AURORA
Los electrones acelerados siguen el campo magnético de la Tierra hasta las regiones polares donde colisionan con átomos y moléculas de oxígeno y nitrógeno en la atmósfera superior de la Tierra. En estas colisiones, los electrones transfieren su energía a la atmósfera, lo que excita los átomos y las moléculas a estados de mayor energía. Cuando se relajan de nuevo a estados de menor energía, liberan su energía en forma de luz. Esto es similar a cómo funciona una luz de neón. La aurora típicamente se forma de 80 a 500 km sobre la superficie de la Tierra.
El campo magnético de la Tierra guía a los electrones de modo que la aurora forme dos óvalos aproximadamente centrados en los polos magnéticos. Durante las grandes tormentas geomagnéticas, estos óvalos se expanden lejos de los polos, de modo que se puede ver mas alla de los polos.
AGUJEROS CORONALES
Los agujeros coronales aparecen como áreas oscuras en la corona solar en imágenes solares ultravioletas extremas (EUV. Parecen oscuros porque son regiones más frías y menos densas que el plasma circundante y son regiones de campos magnéticos unipolares abiertos. Esta estructura de línea de campo magnético abierto permite que el viento solar escape más fácilmente hacia el espacio, dando como resultado corrientes de viento solar relativamente rápido y a menudo se le conoce como una corriente de alta velocidad en el contexto del análisis de estructuras en el espacio.
Los agujeros coronales pueden desarrollarse en cualquier momento y lugar en el Sol, pero son más comunes y persistentes durante los años alrededor del mínimo solar. Los agujeros coronales más persistentes a veces pueden durar varias rotaciones solares (períodos de 27 días). Los agujeros coronales son más frecuentes y estables en los polos norte y sur; pero estos agujeros polares pueden crecer y expandirse a latitudes solares más bajas.
En general, los agujeros coronales ubicados en o cerca del ecuador solar tienen más probabilidades de dar lugar a mayores velocidades del viento solar. Estas corrientes de viento solar pueden impactar la magnetosfera de la Tierra lo suficiente como para causar períodos de tormenta geomagnética a los niveles G1-G2 (Menor a Moderado); aunque también pueden ocurrir casos más raros de tormentas más fuertes.
EYECCIONES DE MASA CORONAL
Las eyecciones de masa coronal (CME) son grandes expulsiones de plasma y campo magnético desde la corona del Sol. Pueden expulsar miles de millones de toneladas de material coronal y transportar un campo magnétic.
Las CME viajan hacia afuera desde el Sol a velocidades que van desde más lento que 250 kilómetros por segundo (km / s) hasta velocidades cercanas a los 3000 km / s. Las CME más rápidas dirigidas a la Tierra pueden llegar a nuestro planeta en tan solo 15-18 horas. Las CME más lentas pueden tardar varios días en llegar. Se expanden en tamaño a medida que se propagan lejos del Sol y las CME más grandes pueden alcanzar un tamaño que comprende casi una cuarta parte del espacio entre la Tierra y el Sol para cuando llega a nuestro planeta.
Las CME más explosivas generalmente comienzan cuando las estructuras de campo magnético altamente retorcidas (cuerdas de flujo) contenidas en la corona inferior del Sol se estresan demasiado y se realinean en una configuración menos tensa, un proceso llamado reconexión magnética. Esto puede provocar la liberación repentina de energía electromagnética en forma de una llamarada solar; que generalmente acompaña a la aceleración explosiva del plasma lejos del Sol: el CME.
Los parámetros importantes de CME utilizados en el análisis son tamaño, velocidad y dirección. Estas predicciones se infieren de las imágenes de coronagrafía de los satélites orbitales de los pronosticadores de SWPC para determinar cualquier probabilidad de impacto en la Tierra. El Observatorio Solar y Heliosférico de la NASA (SOHO) lleva un coronógrafo, conocido como el gran angular y el coronógrafo espectrométrico (LASCO). Este instrumento tiene dos rangos para obtener imágenes ópticas de la corona del Sol: C2 (cubre un rango de distancia de 1.5 a 6 radios solares) y C3 (rango de 3 a 32 radios solares). El instrumento LASCO es actualmente el principal medio utilizado por los pronosticadores para analizar y clasificar las CME; Sin embargo, hay otro coronógrafo en la nave espacial STEREO-A de la NASA como fuente adicional.
