Clima Espacial
La sección de clima espacial del LCF presenta diariamente en tiempo real, los parámetros solares más relevantes para determinar los efectos de la actividad solar sobre la Tierra. La imagen que se muestra es en la emisión de hidrógeno y resalta los detalles superficiales del Sol.
Clima Espacial.
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El clima espacial o meteorología del espacio se define como las condiciones físicas del Sol, el medio Interplanetario, el campo magnético terrestre, la atmósfera terrestre y de la superficie terrestre que se encuentran influidas por la interacción del Sol con la Tierra.
Las variaciones en el clima espacial pueden provocar serias afectaciones en nuestra tecnología. El Clima Espacial tiene dos enfoques: la investigación científica y sus aplicaciones. Este término no comenzó a utilizarse dentro de los círculos científicos hasta los años noventas. Con anterioridad, las actividades científicas estaban consideradas como una parte de la física espacial.
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Resumen de Variables Clima Espacial:
- Flujo Solar Rayos X (Solar X-Ray Flux): Los satélites que monitorean permanentemente la actividad solar, tienen medidores de rayos X, para controlar cada vez que se produce una erupción solar (conocidas como CME ó Eyeccion de Masa Coronal). La información llega desde el Sol en cuestión de minutos, mientras que el plasma expulsado en una de esas erupciones suele llegar a la tierra alrededor de 48 horas. Los CME (Coronal Mass Ejection) pueden variar desde B (muy bajo), C (bajo a moderado), M (moderado a alto) hasta X (alto a extremadamente alto). Cuanto más alto sea el número que acompaña a la letra, más alta es la radiación de rayos-X. Es decir, un X0.1 es superior a un M9.9. Grandes cantidades de radiación de rayos-X causan provocan una fuerte absorción de las señales de radio en HF, por lo que a menudo la propagación desaparece por un espacio de tiempo (minutos u horas, dependiendo de la magnitud del CME) en todas las bandas.
Las radiaciones se miden por la cantidad de radiación de rayos-X.
- Flujo Solar de Protones (Solar Proton Flux): Cuando los protones muy energéticos (> 10 MeV) producidos por procesos en el sol y el espacio interplanetario llegan a la Tierra y entran en la atmósfera en las regiones polares, mucho mayor ionización se produce en altitudes inferiores a 100 km. Ionización a estas bajas altitudes es particularmente eficaz en la absorción de las señales de radio de alta frecuencia y puede hacer que las comunicaciones HF imposibles a lo largo de las regiones polares.
SWPC supervisa los detectores de protones energéticos en satélites GOES de la NOAA para determinar cuándo una SPE está en curso. (La SPE se define como un flujo de> 10 MeV protones mayor que 10 partículas cm-2 s-1 ster-1.) Mientras que el instrumento CEGO satélite puede determinar la presencia y el perfil temporal de una SPE, estas observaciones no proporcionan ninguna información acerca la extensión de la zona sobre la que esos protones entran en la atmósfera en la región polar o sobre los cuales los trayectos de propagación de radio se ven afectados por el aumento de la ionización.
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-Actividad Geomagnética (Geomagnetic Activity): El índice geomagnético K cuantifica las alteraciones en la componente
horizontal del campo magnético terrestre mediante un número entero en el rango de 0 a 9 (1 indica un período de calma y 5 o más indica una tormenta geomagnetica). Se calcula a partir de las fluctuaciones máximas de la componente horizontal observada en un magnetómetro durante un intervalo de tres horas. La etiqueta K proviene la palabra alemana Kennziffer que significa “dígito característico”. El K-índice fue introducido por Julius Bartel en 1938. El índice planetario oficial Kp se obtiene mediante el cálculo de la media ponderada de los índices K de la red de observatorios geomagnéticos. Cuando estos observatorios no proporcionan sus dato en tiempo real, varios centros de operaciones alrededor del globo estiman el índice basándose en los datos disponibles de su red local de observatorios. El índice Kp fue introducido por Bartels en 1939. A través del índice Kp podemos darnos una idea de la severidad de una tormenta geomagnética. Entre más alto sea el índice Kp, mayor será la magnitud de la tormenta geomagnética y por lo tanto mayores las afectaciones a sistemas tecnologicos como redes de distribución eléctrica, redes telefónicas y de datos, sistemas de radiocomunicaciones, satélites artificiales etc.
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Probabilidad de Erupciones Solares Tiempo Real:
En esta sección se muestran las probabilidades en porcentaje de que ocurra una erupción solar. La probabilidad aumenta proporcionalmente con la presencia de manchas solares. Las manchas solares son regiones oscuras de la superficie del Sol. Son regiones frías (respecto del resto de la superficie) donde se rompe el campo magnético solar y por donde pueden emerger erupciones solares. Solo las erupciones solares que están dirigirdas directamente hacia la Tierra pueden causar problemas. El Sol presenta un movimiento de rotación y es posible a diferentes horas y días, notar en la figura de esta sección su aparición por el lado izquierdo y salir del disco solar por el derecho. El riesgo mayor existe cuando las manchas se encuentran sobre el centro del disco solar. En este punto una erupción solar estaría dirigida directamente hacia la Tierra.
La presencia de manchas solares es variable y se rige por un ciclo de 11 años aproximadamente donde en los máximos del ciclo la presencia de manchas es mayor. En el 2017 estamos en la parte baja del ciclo, es decir en un mínimo. La presencia de manchas solares es esporádica así como el número y potencia de las erupciones solares.
Laboratorio de Ciencias Físicas
Probabilidad de Erupciones Solares Tiempo Real
Resumen de Variables
Clima Espacial
I Rayos Cósmicos I Clima Espacial I