► Monitorización: Actualización y previsión 09-10 de Noviembre de 2016.

Imágenes del SDO (Solar Dynamics Observatory). Actualizadas a 09 de Noviembre. 12:24 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 a 15º del limbo Oeste del disco solar frontal, donde podemos observar los bucles de filamentos magnéticos de más de 150.000 Km de altura, que reinan la ya decaída y apunto de abandonar el disco solar frontal, región Plage 12605. (Las regiones plage, Playa en Francés, son regiones que han desvanecido sus manchas solares y solo quedan sus fáculas, zonas brillantes que se forman en los cañones situados entre los gránulos solares. Su actividad se reduce a bucles magnéticos coronales, pero no por ello están exentas de poder generar fulguraciones causadas por reconexiones magnéticas entre los filamentos que conforman estos bucles, y como ya hemos comentado, en algunas ocasiones, estas fulguraciones pueden asociar una eyección de masa coronal).

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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. estos picos verticales los cuales enmarcamos como ejemplo en color amarillo, apenas duran unos minutos, son chorros de gas expulsados de la cromosfera a una veintena de kilómetros por segundo, y que penetran la región exterior del sol a varios millares de kilómetros. Las espículas solo pueden ser observadas en el limbo solar. Estos  salen en grupos formando lo que parece un campo de hierba ondulante.

También y con mejor detalle, observamos 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) 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, que las dos regiones activas que  circundaban frontalmente, numeradas AR 12605 y Ar 12606 han decaído, y la aparición de dos regiones candidatas (señaladas en símbolo rojo), las cuales aparecen acompañadas de manchas solares.

La ubicada en el Noreste del limbo solar, es la antigua AR 12602,  parece mantener su integridad estructural, pero continuando con muy baja actividad (será nuevamente numerada). La ubicada hacia el cuadrante suroeste,  evolucionará muy probablemente como región activa en las próximas horas. Ambas serán numeradas para su registro.

En la imagen de la derecha, se muestra las dos regiones activas comentadas anteriormente, son imágenes del 6 de Noviembre, ya por entonces menguando su actividad. AR 12605, abandona decaída como Plage, el disco solar frontal (limbo Oeste).

La región AR 12606, está desvanecida por completo.

La actividad de ambas regiones fue mínima, de Ar 12606 no se han tenido registros de fulguraciones, y AR 12605 , solo con leves fulguraciones clase B.

Previsión de  actividad en las regiones activas: Actualmente no hay regiones activas.

Esta baja actividad de fulguraciones 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. Datos aportados por GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite) de NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration).

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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 el SDO, y 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, aportados por el satélite ACE (Advanced Composition Explorer), y actualmente combinados con los datos del satélite DSCOVR (Deep Space Climate Observatory). Velocidad, densidad, 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. Pese a la reciente afectación actual del roce de la CME parcialmente geoefectiva,  la velocidad en la corriente del viento solar permanece entre los 300 y 380 Km/s, considerado velocidad normal. La huella más pronunciada de esta leve y débil CME, es el aumento en la densidad de partículas del viento solar, que actualmente está en parámetros moderados y prevalecerá alterado hasta la próxima noche la cual pronosticamos el cese de su influencia.

Solo en condiciones geomagnéticas muy favorables, es decir, 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 09 de Noviembre y mañana 10 de Noviembre, tendremos periodos máximos de índice Kp 4. (Sin tormenta. Campo geomagnético activo. Formación de auroras (boreales y australes) en lugares ubicados en latitudes medias 58.3º).

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. 09 de Noviembre, a través del instrumento coronógrafo LASCO C2 y C3 del satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Sistema de detección SEEDS / Sistema de detección CACTus.

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Esta eyección de masa coronal CME, asociada a la erupción de filamento observada esta pasada madrugada, NO es geoefeciva (sin afectación a la Tierra). Recordamos que estos eventos, son comunes en la actividad solar.

Actividad Solar en el Disco Solar posterior

Imagen del STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) Ahead, 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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El trazo blanco 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 la región activa AR 12603 y la región Plage (Las regiones plage, playa en Francés, son regiones que han desvanecido sus manchas solares y solo quedan sus fáculas, zonas brillantes que se forman en los cañones situados entre los gránulos solares. Su actividad se reduce a bucles magnéticos coronales, pero no por ello están exentas de poder generar fulguraciones causadas por reconexiones magnéticas entre los filamentos que conforman estos bucles, y como ya hemos comentado, en algunas ocasiones, estas fulguraciones pueden asociar una eyección de masa coronal) Plage 12604 (señalada con símbolo amarillo) procedentes del disco solar frontal, continúa muy baja.

También se observa la aparición y desarrollo de cuatro nuevas regiones candidatas (señalado con símbolo rojo), las cuales seguimos su evolución a través de heliosismología GONG (Global Oscillations Network Group) del NSO, y la actividad observada por STEREO Ahead.

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

Última Eyección de masa coronal observada a destacar. 09 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, desde la perspectiva en 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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Este registro muestra la cantidad de partículas  energéticas recibidas por Ahead, que si fueran (que no es el caso) geoefectivas, es decir con afectación a la Tierra, podrían provocar apagones de radio (RADIO BLACKOUTS) o  Tormentas de radiación.  Actualmente en parámetros de normalidad.

Registro del viento solar recibido por el satélite Ahead.

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Sin dominio de agujero coronal en la corriente del viento solar recibida por el satélite Ahead. Velocidad entre los 400/500Kms, parámetros de tranquilidad en el disco solar posterior.

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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