LA MAGNETOSFERA DE LA TIERRA
La magnetosfera es la región del espacio que rodea a la Tierra, donde el campo magnético dominante es el campo magnético de la Tierra, en lugar del campo magnético del espacio interplanetario. La magnetosfera está formada por la interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra. Esta figura ilustra la forma y el tamaño del campo magnético de la Tierra que cambia continuamente a medida que es sacudido por el viento solar.
La presión del viento solar sobre el campo magnético de la Tierra comprime el campo en el lado diurno de la Tierra y estira el campo en una larga cola en el lado nocturno. La forma del campo distorsionado resultante se ha comparado con la apariencia del agua que fluye alrededor de una roca en una corriente.
EMISIONES DE RADIO F10.7 CM
El flujo de radio solar a 10,7 cm (2800 MHz) es un excelente indicador de la actividad solar. A menudo llamado índice F10.7, es uno de los registros de actividad solar más antiguos. Las emisiones de radio F10.7 se originan altas en la cromosfera y bajas en la corona de la atmósfera solar. El F10.7 se correlaciona bien con el número de manchas solares, así como con un número de UltraViolet (UV) y registros visibles de irradiancia solar.
A diferencia de muchos índices solares, el flujo de radio F10.7 se puede medir fácilmente de manera confiable día a día desde la superficie de la Tierra, en todo tipo de clima. Informado en "unidades de flujo solar" (sfu), el F10.7 puede variar de menos de 50 sfu a más de 300 sfu, en el transcurso de un ciclo solar.
TORMENTAS GEOMAGNÉTICAS
Una tormenta geomagnética es una perturbación importante de la magnetosfera de la Tierra que ocurre cuando hay un intercambio muy eficiente de energía del viento solar al ambiente espacial que rodea la Tierra. Estas tormentas son el resultado de variaciones en el viento solar que produce cambios importantes en las corrientes, plasmas y campos en la magnetosfera de la Tierra. Las condiciones del viento solar que son efectivas para crear tormentas geomagnéticas son períodos sostenidos (durante varias o muchas horas) de viento solar de alta velocidad, y lo más importante, un campo magnético de viento solar dirigido hacia el sur (opuesto a la dirección del campo de la Tierra) en el lado del día de la magnetosfera. Esta condición es efectiva para transferir energía del viento solar a la magnetosfera de la Tierra.
Las tormentas más grandes que resultan de estas condiciones están asociadas con eyecciones de masa coronal solar (CME) donde un billón de toneladas de plasma del sol, con su campo magnético incorporado, llega a la Tierra. Las CME generalmente tardan varios días en llegar a la Tierra, pero se ha observado que, en algunas de las tormentas más intensas, llegan en tan solo 18 horas. Otra perturbación del viento solar que crea condiciones favorables a las tormentas geomagnéticas es una corriente de viento solar de alta velocidad (HSS).
Las tormentas también provocan intensas corrientes en la magnetosfera, cambios en los cinturones de radiación y cambios en la ionosfera, incluido el calentamiento de la ionosfera y la región de la atmósfera superior llamada termosfera. T
odas estas corrientes y las desviaciones magnéticas que producen en el suelo, se utilizan para generar un índice de perturbación geomagnética planetaria llamado Kp. Este índice es la base de una de las tres escalas de clima espacial de NOAA, la tormenta geomagnética o escala G, que se utiliza para describir el clima espacial que puede alterar los sistemas en la Tierra.
IONOSFERA
La ionosfera es parte de la atmósfera superior de la Tierra, entre 80 y aproximadamente 600 km, donde la radiación ultravioleta extrema (EUV) y la radiación solar de rayos X ioniza los átomos y las moléculas creando así una capa de electrones. La ionosfera es importante porque refleja y modifica las ondas de radio utilizadas para la comunicación y la navegación. Otros fenómenos como las partículas cargadas de energía y los rayos cósmicos también tienen un efecto ionizante y pueden contribuir a la ionosfera.
Los átomos y moléculas atmosféricos se ven afectados por la alta energía de los fotones de rayos X y EUV del sol. La cantidad de energía (flujo de fotones) en EUV y longitudes de onda de rayos X varía en casi un factor de diez durante el ciclo solar de 11 años. La densidad de la ionosfera cambia en consecuencia.
IRRADIANCIA SOLAR EUV
Solar Extreme Ultraviolet (EUV) es la radiación solar que cubre las longitudes de onda de 10 a 120 nm del espectro electromagnético. Es altamente energético y se absorbe en la atmósfera superior, lo que no solo calienta la atmósfera superior sino que también la ioniza, creando la ionosfera.
