Relaciones solar-terrestres.
El Sol y nuestro planeta Tierra tienen tienen que ser estudiados en conjunto. La actividad solar tiene una considerable influencia en las condiciónes de nuestro planeta. Las manchas solares pueden referenciar periodos de cambios climaticos en nuestro planeta. Los periodos de gran actividad solar pueden tener efectos en el campo magnetico terrestre, e incluso las rafagas o llamaradas solares pueden provocar tormentas geomagnéticas que ocasionen apagones en plantas electricas, daño en los satélites de comunicaciones, auroras boreales y mucho mas. En esta pagina encontraras informacion sobre el monitoreo continuo del sol por observatorios orbitales, satélites que vigilan los fenómenos que tienen lugar en la alta atmósfera y el campo magnético terrestre, así como reportes sobre la actividad solar y las auroras boreales.
Reportes de "Clima espacial"
Proporciona noticias sobre el clima espacial. Pronosticos de actividad solar, tutoriales, enlaces a sitios de interes sobre el tema, imagenes del Sol y de auroras boreales.Tutorial del Space Weather Bureau (inglés): http://wwwssl.msfc.nasa.gov/ssl/pad/sppb/edu/
Investigación de
relaciones solar-terrestres.
International Solar-Terrestrial Physics (ISTP)
Incluye tutorial sobre las relaciones solar terrestres, noticias, eventos y artículos. Asi como informacion sobre quienes integran el grupo de investigacion e informacion sobre los satelites que participan en la investigacion.Informacion completa sobre la fisica solar, constitución de la estructura del sol y sus fenomenos. Enlaces a los satelites y sondas de estudio del sol.
Committee on Solar and Space PhysicsInformacion completa de lo que es el clima espacial y sus posibles consecuencias. The Space Plasma Physics Group
Incluye trabajos, modelos y documentos desarrollados por el grupo de fisica de plasma espacial del Centro Marshall.
Space Weather A Research Perspective
Incluye amplia información sobre el fenómeno del ambiente espacial. Noticias, imagenes del Sol, datos geomagnéticos, etc.
Monitoreo de fenomenos
solares.
Richard B. Dunn Solar Telescope
Información sobre imagenes del sol tomadas por el observatorio, principalmente de manchas solares.
National Solar Observatory, Solar, Astronomy
Contiene enlaces a los observatorios de Sacramento y Kitt Peak, sin olvidar el Grupo de Red de Oscilacion Global. Incluye acceso a información tecnica, resulatados de las observaciones en distintos resultados.
Imagenes y videos de las manchas solares. Analisis del maximo solar. Tutorial sobre fisica solar. Informacion sobre las manchas solares en la historia.
Satelites y sondas de monitoreo del Sol.
Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO).
Observatorio orbital
desarrollado por la NASA y la Agencia Espacial Europea. Está orbitando un punto Lagrange
entre la Tierra y el Sol, con lo cual puede monitorear continuamente nuestro Astro Rey.
Yohkoh.
Un telescopio espacial para estudio de los rayos x y gamma del Sol.
Maqueta: http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Classroom/Lessons/Model
Trace.
El Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) fue lanzado en Abril de 1998. Su objetivo es estudiar la turbulenta atmósfera superior del Sol, donde se desencadenan tormentas y protuberancias cuya actividad puede afectar a las comunicaciones en la Tierra. Para efectuar su tarea, el TRACE está equipado con un telescopio especial que dirigirá hacia la llamada "región de transición", entre la superficie relativamente fría, la baja atmósfera donde las temperaturas son más altas, y la alta atmósfera o corona, mucho más caliente. El telescopio posee instrumentos sensibles a la luz situada entre el ultravioleta y el ultravioleta extremo, lo que permitirá estudiar las conexiones entre las estructuras finas de la superficie y las atmosféricas formadas por gas ionizado (plasma). Ambos tipos de estructuras se encuentran relacionados por la acción de los campos magnéticos solares. El TRACE, en este sentido, posee una resolución temporal diez veces superior, y una resolución espacial 5 veces mejor, que cualquier otro observatorio solar lanzado hasta ahora. Para ello el satélite está situado en una órbita sincrónico solar, desde donde utiliza de manera ininterrumpida su telescopio, formado por un espejo primario de 30 cm de diámetro y uno secundario de 6 cm. El TRACE ha costado 49 millones de dólares. Los contratistas para el satélite han sido el Goddard Space Flight Center (estructuras), y Lockheed Martin y Stanford University (telescopio e instrumentos).Ulysses.
