► Monitorización: Actualización y previsión 22-23 de Noviembre de 2016.

Imágenes del SDO (Solar Dynamics Observatory). Actualizadas a 22 de Noviembre. 11:19 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 frío, 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.  1ª-. Arriba izq. Erupción de protuberáncia limbo Noreste (Tamaño de la Tierra a escala para su comparación). 2ª.- Arriba derch. pegión plage 12611. 3ª.- Abajo izq. Arcos magnéticos de la anterior región plage 12605 que vuelve a adentrarse en el disco solar frontal . 4ª.- Abajo derch. La misma región Plage comentada, girada 90º en perspectiva de horizonte.

*(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 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 desde los 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 algunos sectores 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 nos interesa mucho controlar, pues 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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Sin regiones activas. No se observa la aparición de nuevas regiones candidatas. Continuamos desde el 21 de Noviembre a las 15h. UTC sin manchas solares (Spotlees)en el disco solar frontal.

En esta siguiente imagen, fundimos el canal AIA 171 Angstrom Red  (la corona solar), con HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) que nos muestra las direcciones del campo magnético cerca de la fotosfera solar. Las áreas blancas y negras indican polaridades magnéticas opuestas. De este modo, aún no habiendo manchas solares y las fáculas no se aprecien, podemos continuar observando donde se concentra la actividad magnética más destacada.

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Observamos la recién decaída a región plage 12611 (señalada con símbolo amarillo), manteniendo la actividad en sus bucles de arcos magnéticos.

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. 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 del medio interplanetario: Próximo dominio en la corriente del viento solar por agujero coronal transecuatorial y ploar norte en la zona de influencia geoefectiva, la velocidad del viento solar aumentará entre los 600/700Kms, considerado velocidad moderada/alta.

El pronóstico. En condiciones geomagnéticas  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),  durante la próxima noche de hoy 22 de Noviembre y el 23 y 24 de Noviembre, periodos máximos estimados de índice Kp 5.(G1. Tormenta geomagnética menor.  Posibilidad de aurora en latitud media hasta 56.3º).

Referencia de Latitud planetaria para Aurora:

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Modelos actuales 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 20 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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Eyección de masa coronal (CME) en el limbo Noroeste. El evento causante no es observable. NO fue 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.

Procedentes del disco solar frontal. Las regiones activas 12607, 12608 continúan sin actividad a destacar. La región  Plage 12605 mantiene su actividad emitiendo leves fulguraciones asociadas a reconexiones magnéticas de los filamentos que reinan la región, sus bucles magnéticos ya son visibles desde la Tierra (visibles en el disco solar frontal). (Las regiones plage, playa en Francés, señalada con símbolo amarillo, 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).

No se observan la aparición de nuevas regiones candidatas, las cuales seguimos su evolución a través de heliosismología GONG (Global Oscillations Network Group) del NSO, y la actividad observada por STEREO Ahead, para la previsión en su actividad  y desarrollo cuando transiten en el disco solar frontal. Ambas ya son visibles adentrándose en el limbo Este desde el disco solar frontal. No se observa actividad destacada en ellas.

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

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

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Última CME observada desde Ahead, el 21 de Noviembre, NO geoefectiva. Asociada al evento mencionado anteriormente.

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 actual de agujero coronal en la corriente del viento solar recibida por el satélite Ahead. Velocidad remanente  sostenida entre los 300/400 Kms, parámetros de velocidad normal.

Estos datos aportados del disco solar posterior, nos ayudan al seguimiento de la actividad y ha pronosticar la influencia de la corriente de viento solar cuando esta se encuentre en la zona de influencia geoefectiva, es decir, cuando su afectación se manifieste en la magnetosfera Terrestre.

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

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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ACCEDER AL REGISTRO DE PROGRESIÓN Y ACTIVIDAD DEL CICLO SOLAR. HISTORIAL CICLOS SOLARES. RAYOS CÓSMICOS. EL LETARGO SOLAR. CONCEPTOS BÁSICOS PARA LA METEOROLOGÍA ESPACIAL.

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

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