La radiación solar EUV cambia por un factor de diez en el transcurso de un ciclo solar típico. Esta variabilidad produce variaciones similares en la ionosfera y la atmósfera superior. Las variaciones del EUV solar son uno de los tres principales impulsores de la variabilidad ionosférica.
La radiación solar ultravioleta extrema (EUV) se origina en la corona y la cromosfera de la atmósfera del sol. El espectro solar EUV, entre 1 y 120 nm, está dominado por líneas espectrales de hidrógeno (H), helio (He), oxígeno (O), sodio (Na), magnesio (Mg), silicio (Si) y hierro ( Fe). Los fotones EUV llegan a la Tierra y se absorben por completo en la atmósfera superior a más de 80 km. La termosfera de la tierra, de 80 a 600 km de altitud, se calienta predominantemente por la radiación solar EUV. Los fotones EUV también ionizan la atmósfera creando electrones, que forman la ionosfera. La irradiancia solar EUV varía tanto como un orden de magnitud en escalas de tiempo de minutos a horas (erupciones solares), días a meses (rotación solar) y años a décadas (ciclo solar).
Debido a que la radiación de EUV solar es absorbida por la atmósfera superior, es imposible medirla desde el suelo. Por lo tanto, las mediciones deben hacerse desde cohetes y satélites. Es difícil construir y mantener sensores que puedan medir la radiación solar del EUV, por lo que durante muchos años las personas confiaron en proxies para el EUV solar, como el número de manchas solares o el flujo de radio F10.7 cm.
LLAMARADAS SOLARES (APAGONES DE RADIO)
Las erupciones solares son grandes erupciones de radiación electromagnética del Sol que dura de minutos a horas. El repentino estallido de energía electromagnética viaja a la velocidad de la luz, por lo tanto, cualquier efecto sobre el lado iluminado por el sol de la atmósfera exterior expuesta a la Tierra ocurre al mismo tiempo que se observa el evento. El aumento del nivel de rayos X y radiación ultravioleta extrema (EUV) da como resultado la ionización en las capas inferiores de la ionosfera en el lado iluminado de la Tierra. En condiciones normales, alta frecuencia ( HF) las ondas de radio pueden soportar la comunicación a largas distancias mediante la refracción a través de las capas superiores de la ionosfera. Cuando se produce una llamarada solar lo suficientemente fuerte, se produce ionización en las capas inferiores más densas de la ionosfera (la capa D), y las ondas de radio que interactúan con los electrones en las capas pierden energía debido a las colisiones más frecuentes que ocurren en las capas superiores. entorno de densidad de la capa D. Esto puede causar que las señales de radio HF se degraden o se absorban por completo. Esto da como resultado un apagón de radio: la ausencia de comunicación HF, que afecta principalmente a la banda de 3 a 30 MHz.
Las erupciones solares generalmente tienen lugar en regiones activas, que son áreas en el Sol marcadas por la presencia de fuertes campos magnéticos; típicamente asociado con grupos de manchas solares . A medida que estos campos magnéticos evolucionan, pueden alcanzar un punto de inestabilidad y liberar energía en una variedad de formas. Estos incluyen la radiación electromagnética, que se observa como erupciones solares.
Las intensidades de la llamarada solar cubren un amplio rango y se clasifican en términos de emisión máxima en la banda espectral de 0.1 - 0.8 nm (rayos X suaves) del NOAA / GOES XRS.
Los niveles de flujo de rayos X comienzan con el nivel "A" (nominalmente a partir de 10 -8 W / m 2 ). El siguiente nivel, diez veces más alto, es el nivel "B" (≥ 10 -7 W / m 2 ); seguido de bengalas "C" (10 -6 W / m 2 ), bengalas "M" ( 10-5 W / m 2 ) y finalmente bengalas "X" (10 -4 W / m 2 ).
SWPC actualmente pronostica la probabilidad de destellos de clase C, M y X y lo relaciona con la probabilidad de un R1-R2 y R3.