Construida por la Agencia Espacial Europea y lanzada por la NASA. Lanzada en octubre de 1990 desde un transbordador espacial e impulsada hacia Júpiter por una etapa IUS, utilizó la gravedad de este planeta en febrero de 1992 para abandonar el plano por el que transcurren la mayoría de los objetos del Sistema Solar, y dirigirse así hacia un espectacular sobrevuelo de los polos del Sol, una región nunca antes explorada. Entre 1994 y 1995 realizó su primer sobrevuelo a los polos del Sol. La nave volverá hacia el Sol durante el período 2000/2001. Entonces, la Ulysses estudiará nuestra estrella justo durante su fase de máxima actividad. Su misión ha sido rebautizada como Ulysses Solar Maximum Mission.
Otras.
The Multi-Spectral Solar Telescope Array Rocket Flights
Satelites de monitoreo terrestre.
Pagina del satelite Polar. Incluye informacion sobre objetivos científicos, informacion sobre los investigadores, datos tecnicos de la nave y su operacion, videos e imagenes obtenidos de la atmosfera terrestre.
Lanzado el 1º Nov. 1994, es el primero de los artefactos de la iniciativa de Cienicas Globales Geoespaciales de la NASA y parte del proyecto ISTP. Entre sus objetivos estan el estudio del plasma, particulas energéticas así como la magnetósfera y la ionósfera en relación al campo magnético.
WIND was launched on November 1, 1994 and is the first of two NASA spacecraft in the Global Geospace Science initiative and part of the ISTP Project. WIND will be positioned in a sunward, multiple double-lunar swingby orbit with a maximum apogee of 250Re during the first two years of operation. This will be followed by a halo orbit at the Earth-Sun L1 point.
Misión conjunta del Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) y la NASA. Su objetivo primario es el estudio de la . dinamica de la cola magnética de la Tierra por un amplio rango de distancia. El satélite fue lanzado el 24 de Julio de 1992. Sus estudios tambien incluyen la física de la magnetopausa, hojas de plasma, formación lineas neutrales o de reconección.
Auroras.
Aurora (fenómeno atmosférico), luminosidad que se produce a gran altitud, y generalmente por encima de los 60° de latitud, aunque también se observa en otras zonas. Según se produzca en el hemisferio norte o sur, se denomina aurora boreal o aurora austral. El término de aurora polar se aplica en ambos casos.
La aurora consiste en manchas y columnas luminosas rápidamente cambiantes, de varias tonalidades. Los fenómenos de aurora extensos están acompañados por perturbaciones en el magnetismo terrestre e interferencias con las transmisiones de radio, teléfono y telégrafos. Los periodos de máxima y mínima intensidad de las auroras coinciden casi exactamente con los del ciclo de manchas solares, que dura 11 años.
Los estudios realizados durante el Año Internacional Geofísico (1957-1958) indican que el brillo auroral se desencadena cuando el viento solar, que recorre todo el Sistema Solar, se ve reforzado por partículas subatómicas de alta energía procedentes de las manchas solares. Los electrones y protones penetran en la magnetosfera terrestre y entran en la zona inferior de los cinturones de radiación de Van Allen, sobrecargándolos. Los electrones y protones sobrantes se descargan a la atmósfera en zonas centradas en los polos magnéticos norte y sur, que se extienden unos 20° de latitud. Estas partículas colisionan con las moléculas de gas de la atmósfera, excitándolas y produciendo luminiscencia, es decir, emisión de luz visible.
