Viento solar

El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol. Está compuesta principalmente por electrones, protones y partículas alfa con energías que suelen estar entre 1,5 y 10 keV. La densidad, la temperatura y la velocidad de la corriente de partículas varían con el tiempo y la longitud solar. Estas partículas pueden escapar de la gravedad solar gracias a su alta energía, derivada de la alta temperatura de la corona y de los fenómenos magnéticos, eléctricos y electromagnéticos que se producen en ella.

El viento solar se divide en dos componentes, denominados respectivamente viento solar lento y viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de aproximadamente 400 km/s, una temperatura de 1,4–1,6 × 10 e¹ K y una composición muy similar a la de la corona solar. En cambio, el viento solar rápido tiene una velocidad típica de 750 km/s, una temperatura de 8 × 10 e² K y una composición prácticamente idéntica a la de la fotosfera solar. El viento solar lento es dos veces más denso y de intensidad más variable que el viento solar rápido. Además, presenta una estructura más compleja, con regiones turbulentas y estructuras a gran escala.

Flujo de radio solar a 10,7 cm

El flujo solar de radio a 10,7 cm (2800 MHz) es un excelente indicador de la actividad solar. Conocido a menudo como el índice F10.7, es uno de los registros de actividad solar más antiguos. Las emisiones de radio F10.7 se originan en la parte alta de la cromosfera y en la parte baja de la corona de la atmósfera solar. El F10.7 se correlaciona bien con el número de manchas solares, así como con varios registros de irradiancia solar ultravioleta (UV) y visible. Expresado en "unidades de flujo solar" (u.f.s.), el F10.7 puede variar desde menos de 50 u.f.s. hasta más de 300 u.f.s. a lo largo de un ciclo solar.

Bengalas

Una llamarada solar es un destello repentino de brillo observado sobre la superficie solar o el limbo solar, que se interpreta como una gran liberación de energía de hasta 6 × 10e⁻¹ julios. A menudo, aunque no siempre, va seguida de una colosal eyección de masa coronal. La llamarada expulsa nubes de electrones, iones y átomos a través de la corona solar hacia el espacio. Estas nubes suelen llegar a la Tierra uno o dos días después del evento.

Las erupciones solares afectan a todas las capas de la atmósfera solar (fotosfera, cromosfera y corona), cuando el medio plasmático se calienta a decenas de millones de kelvin, mientras que los electrones, protones e iones más pesados se aceleran a velocidades cercanas a la de la luz. Producen radiación en todo el espectro electromagnético en todas las longitudes de onda, desde ondas de radio hasta rayos gamma, aunque la mayor parte de la energía se distribuye en frecuencias fuera del rango visual y, por esta razón, la mayoría de las erupciones no son visibles a simple vista y deben observarse con instrumentos especiales. Las erupciones ocurren en regiones activas alrededor de las manchas solares, donde intensos campos magnéticos penetran la fotosfera para conectar la corona con el interior solar. Las erupciones son impulsadas por la liberación repentina (en escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) de energía magnética almacenada en la corona. Las mismas liberaciones de energía pueden producir eyecciones de masa coronal (CME), aunque la relación entre las CME y las erupciones aún no está bien establecida.

La frecuencia de las erupciones solares varía, desde varias al día cuando el Sol está particularmente activo hasta menos de una a la semana cuando el Sol está tranquilo, siguiendo el ciclo solar de 11 años. Las erupciones grandes son menos frecuentes que las pequeñas.

Clasificacion

Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X según el flujo máximo (en vatios por metro cuadrado, W/m2) de rayos X de 100 a 800 picómetros cerca de la Tierra, medido en la nave espacial GOES.

Una clasificación anterior de las erupciones se basa en observaciones espectrales Hα. El esquema utiliza tanto la intensidad como la superficie emisora. La clasificación de la intensidad es cualitativa, refiriéndose a las erupciones como: (débil), (normal) o (b)rilante. La superficie emisora se mide en millonésimas del hemisferio y se describe a continuación. (El área total del hemisferio AH = 6,2 × 10¹2 km²).

