una eyección de masa coronal, es una inmensa nube de plasma acompañada de una onda de coque que liberan enormes cantidades de materia, y  que puede viajar a más de un millón de Kilómetros por hora. Sus partículas magnetizadas lanzadas al espacio consisten principalmente en electrones y protones. Dicho evento se vigila con celo por su posible afectación (dependiendo del ángulo, trayectoria, velocidad, densidad) en nuestro planeta.

La Fotosfera solar

La siguiente capa hacia el interior del sol a observar es la Fotosfera, como su nombre indica, es la zona donde se emite la luz visible del Sol y prácticamente toda la energía radiante que la estrella envía al espacio.  Esta capa de plasma  se halla sometida a fuertes presiones, y tiene unos  300 km de espesor, con una temperatura de unos 5.500 grados Celsius.

En ella buscamos la aparición de manchas solares (Las manchas solares son  regiones del Sol que tienen una temperatura más baja que sus alrededores, pero con una intensa actividad magnética, contribuyendo  a formar las regiones activas, cuya actividad puede afectar a nuestro planeta dependiendo de su intensidad) y fáculas (zonas brillantes que se forman en los cañones situados entre los gránulos solares producidas por las concentraciones de líneas de campo magnético). Ambos fenómenos nos indican las zonas donde la actividad magnética es extraordinariamente fuerte, y propensa a convertirse en regiones activas del sol, las cuales pueden colapsar y emitir una liberación súbita e intensa de radiaciónes electromagnéticas, lo que llamamos fulguraciones, y estas, también pueden asociar  eyecciones de masa coronal (CME).

A través de las imágenes en HMI coloreado (Helioseismic and Magnetic Imager) podemos observar con definición la fotosfera.

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En ella observamos la única región activa que actualmente nos circunda, numerada AR 12604.

Una nueva región candidata señalada con símbolo rojo, está desarrollando grupos de manchas solares, si continúa su desarrollo, conformará una estructura magnética suficientemente fuerte para ser la próxima nueva región activa en las próximas horas. En expectativa de su evolución.

AR 12604, comienza a decaer, menguando su tamaño y desvaneciendo sus manchas solares, dejando solo sus fáculas como indicativo de su actividad magnética.

Regiones Activas

Zoom en distintos canales de observación básica de las regiones activas, donde podemos observar la fuerza en la estructura magnética que los conforman, la clase y números de manchas solares que componen las regiones activas, el tamaño la ubicación y su registro de emisión de fulguraciones.

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Zoom a AR 12604, con una estructura magnética simple la cual hasta el momento no ha emitido ninguna fulguración.

Previsión de  actividad en las regiones activas: AR 12604, Pronóstico  de estabilidad y baja actividad en su tránsito geoefectivo. Posibilidad de fulguraciones leves B.

Registro de actividad solar en regiones activas, reflejado en el flujo emitido de rayos X, y Protones.

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Categoría de  afectación en la intensidad de las fulguraciones solares. Apagones de radio (RADIO BLACKOUTS) / Tormentas de radiación.

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Agujeros Coronales

Volvemos a la corona solar, con la imagen en longitud de onda de 193 angstroms. En este canal podemos observar mejor la diferencia en la temperatura del plasma, ayudando a perfilar los agujeros coronales que transitan en el disco solar. Los agujeros coronales son regiones del campo magnético solar, en que las líneas de campo magnético están abiertas, es decir, en vez de cerrarse volviendo a conectarse con zonas de polaridad opuesta y conducir nuevamente las partículas a la superficie solar, estas quedan abiertas dispersando estas partículas al espacio interplanetario, constituyendo una fuente de viento solar reforzado. Su dominio determina la influencia en el viento solar y en la afectación a la magnetosfera terrestre, provocando tormentas geomagnéticas. También se añaden las líneas del campo magnético PFSS (Potential Field Source Surface) para distinguir las lineas de campo magnético abiertas y ayudar en el pronóstico.

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En color blanco resaltamos la extensión de los agujeros coronales. En color amarillo (basándonos en la espiral de Parker), detallamos aproximadamente la zona de influencia máxima actual en el viento solar, del agujero coronal que se observe adentrado en ella.

Medio interplanetario. Viento Solar e Índice Kp.