La aurora adopta una inmensa variedad de formas, entre ellas las siguientes: el arco auroral, un arco luminoso que cruza el meridiano magnético; la banda auroral, que suele ser más ancha y mucho más irregular que el arco; los filamentos y luces ondulantes perpendiculares al arco o a la banda; la corona, un círculo luminoso cercano al cenit; las nubes aurorales, masas nebulosas difusas que pueden aparecer en cualquier parte del cielo; el brillo auroral, un fenómeno luminoso situado a gran altura sobre el horizonte, con filamentos que convergen hacia el cenit; cortinas, abanicos, llamas o luces ondulantes de distintas formas.
También se han observado auroras en las atmósferas de otros planetas, en particular de Júpiter. (Tomado de la Enciclopedia Encarta).
Incluye una colección de imagenes de auroras, así como enlaces a muy diversos recursos que sirven para monitorear la actividad geomagnética.
The Aurora Information and Images
Bien informada pagina sobre auroras, incluye videos, imagenes y enlaces con otros proyectos de observación y registro de auroras.
Pagina con tutorial de clima espacial, información sobre la fisica solar, coleccion de imagenes y video.ISTP Sun-Earth Connections Event (Imagenes de Auroras por Polar)
Esta pagina incluye ultimas imagenes y videos de auroras tomados por la nave Polar.
Today From Space: Earth's Aurora
Pagina con las ultimas imagenes de auroras boreales tomadas por la camara ultravioleta del satelite Polar, videos de las auroras boreales y un seguimiento de la relacion de las auroras y el clima espacial.
Algunos conceptos de la relación Tierra-Sol.
De la Tierra.
Magnetosfera, espacio situado alrededor de la Tierra en el cual, el campo magnético del planeta domina sobre el campo magnético del medio interplanetario. A pesar de su nombre, la magnetosfera no es esférica. En el lado de la magnetosfera que está orientado hacia el Sol, las líneas del campo magnético terrestre están comprimidas por el viento solar, una corriente de partículas atómicas ionizadas emitidas por el Sol de manera continua, a velocidades de entre 400 y 800 km/s. En este lado, la magnetopausa o frontera de la magnetosfera está a unos 60.000 km de la Tierra, pero en el lado opuesto, alejado del Sol, la magnetosfera presenta una cola muy larga, que se extiende hasta un millón de kilómetros o más.Si el espacio alrededor de la Tierra estuviera vacío, el campo magnético terrestre se parecería al de un gran imán en forma de barra. A medida que el viento solar alcanza al campo magnético terrestre, su presión se equilibra con la presión del campo magnético sobre la magnetopausa. Si las líneas del campo magnético se comprimen, como ocurre por efecto del viento solar, ejercen una fuerza para contrarrestar la presión. Este efecto es análogo al producido al acercar lateralmente dos imanes con los polos orientados en el mismo sentido. En este caso, es la compresión de las líneas de campo de los dos imanes lo que resiste la fuerza a medida que los imanes se van acercando.
La posición media de la magnetopausa y, por tanto, el tamaño de la magnetosfera, se puede calcular a partir de las propiedades del viento solar. Parte del viento solar es deflectado en torno a la magnetopausa. Alrededor de la magnetosfera hay una onda de choque, similar a la onda de proa de un barco, donde las líneas de campo magnético cambian de dirección bruscamente. Algunas de las ondas que se pueden propagar en plasmas —gases ionizados como el viento solar— son similares a las ondas sonoras normales. La naturaleza de la interacción de un obstáculo, como el campo magnético terrestre con el viento solar, depende de la relación entre su velocidad en el medio y la velocidad del sonido, o número de Mach. Si el número de Mach es mayor que 1, se desarrolla una onda de choque enfrente del obstáculo. Dependiendo de las condiciones del viento solar, el número de Mach de la magnetosfera en el viento solar varía entre 5 y 10.