Manchas solares

Las manchas solares son fenómenos temporales en la fotosfera del Sol que se ven como manchas oscuras en comparación con las regiones circundantes. Corresponden a concentraciones de campo magnético que inhiben la convección y provocan una reducción de la temperatura superficial en comparación con la fotosfera circundante. Las manchas solares suelen aparecer en pares, con sus miembros con polaridad magnética opuesta. El número de manchas solares varía según el ciclo solar de aproximadamente 11 años.

Las poblaciones de manchas solares aumentan rápidamente y disminuyen más lentamente según un ciclo irregular de 11 años, aunque se conocen variaciones significativas en el número de manchas solares que abarcan este período de 11 años a lo largo de períodos más largos. Por ejemplo, desde 1900 hasta la década de 1960, la tendencia de los máximos solares en el recuento de manchas solares ha sido ascendente; desde la década de 1960 hasta la actualidad, ha disminuido ligeramente. Durante las últimas décadas, el Sol ha presentado un nivel promedio de actividad de manchas solares notablemente alto; la última vez que tuvo una actividad similar fue hace más de 8000 años.

El número de manchas solares se correlaciona con la intensidad de la radiación solar desde 1979, cuando se dispuso de mediciones satelitales del flujo radiativo absoluto. Dado que las manchas solares son más oscuras que la fotosfera circundante, cabría esperar que un mayor número de ellas redujera la radiación solar y redujera la constante solar. Sin embargo, los márgenes circundantes de las manchas solares son más brillantes que el promedio y, por lo tanto, más calientes; en general, un mayor número de manchas solares aumenta la constante solar o brillo del Sol. La variación causada por el ciclo de manchas solares en la emisión solar es relativamente pequeña, del orden del 0,1 % de la constante solar (un rango de pico a valle de 1,3 W/m² en comparación con los 1366 W/m² de la constante solar promedio).

Estimated Planetary

El K-index Cuantifica las perturbaciones en la componente horizontal del campo magnético terrestre con un número entero entre 0 y 9, donde 1 representa calma y 5 o más indica una tormenta geomagnética. Se deriva de las fluctuaciones máximas de las componentes horizontales observadas en un magnetómetro durante un intervalo de tres horas. El término K proviene del alemán Kennziffer, que significa "dígito característico". El índice K fue introducido por Julius Bartels en 1938.

El índice Kp planetario estimado de 3 horas se obtiene en el Centro de Predicción del Clima Espacial de la NOAA utilizando datos de los siguientes magnetómetros terrestres:

• Sitka, Alaska
• Meanook, Canada
• Ottawa, Canada
• Fredericksburg, Virginia
• Hartland, UK
• Wingst, Germany
• Niemegk, Germany
• Canberra, Australia

Estos datos están disponibles gracias a los esfuerzos de cooperación entre SWPC y proveedores de datos de todo el mundo, que actualmente incluyen el Servicio Geológico de Estados Unidos, Recursos Naturales de Canadá (NRCAN), el Servicio Geológico Británico, el Centro Alemán de Investigación de Geociencias (GFZ) y Geoscience Australia. El Institut de Physique du Globe de Paris y el Centro Coreano de Meteorología Espacial también aportan importantes observaciones de magnetómetros. Las alertas de índice K se emiten cuando los índices Kp estimados por la NOAA más altos previstos para un día son K = 5, 6, 7 o >= 8 y se informan en términos de la escala G de la NOAA. Las advertencias de índice K se emiten cuando se esperan índices Kp estimados por la NOAA de 4, 5, 6 y 7 o superiores. Las alertas de índice K se emiten cuando los índices Kp estimados por la NOAA alcanzan 4, 5, 6, 7, 8 o 9.