► Monitorización: Actualización y previsión 06-07 de Noviembre de 2016.

Actividad Solar en el Disco solar frontal (geoefectivo)

Imágenes actualizadas el 06 de Noviembre. 09:37 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. En este canal 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.

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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, áreas más oscuras donde el plasma es más frio, y algún filamento. Las áreas más brillantes que se observan aquí, son lugares donde el campo magnético está cerca de la superficie y es muy fuerte.

La imagen destacada la extraemos del área 20º Sur del disco solar frontal, donde podemos observar los espectaculares nudos entrelazados de  filamentos magnéticos cerrando bucles y que reinan el sector, de más de 200.000 Kilómetros cuadrados.

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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  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 destacadas 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.

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En ella observamos las dos regiones activas que actualmente continúan circundando frontalmente, numeradas AR 12605 y Ar 12606. No se observa la formación 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 12605. Estructura magnética en (Beta). La región estabiliza su decaída, manteniendo sus dos manchas solares y su tamaño. Su actividad es baja, con una leve fulguración B 2.2 el 5 de Noviembre.

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Imágenes de  AR 12606. Estructura magnética en (Alpha). Permanece estable. Su actividad es muy baja, Sin fulguraciones registradas.

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Previsión de  actividad en las regiones activas: Para AR 12605 y AR 12606. Continuamos con el pronóstico para ambas de estabilidad y baja actividad en sus tránsitos geoefectivo. Posibilidad baja de fulguraciones leves B. y posibilidad muy baja de fulguraciones  leves C. Esta baja actividad en las regiones activas y en la formación de nuevas regiones, se ajusta al periodo de actividad previsto del ciclo solar actual.

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:

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Previsión en el medio interplanetario: Sin  dominio actual de agujero coronal en la zona de influencia geoefectiva, la velocidad en la corriente del viento solar remanente prevalece sostenida entre los 300Km/s  y 380Km/s, considerada velocidad normal, manteniendo los parámetros de la magnetosfera en el margen de tranquilidad.

Solo en condiciones geomagnéticas muy favorables (con el 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 06 de Noviembre y mañana 07 de Noviembre,  con tranquilidad, con 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:

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

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Detección de Eyección de masa coronal (CME)

Última Eyección de masa coronal observada el 05 de Noviembre, a través del coronógrafo LASCO C2 y C3 del observatorio SOHO. Sistema de detección SEEDS / Sistema de detección CACTus.

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La imagen muestra una  CME asociada a una erupción de filamento observada en el disco solar frontal que tuvo comienzo con un primer filamento eyectado la madrugada del 04 de Noviembre, seguido de dos erupciones de filamento más, una al norte y al noreste. Esta eyección de masa coronal asociada al evento, se ha concluido que es parcialmente geoefectiva, es decir, parte de su trayectoria afectará a la Tierra.

Imagen de los dos modelos de predicción de trayectoria y desarrollo de eyeccion de masa coronal  WSA-Enlil e ISWA. Estos nos indican la parcialidad en la afectación geoefectiva de esta CME. Se estima su llegada para el próximo 08 de Noviembre. Pese a la velocidad y densidad de partículas de la CME sumada a las del viento solar, la  CME es LEVE, y su afectación  será de un índice máximo de Kp 4. = (Sin tormenta geomagnética. Campo geomagnético activo. Posible observar auroras (boreales y australes) en lugares ubicados en latitudes medias. 58.3° )

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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. 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 su actividad desde la Tierra y los satélites  que nos orbítan.

La actividad en las regiones activas AR 12602 y AR 12603 que son procedentes del disco solar frontal, continúa muy baja y con tendencia  decadente. Muy probablemente estas regiones activas ya no porten manchas solares, y sean regiones decídas a Plage. Las regiones plage (Playa en Francés), son regiones que han perdido sus manchas solares y solo quedan sus fáculas, zonas brillantes. Su actividad se reduce a bucles magnéticos coronales, y no por ello exentos de poder generar fulguraciones causadas por reconexiones magnéticas entre los filamentos que conforman estos bucles, y como ya hemos comentado, en algunas ocasiones pueden asociar una eyección de masa coronal.

También se observa la aparición y desarrollo de una nueva región candidata (señalado con símbolo rojo), la cual seguiremos su evolución.

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

Última Eyección de masa coronal observada a destacar el 05 de Noviembre, a través del coronógrafo COR2  del observatorio Ahead de STEREO, y el sistema de detección SEEDS.