Cuando se alteran las propiedades del viento solar en función de las condiciones del Sol, estas alteraciones se transmiten a la magnetosfera provocando tormentas en el campo magnético terrestre. La perturbación de la magnetosfera por parte del viento solar es responsable de fenómenos como la aurora y otros que afectan a las órbitas de las astronaves en torno a la Tierra. Las auroras suelen estar restringidas a las regiones polares; cuando se altera la magnetosfera, pueden observarse auroras desde lugares situados hasta a 40° de los polos. Las tormentas geomagnéticas (tormentas en la magnetosfera) también pueden alterar los cinturones de radiación terrestres, lanzando partículas altamente energéticas hacia la ionosfera y las capas altas de la atmósfera. Sin embargo, la magnetosfera actúa como pantalla para proteger a la Tierra del impacto directo de los rayos cósmicos y de la radiación solar de alta energía y, por tanto, constituye una parte vital para el entorno.
Otros planetas que poseen campo magnético también poseen magnetosfera; es el caso de Mercurio, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Del Sol.
Manchas solaresGeorge Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos magnéticos fuertes. Una mancha solar común tiene una densidad de flujo magnético de 0,25 teslas. En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una densidad de flujo de menos de 0,0001 teslas. Las manchas solares se suelen dar en parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce por lo menos desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.
De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.
Como cada mancha solar dura como mucho unos pocos meses, el ciclo solar de 22 años refleja los procesos asentados y de larga duración en el Sol y no las propiedades de las manchas solares individuales. Aunque no se comprenden del todo, los fenómenos del ciclo solar parecen ser el resultado de las interacciones del campo magnético del Sol con la zona de convección en las capas exteriores. Además, estas interacciones se ven afectadas por la rotación del Sol, que no es la misma en todas las latitudes. El Sol gira una vez cada 27 días cerca del ecuador, pero una vez cada 31 días más cerca de los polos.
Campo magnético
Gran parte del campo magnético está fuera de las manchas solares. La ausencia de penetración del campo magnético del Sol añade complejidad, diversidad y belleza a la atmósfera exterior del Sol. Por ejemplo, la turbulencia a mayor escala en la zona de convección empuja gran parte del campo magnético por encima de la fotosfera hacia los extremos de las células de supergranulación. La radiación de la capa que está exactamente encima de la fotosfera, llamada cromosfera, sigue este modelo con claridad. Dentro de los límites supergranulares, se lanzan en la cromosfera chorros de materia a una altitud de 4.000 km en 10 minutos. Las llamadas espículas están producidas por la combinación de la turbulencia y los campos magnéticos en los extremos de las moléculas supergranulares.
Sin embargo, cerca de las manchas solares, la radiación cromosférica es más uniforme. Estos lugares se denominan regiones activas y las áreas circundantes, que han distribuido suavemente la emisión cromosférica, se denominan playas. Las regiones activas son el lugar donde surgen las erupciones solares, explosiones provocadas por la liberación muy rápida de la energía almacenada en el campo magnético (aunque no se conoce el mecanismo exacto). Entre los fenómenos que acompañan a las erupciones solares están los reajustes del campo magnético, intensos rayos X, ondas de radio y la eyección de partículas muy energéticas que a veces llegan a la Tierra, alterando las comunicaciones de radio y produciendo fenómenos conocidos como auroras.
Viento solar
En uno o dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona tiene la fuerza suficiente para retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Cuanto más lejos está del Sol, el campo magnético es más débil y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior. Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético.
El flujo constante del material arrojado desde la corona es conocido como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte. Debido a la rotación solar, estas regiones de fuerte viento solar, conocidas como corrientes de viento solar a gran velocidad, suelen repetirse cada 27 días vistas desde la Tierra. El viento solar provoca alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
Textos reproducidos de la Enciclopedia Encarta.
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