En la siguiente gráfica se muestran parámetros del viento solar actual. Velocidad y densidad. Los componentes del campo magnético interplanetario, como el componente Bz (valor Bz es perpendicular a la eclíptica, creado por las perturbaciones en el viento solar, cuanto más Sur este marcado, más favorables serán las condiciones en el viento solar para la afectación en la magnetosfera terrestre). y el componente Bt (indica la intensidad total del campo magnético interplanetario). Y el índice Kp (Indica la perturbación del campo geomagnético a nivel planetario en una escala entre Kp 0 y Kp9 según intensidad) como referente de la tormentas geomagnéticas.

Indicadores Kp: Kp 0. Sin tormenta. Campo geomagnético inactivo. Kp 1. Sin tormenta. Campo geomagnético muy tranquilo. Kp 2. Sin tormenta – Campo geomagnético tranquilo. Kp  3.  Sin tormenta.  Campo geomagnético intranquilo. Kp 4. Sin tormenta. Campo geomagnético activo. Kp 5. (G1).Tormenta geomagnética menor. Kp 6. (G2) Tormenta geomagnética moderada. Kp 7. (G3) Tormenta geomagnética mayor o fuerte. Kp 8. (G4). Tormenta geomagnética severa. Kp 9. (G5) Tormenta geomagnética extrema.

Parámetros actuales del viento solar y su afectación:

Previsión del medio interplanetario: Nos abandona el dominio actual del agujero coronal  transecuatorial, que mantenía la velocidad en la corriente del viento solar entre los 500Km/s y 600Km/s (Velocidades moderadas), mengunado su afectación en los próximos días.

En condiciones geomagnéticas favorables, estimamos entre el día de hoy 31 de octubre y mañana 1 de Noviembre,  periodos máximos de Kp 4. (Sin tormenta. Campo geomagnético activo.  Posible observar auroras (boreales y australes) en lugares ubicados hasta en latitudes medias).

Referencia de Latitud planetaria para Aurora:

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Modelo en Ionosfera para pronóstico de observación de óvalos de Aurora en ambos hemisferios:

Eyección de masa coronal (CME)

Eyección de masa coronal destacada, a través del coronógrafo LASCO C2 del observatorio SOHO, y el sistema de detección SEEDS.

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La imagen muestra una leve y común CME asociada a una erupción de filamento en el disco solar posterior. La trayectoria NO es geoefectiva (sin afectación a la Tierra).

Actividad Solar en el Disco Solar posterior

Imagen de la corona solar del disco solar posterior expuesta en longitud de onda de 195 Angstroms, poniendo en relieve la atmósfera exterior del Sol. La versatilidad de este canal, nos permite observar fulguraciones, las diferencias térmicas del plasma. regiones  activas, erupciones solares y eyecciones de masa coronal apareciendo con más brillo. Las áreas oscuras, son los agujeros coronales.

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La traza blanca corresponde a la zona del limbo Este, la cual  ya puede ser observada la actividad desde la tierra y los satélites  que nos orbítan.

La actividad en las regiones procedentes del disco solar frontal, es muy baja. AR 12602 continua menguando actividad y tamaño, sin destacar más actividad.

Eyección de masa coronal (CME)

Eyección de masa coronal destacada, a través del coronógrafo COR2  del observatorio Ahead de STEREO, y el sistema de detección SEEDS.

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CME asociada a erupción de filamento en el disco solar posterior el pasado 30 de Octubre a las 23:44 UT.  (sin afectación a la Tierra).

Registro de detección de la sonda Ahead para las SEP  (Solar energetic particles), se observa la onda de choque de la CME asociada a la última fulguración del 26 de Octubre, y la vuelta a parámetros de normalidad en las partículas del viento solar.

Parámetros del viento solar registrados por la sonda Ahead.

El agujero coronal del disco solar posterior comienza a dominar la corriente del viento solar recibida por el satélite Ahead, reflejado en la curva de incremento de velocidad y temperatura del viento solar.

Posición actual de las sondas Ahead y Behind, (recordamos que Behind permanece en espera para su recuperación) Ahead aporta actualmente todos los datos e imágenes del disco solar posterior.

Plot of spacecraft positions

Finalmente dejamos como imagen destacada el pasado eclipse Solar en Satélite observatorio SDO (Solar Dynamics Observatori) causado por el tránsito de la Luna.

Para nuevos eventos destacados o alertas, se emitirán publicaciones informativas.
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