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La CME registrada, es la misma que hemos comentado anteriormente, en esta caso obviamente, desde la posición del satélite Ahead.

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

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En parámetros de normalidad.

Registro del viento solar recibido por el satélite Ahead.

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El agujero coronal transecuatorial que transitaba el disco solar posterior dominando la corriente del viento solar recibida por el satélite Ahead, abandona el disco solar posterior y se adentra en el disco solar frontal, normalizándose la velocidad del viento solar y este entrando en el margen del parámetro entre los 300KM/s y 400 KM/s.

Estos datos nos ayudan a pronosticar la influencia de la corriente de viento solar cuando este se encuentre en la zona de influencia geoefectiva, es decir, cuando su afectación se manifieste en la magnetosfera Terrestre.

Esta es la posición actual de las sondas Ahead y Behind respecto a la Tierra. Les 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

Control de eventos Solar/Terrestre

Todas las siguientes gráficas y datos que se muestran a continuación, son actualizados cada mes.

En la siguiente imagen, les mostramos la actividad Solar y sus eventos registrados por el equipo de GAME. Estos registros se actualizan cada mes. Si desean observar datos anteriores, accedan a nuestro archivo GAME eventos Solar/Terrestre.

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Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos, o radiación cósmica, son partículas subatómicas de alta energía procedentes del espacio exterior, esa energía tan elevada es debido a su gran velocidad,  cercana a la velocidad de la luz. Estas se muestran inversamente reflejadas en los gráficos a la actividad Solar. El motivo, es la debilitación de la helioesfera (es el nombre que se le da a la región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento solar y su campo magnético,  esta se extiende más allá de la órbita de Plutón), cuando la actividad solar disminuye, dejando pasar más cantidad de estas partículas, producidas por una variedad de eventos de extrema magnitud, como agujeros negros devorando materia o explosiones de supernova. Actualmente  está en estudio la relevancia respecto al clima terrestre de estas partículas.

La Helioesfera

Ahora les mostramos los datos, que son aportados por la estación de detección de rayos cósmicos del Observatorio geofísico de Sodankyla, en la Universidad de Oulu, en Finlandia.

Esta primera imagen muestra el registro anual desde 1964 hasta 2016.

Aquí mostramos la detección de estas partículas desde el 01 de Enero de 2016, hasta el pasado mes de Octubre de 2016.

Por último, el registro de estas durante el mes de Octubre de 2016.

Más sobre los rayos cósmicos en este artículo de GAME:

El flujo de rayos cósmicos sigue aumentando a medida que el ciclo solar finaliza

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Progresión del Ciclo Solar

En los siguientes gráficos, se muestra la evolución del ciclo solar. Estos gráficos se actualizan cada mes por el SWPC (Space Weather Prediction Center) con las últimas predicciones del ISES (International Space Environmental Services). Los valores observados son inicialmente valores temporales que se reemplazan con los datos finales una vez que están disponibles.

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Número de erupciones solares de clase C, M y X por año

El siguiente gráfico nos muestra el número de llamaradas solares de clase C, M y X que se producen durante un año determinado. Esto nos da una buena idea de la cantidad de llamaradas solares en relación con el número de manchas solares. Por lo tanto, es otra forma de ver cómo un ciclo solar evolucionó con el tiempo. Datos  de NOAA SWPC.

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El siguiente gráfico muestra el número de llamaradas solares de clase C, M y X que se produjeron durante el mes pasado, junto con el número de manchas solares de cada día. Esto le da una idea de la actividad solar durante el mes pasado.Datos de NOAA SWPC.

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Número de días con una tormenta geomagnética por año

El siguiente gráfico muestra el número de días con una tormenta geomagnética por año y la fuerza de esas tormentas. Esto le dará una idea en que años hubo una gran cantidad de tormentas geomagnéticas.

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Variación del número de manchas solares desde 1700, en ciclos de once años. (Royal Observatory of Belgium/SILSO).

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Promedio anual del número de manchas solares durante un período de 400 años (1610-2015).
Solar Physics Group, NASA Marshall Space Flight Center.

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El letargo Solar

En estos dos artículos de GAME, podrán informarse respecto a un posible próximo letargo Solar.

1-¿Está el Sol a punto de entrar en un letargo?.

2-La previsión del letargo solar y su futuro próximo.

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PREGUNTAS Y RESPUESTAS SOBRE TORMENTAS SOLARES, FULGURACIONES Y SUS EFECTOS.

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

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