Guía detallada para interpretar el informe de actualización y previsión.

Las imágenes obtenidas para su análisis del disco solar frontal son procedentes del satélite y gentileza de la misión SDO (Solar Dynamics Observatory).

Animación conceptual del satélite observatorio SDO en su órbita geosíncrona:

La misión SDO utiliza esta paleta de  colores asignados a los canales de longitud de onda del ultravioleta extremo aportados por el SDO. Cada uno ayuda a la distinción de fenómenos y eventos en las diferentes capas exteriores del Sol.

La Corona Solar

La corona solar del  disco solar frontal. La 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 región de transición superior de 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, es extremadamente tenue, ya que su densidad es un billón de veces inferior al de la atmósfera de la Tierra a una altura de 90 km y solamente comparable al mejor vacío que podemos conseguir hoy en día en los laboratorios terrestres. No obstante, es extremadamente caliente, alcanzando una temperatura de unos 2.000.000 ºC.

En la imagen podemos observar bucles de arcos magnéticos coronales. Estos arcos de plasma  se extienden fuera de la superficie del Sol, donde el plasma se mueve a lo largo de líneas de campo magnético, áreas más oscuras donde el plasma es más frío, cavidad coronal, y algunas protuberancias y filamentos. Las áreas más brillantes que se observan aquí, son lugares donde el campo magnético se concentra cerca de la superficie y es muy  fuerte.

Animación conceptual de bucles magnéticos que se elevan desde el interior perforando la superficie formando manchas solares. Estos arcos salen de la superficie solar y ascienden  miles de kilómetros generados por la fuerte concentración  magnética y la torsión generada por la rotación diferencial, haciendo que el plasma fluya a través de estas líneas magnéticas. Cuando estos colapsan, se rompen y reconectan generando fulguraciones solares, liberando de forma súbita la energía comparable de diez mil millones de  bombas atómicas como la más potente jamás detonada (la bomba del zar), emitiendo radiación electromagnética en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético (desde ondas de radio a  rayos gamma), y acelerando electrones, protones e iones  a velocidades cercanas a la velocidad de la luz.

 

La Cromosfera Solar

Nos adentramos hasta la Cromosfera. Observamos esta capa con detalle usando 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.

En ella podemos observar  espículas. Estos picos verticales los cuales enmarcamos los sectores polares como claro ejemplo por su facilidad para observarlas (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,  cerca de regiones activas y con mayor amplitud en sus polos. Estas salen en grupos formando lo que parece un campo de hierba ondulante.

También son visibles las regiones más brillantes causadas por las fáculas en la fotosfera,  en este caso las fáculas cromosféricas son denominadas en esta capa como Plage (playa en francés).

Con mejor detalle, y con mayor atención en nuestro caso para la meteorología espacial, observamos las zonas donde se ubican las más frías y densas extensiones de nubes de plasma quiescente y activas (filamentos y protuberancias), las cuales destacamos en recuadros de color blanco. Estas estructuras destacadas nos interesan mucho, 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 caso que vayan dirigidas a 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 radiaciones electromagnéticas, lo que llamamos fulguraciones, y estas, también pueden asociar  eyecciones de masa coronal (CME).

A través de las imágenes en el canal de 1700 Angstroms, podemos observar con definición ambos fenómenos en  la fotosfera.

En ella observamos regiones faculares, regiones activas y decaídas *plage ,  y las manchas solares que forman las regiones activas.

*(Las regiones activas decaídas y numeradas plage, playa en Francés, señaladas con símbolo amarillo, son regiones que han desvanecido sus manchas solares, dejando en ocasiones poros, y 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).

Regiones Activas

Las regiones activas solares son áreas en la superficie solar donde la fuerza y concentración magnética son extremadamente fuertes y la complejidad en las estructuras que las forman pueden colapsar, rompiendo y reconectando sus lineas magnéticas generando fulguraciones.

Con las regiones activas hacemos un acercamiento en distintos canales para una evaluación básica de las mismas, donde podemos observar el nivel de concentración y fuerza en la estructura magnética de las manchas solares que las conforman, 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.

A través de la imagen en HMI  (Helioseismic and Magnetic Imager) editamos un corte del sector ecuatorial para destacar los grupos de manchas solares en las regiones activas y definir las características de las regiones de manchas solares (Zürich / McIntosh):

-Hax: H= Grupo unipolar con penumbra. Las manchas eventuales que lo acompañan están a menos de 3° de la penumbra de la mancha principal. Normalmente se trata de la mancha principal perdurable de un grupo bipolar viejo. a= Penumbra asimétrica o compleja, con finas estructuras filamentosas. El diámetro a lo largo del meridiano no pasa de 2°5. La penumbra asimétrica es de contorno irregular y claramente alargada (no circular), con dos o más núcleos diseminados en su interior. Estas manchas suelen cambiar de forma día a día.  x= Distribución  de mancha única.