TORMENTA DE RADIACIÓN SOLAR
Las tormentas de radiación solar ocurren cuando una erupción magnética a gran escala, que a menudo causa una eyección de masa coronal y una erupción solar asociada , acelera las partículas cargadas en la atmósfera solar a velocidades muy altas. Las partículas más importantes son los protones que pueden acelerarse a grandes fracciones de la velocidad de la luz. A estas velocidades, los protones pueden atravesar los 150 millones de kilómetros desde el sol hasta la Tierra en solo 10 minutos o menos. Cuando llegan a la Tierra, los protones que se mueven rápidamente penetran en la magnetosfera que protege a la Tierra de partículas cargadas de menor energía. Una vez dentro de la magnetosfera , las partículas son guiadas por las líneas del campo magnético y penetran en la atmósfera cerca de los polos norte y sur.
NOAA clasifica las tormentas de radiación solar utilizando la escala de clima espacial de NOAA en una escala de S1 a S5.
Cuando los protones energéticos colisionan con satélites o humanos en el espacio, pueden penetrar profundamente en el objeto con el que chocan y causar daños a los circuitos electrónicos o al ADN biológico.
Durante las tormentas de radiación solar más extremas, los pasajeros y la tripulación en aviones de alto vuelo en latitudes altas pueden estar expuestos al riesgo de radiación.
Además, cuando los protones energéticos chocan con la atmósfera, ionizan los átomos y las moléculas creando electrones libres. Estos electrones crean una capa cerca del fondo de la ionosfera que puede absorber ondas de radio de alta frecuencia (HF), lo que dificulta o imposibilita la comunicación por radio.
VIENTO SOLAR
El viento solar fluye continuamente hacia el exterior desde el Sol y se compone principalmente de protones y electrones en un estado conocido como plasma.
Las diferentes regiones del Sol producen viento solar de diferentes velocidades y densidades. Los agujeros coronales producen viento solar de alta velocidad, que varía de 500 a 800 kilómetros por segundo. Los polos norte y sur del Sol tienen agujeros coronal grandes y persistentes, por lo que las latitudes altas están llenas de viento solar rápido. En el plano ecuatorial, donde orbitan la Tierra y los otros planetas, el estado más común del viento solar es el viento de baja velocidad, con velocidades de aproximadamente 400 kilómetros por segundo.
MANCHAS SOLARES / CICLO SOLAR
Las manchas solares son áreas oscuras que se hacen evidentes en la fotosfera del Sol como resultado del intenso flujo magnético que empuja hacia arriba desde el interior solar. Las áreas a lo largo de este flujo magnético en la fotosfera superior y la cromosfera se calientan, y generalmente se vuelven visibles como fáculas y placas, a menudo denominadas regiones activas. Esto causa áreas más frías (7000 F), menos densas y más oscuras en el corazón de estos campos magnéticos que en la fotosfera circundante (10,000 F), vistas como manchas solares.
Los cambios rápidos en la alineación del campo magnético de las regiones activas asociadas a los grupos de manchas solares son las fuentes más probables de eventos climáticos espaciales significativos, como llamaradas solares, CME, tormentas de radiación y ráfagas de radio.
Las manchas solares aparecen en una amplia variedad de formas y formas. El área más oscura de una mancha solar (también la primera en ser observada) se llama umbrae. A medida que la mancha solar madura (se vuelve más intensa), se desarrolla un área periférica menos oscura de estructura fibrilar bien definida alrededor de las umbras, llamada penumbra. Las manchas solares pueden crecer desde un punto unipolar individual a grupos de puntos bipolares más organizados; o incluso evolucionar en inmensos grupos de manchas solares muy complejas con polaridades magnéticas mixtas en todo el grupo. Los grupos de manchas solares más grandes pueden cubrir grandes franjas de la superficie del Sol y ser muchas veces más grandes que la Tierra.
A los grupos de manchas solares que son claramente visibles y observados por observatorios designados en tierra, se les asigna un número de región de 4 dígitos NOAA / SWPC para registrar y rastrear oficialmente el grupo de manchas solares a medida que gira a través del disco solar visible.
Las manchas solares pueden cambiar continuamente y pueden durar solo unas pocas horas o días; o incluso meses para los grupos más intensos. Se sabe desde hace tiempo que el número total de manchas solares varía con una repetición de aproximadamente 11 años conocida como el ciclo solar.
ESCALAS DE CLIMA ESPACIAL DE NOAA
Las escalas de clima espacial de NOAA se introdujeron como una forma de comunicar al público en general las condiciones actuales y futuras del clima espacial y sus posibles efectos en las personas y los sistemas.
Las escalas describen las perturbaciones ambientales para tres tipos de eventos: tormentas geomagnéticas, tormentas de radiación solar y apagones de radio.
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