► Monitorización: Actualización y previsión 02-03 de Noviembre de 2016.

Actividad Solar en el Disco solar frontal (geoefectivo)

Imágenes actualizadas el 02 de Noviembre. 10:20 GTM. Comenzamos por 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, y 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.

latest_1024_0171

Podemos observar bucles magnéticos coronales, arcos de plasma 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.

latest_1024_0304

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 Cº.

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.

latest_1024_hmiic

En ella observamos la única región activa que actualmente nos circunda frontalmente, numerada AR 12605, y la región activa decaída a Plage (Señalada con símbolo amarillo) 12604. Las regiones denominadas Plage (Playa en Francés), son regiones que han desvanecido sus manchas solares y solo quedan las fáculas que conforman la región con un brillo destacado en las áreas que ocupan.   Su actividad, pese a la complejidad en su estructura magnética menguante y decaída , mantiene sus bucles magnéticos coronales, por lo que no se descartan que en estas regiones Plage, hayan reconexiones magnéticas en sus filamentos que puedan fulgurar y  asociar alguna eyección de masa coronal.

No se observan la aparición de nuevas regiones candidatas.

Regiones Activas

Hacemos zoom en distintos canales de observación para una evaluación básica de las regiones activas, donde podemos observar la fuerza en la estructura magnética de las manchas solares que las conforman, pues estas estructuras pueden ser diversas unas de otras, y algunas son más propensas a producir fulguraciones que otras. Las características de las manchas solares   también se clasifican  para estudiar y registrar la configuración y distribución del grupo de manchas solares, y como se desarrollan desde su aparición hasta su decadencia y desvanecimiento. El número de manchas solares también forma parte de los registros, como el tamaño la ubicación y su actividad de emisión de fulguraciones.

Imágenes de  AR 12604 con su estructura magnética común (Beta). La región continúa decayendo en su número de manchas y en el tamaño de la región. Su actividad a sido baja, con una leve fulguración B 1.8 ayer 1 de Noviembre.

2605a2

Previsión de  actividad en las regiones activas: AR 12605, Pronóstico  de estabilidad y baja actividad en su tránsito geoefectivo. Posibilidad de fulguraciones leves B. y posibilidad muy baja de fulguraciones  leves C.

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

xraybl

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

swx-overview-small

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.

latest_1024_0193pfss

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:

2016-11-01_100316_2016-11-02_100316

Previsión del medio interplanetario: Sin el dominio actual de agujero coronal en la zona de influencia geoefectiva, la velocidad en la corriente del viento solar remanente quedará sostenida entre los 300Km/s y 400Km/s (Velocidad normal), manteniendo los parámetros de la magnetosfera en tranquilidad.

Solo en condiciones geomagnéticas favorables (componente Bz marcado Sur. El valor Bz es perpendicular a la eclíptica, creado por las perturbaciones en el viento solar, cuanto más al sur esté marcado, más favorables serán las condiciones geomagneticas para el flujo de partículas del viento solar y su afectación  en la atmósfera planetaria), estimamos que entre el día de hoy 02 de Noviembre y mañana 03 de Noviembre,  periodos máximos de índice Kp 3. (Sin tormenta. Campo geomagnético intranquilo.  Posible observar auroras (boreales y australes) en lugares ubicados en latitudes altas. 60.4º).

Referencia de Latitud planetaria para Aurora:

molde-3

Modelos de Ionosfera para el pronóstico de observación de óvalos de Aurora en ambos hemisferios:

nort

sur

Detección de Eyección de masa coronal (CME)

Eyección de masa coronal, a través del coronógrafo LASCO C2 del observatorio SOHO. Sistema de detección SEEDS / Sistema de detección CACTus.

cme

La imagen muestra una leve y común CME asociada a una erupción de filamento observada 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.

20161102_095530_n7eua_195

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 activas AR 12602 y AR 12603 procedentes del disco solar frontal, continúa muy baja y con tendencia  decadente en ambas.

Detección de Eyección de masa coronal (CME) en el disco solar posterior

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

20161101_1524_seeds

CME asociada a una erupción de filamento en el disco solar posterior el pasado 01 de Noviembre. Sin afectación a la Tierra.

Registro de detección de la sonda Ahead para las SEP  (Solar energetic particles) en el viento solar.

impact_a_5m_7d

Parámetros del viento solar registrados por la sonda Ahead.

mag_plastic_a_5m_7d

El agujero coronal transecuatorial que transita el disco solar posterior domina la corriente del viento solar recibida por el satélite Ahead, reflejado en la curva de incremento de velocidad, que de momento lo está llevando entre velocidades moderadas y altas (más de 750Km/s).

Posición actual de las sondas Ahead y Behind respecto a la Tierra. Recordamos que la sonda Behind permanece en espera para su recuperación. Ahead aporta actualmente los datos e imágenes del disco solar posterior.

Plot of spacecraft positions

Finalmente les dejamos como imagen destacada la pasada erupción de filamento observado en el suroeste del disco solar posterior, cuya eyección de masa coronal asociada al evento hemos comentado anteriormente.

vfb

Para nuevos eventos destacados o alertas, se emitirán publicaciones informativas.
——————————————————————————————————————————————
¿Quieres saber más sobre meteorología espacial?:
Meteorología espacial, noticias, vídeos y eventos, visitar nuestra web:

www.meteorologiaespacial.es

http://blog.meteorologiaespacial.es

https:/www.youtube.com/channel/UCeHWhAThzcy_IPEudFH7fkQ

(+) Principiantes:
http://blog.meteorologiaespacial.es/…/la-meteorologia-espa…/
(++) Básico:
http://www.meteorologiaespacial.es/meteo…/fenomenos-solares/
(+++) Avanzado:
http://blog.meteorologiaespacial.es/…/entender-y-predecir-…/

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.