-Dai: D= Grupo bipolar con penumbra en las manchas de ambas polaridades, normalmente en las manchas de los extremos. a= Penumbra asimétrica o compleja, con finas estructuras filamentosas. El diámetro a lo largo del meridiano no pasa de 2°5. La penumbra asimétrica es de contorno irregular y claramente alargada (no circular), con dos o más núcleos diseminados en su interior. i=  Distribución intermedia de manchas. Algunas manchas sin penumbra están presentes entre los extremos delantero y posterior del grupo.

-Dao. D= Grupo bipolar con penumbra en las manchas de ambas polaridades, normalmente en las manchas de los extremos. a= Penumbra asimétrica o compleja, con finas estructuras filamentosas. El diámetro a lo largo del meridiano no pasa de 2°5. La penumbra asimétrica es de contorno irregular y claramente alargada (no circular), con dos o más núcleos diseminados en su interior. o= Distribución abierta de las manchas. El área entre los extremos delantero y posterior está libre de manchas, quedando el grupo dividido claramente en dos regiones de polaridad magnética opuesta. Esta distribución significa un gradiente magnético relativamente bajo a través de la línea de cambio de polaridad.

En ocasiones también añadimos con el instrumento HMI Dopplergram, como queda patente la huella de las manchas solares en la velocidad de los flujos de plasma en la superficie solar y como se desplaza hacia su interior pudiéndose observar la cavidad que muestra la imagen Dopplergram. Esta especie de depresiones o acantilados de plasma tienen unos 1.500 Kilómetros de profundidad.

En esta secuencia (Tomada como ejemplo, no imágenes actuales) del Dopplergram de los datos SDO / HMI, muestra la velocidad del material solar en la línea de visión. Los píxeles blancos se alejan de la cámara y los píxeles negros se desplazan hacia la cámara. Esto nos ofrece un primer plano del material solar oscilante sobre la superficie del sol. Un grupo de manchas solares son visibles en el centro.

Agujeros Coronales

La corona solar a través de las imágenes del SDO en longitud de onda de 193 angstroms y el modelo PFSS proporcionado por los magnetogramas sinópticos de la red GONG (Global Oscillation Network Group) . 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.

La imagen de la derecha es proporcionada por la red GONG, esta nos ofrece el flujo positivo abierto (hacia fuera desde el Sol) en verde, y el flujo negativo abierto en rojo. Las trayectorias de flujo cerrado más alto en azul y el flujo de las regiones activas cerrado en naranja. Estos campos se trazan sobre el magnetograma sinóptico original, cuya densidad de flujo está indicada por una escala de grises de blanco (flujo positivo de máxima resistencia) a negro (flujo negativo de máxima resistencia). El campo abierto se extiende para llenar la heliosfera a 2,5 R. (Rádios solares).

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  en el viento solar reforzado por el 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). 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 índice 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  del viento solar y su afectación:

Dependiendo de los datos en los parámetros básicos de esta gráfica, se estimará el pronóstico para la magnitud en la perturbación de la magnetosfera terrestre.

Animación conceptual del proceso de una tormenta geomagnética por el viento solar reforzado y la formación de aurora.

Referencia de Latitud planetaria para Aurora:

molde-3

La Actividad Solar en el Disco Solar posterior

Las imágenes del disco solar posterior son procedentes de la sonda de la misión STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) Ahead.

Animación conceptual de la posición de la sonda Ahead.

 

Nuevamente observamos la corona solar en el disco solar posterior expuesta en longitud de onda de 195 Angstroms. Esta pone en relieve la atmósfera exterior. La versatilidad de este canal, nos permite observar fulguraciones, las diferencias temperaturas del plasma, regiones  activas, erupciones solares y eyecciones de masa coronal. Las áreas más oscuras, son los agujeros coronales.

El trazo vertical blanco corresponde a la zona del limbo Este, la cual  ya puede ser observada su actividad desde la Tierra y los satélites  de observación que nos orbítan.

Las regiones activas o candidatas (señaladas con símbolo rojo) aquí observadas, tienen el seguimiento de su evolución y desarrollo a través de Heliosismología GONG (Global Oscillations Network Group) del NSO, y la actividad observada por STEREO Ahead.

Animación conceptual de imágenes del disco solar posterior creado a través de Heliosismología de la red GONG en el desarrollo de regiones:

El Registro de detección de la sonda Ahead para las SEP  (Solar energetic particles) en el viento solar y Registro del viento solar recibido por el satélite Ahead.

 

 

El gráfico del registro SEP (imágen izquierda) nos 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. De este modo la actividad destacada en las regiones activas o candidatas que transitan o aparecen en el disco solar posterior también es registrada para la previsión y pronóstico de las mismas, que junto al gráfico de los parámetros del viento solar recibido por Ahead (imágen derecha), 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

 

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