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Actividad Solar (por EA3EPH)

Flujo de plasma procedente del Sol (27MAY14, cortesía SDO-NASA)

A lo largo del ciclo solar, la radiación responsable de la formación de la ionosfera así como el número de manchas presentes en el disco solar es diferente, alcanzándose la máxima actividad solar en los años cercanos a la mitad del ciclo.

Los diferentes fenómenos a los que se conoce en conjunto como actividad solar, normalmente están muy ligados entre sí. Entre ellos, por sus efectos en la ionosfera así como en la propagación HF, destacan principalmente las manchas solares, fulguraciones y eyecciones de la
masa coronal.

La manchas solares son regiones más frías y oscuras que aparecen en la fotosfera, constituyen una de las manifestaciones más evidente de los fenómenos de actividad solar y muy frecuentemente se forman en las regiones activas del Sol, “zonas desde donde emergen campos magnéticos muy complejos e intensos”.

En una mancha solar se distinguen dos regiones: una central, más oscura y de menor temperatura llamada umbra que está rodeada de otra zona menos oscura llamada penumbra, alcanzando ocasionalmente la superficie de ésta hasta alrededor del 80% del total de la mancha.

Las manchas solares pueden tener diferentes tamaños, su duración oscila desde alrededor de una hora en las manchas pequeñas o poros, hasta meses en las manchas grandes.

Cuando las manchas solares son pequeñas o no desarrolladas no se diferencian
las dos regiones en las manchas.

Al inicio del ciclo solar las manchas solares aparecen en latitudes altas de ambos hemisferios, durante el ciclo van cambiando su número forma y dimensiones
desplazándose hacia el ecuador, se sitúan en latitudes medias en fechas de máxima actividad y acaban desapareciendo en latitudes bajas al final del ciclo.

Las fulguraciones son fenómenos transitorios de corta duración que se originan
en las regiones activas del Sol. En una fulguración se da gran liberación de energía, principalmente en forma de radiación y en todo el rango de frecuencias, aunque también en forma partículas atómicas y sus efectos son fuertemente perturbadores en la ionosfera y la
propagación HF.

Dado que la radiación solar tarda alrededor de 8 minutos en alcanzar la Tierra, como primer efecto, unos 8 minutos más tarde tras producirse una fulguración y a consecuencia de la radiación liberada, en la zona en que es de día, esa radiación ocasiona un rápido aumento de la ionización principalmente en las regiones más bajas de la ionosfera D y E, lo cual aumenta fuerte o severamente la absorción de las señales de HF, dependiendo en gran parte de la elevación del Sol y durante cortos plazos de tiempo. Alrededor de unos 30 minutos más tarde, las partículas atómicas, principalmenteprotones y neutrones, pueden alcanzar la ionosfera e incrementa la ionización.

En las eyecciones de la masa coronal, el Sol “expulsa” gran cantidad de “materia” y a gran velocidad que altera e incrementa su continuo viento solar. El viento solar es un plasma muy poco denso, su temperatura es muy elevada, depende del nivel de agitación de sus partículas y dependiendo de la actividad solar, su velocidad oscila entre los 250 km/s y los 900 km/s aproximadamente. Dependiendo de su trayectoria y velocidad, el viento solar alcanza el campo magnético de la Tierra incluso hasta poco más de un día después de producirse una eyección de la masa coronal.

Normalmente, el viento solar no logra penetrar en el campo magnético de la Tierra, sino que lo comprime fuertemente en la zona de día dándose todo lo contrario en la zona de noche, donde se expande. El conjunto de ambas zonas “día/noche” se conoce como la magnetosfera terrestre.

El viento solar arrastra consigo el campo magnético del Sol, conocido también como campo magnético interplanetario y dependiendo de su orientación, hay veces que este afecta a la magnetosfera, ocasionando grandes cambios o alteraciones en el plasma de ésta, dando origen a las conocidas tormentas geomagnéticas, las cuales afectan más o menos fuertemente a la ionosfera así como a la propagación HF dependiendo de su nivel o intensidad.

Resumiendo:

Nacen en los extremos,
crecen al desplazarse
se dirigen hacia el centro
siempre desde ambas partes.
Cada una que aparece,
lo primero es registrada
siguiendo su evolución
día a día es observada.
Quizás cuestión de paciencia,
a veces el Sol se enfada
apretando las narices
y hasta cambiando su cara.
Son cambios de su carácter,
su viento y su radiación
afecta a la ionosfera
también la propagación.
Día a día sin cesar,
esos datos son guardados
estando siempre pendientes
de qué es lo que está pasando.

Alonso Mostazo (EA3EPH)

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La Ionosfera (I): El Sol y su radiación

Primera entrega de una serie de 4 artículos de Alonso Mostazo Plano (EA3EPH) sobre la ionosfera.

Como sabemos, el Sol es la estrella más cercana a la Tierra, su masa es 332.946 veces superior a la de nuestro planeta, su brillo es consecuencia de las reacciones nucleares que tienen lugar en su denso núcleo, región se extiende aproximadamente hasta 1/4 de su radio, su movimiento de rotación es más rápido en la zona ecuatorial (donde da una vuelta cada 25 días) que en los polos, donde el giro de su masa se produce cada 34 días y su atmósfera se compone de tres capas principales: la fotosfera, la cromosfera y la corona, siendo éstas dos últimas más externas y visibles durante los eclipses de Sol.

La actividad solar varía lentamente y se caracteriza principalmente por la formación de las manchas solares, protuberancias, filamentos en la corona, así como fulguraciones y chorros coronales, fenómenos de actividad que obedecen a leyes de frecuencia, latitud y polaridad magnética, características de los ciclos solares y aunque su duración es aproximadamente de 11 años, se han registrado ciclos de mayor, así como de menor duración.

Imagen del Sol en UV extremo tomada por la sonda Solar Dynamics Observatory en Mayo de 2012 (Cortesía NASA/SDO)

La radiación solar está compuesta por ondas y su análisis puede revelar gran información acerca de las propiedades físicas del Sol, además, en determinadas longitudes de onda, no sólo es la responsable de la formación de la ionosfera, sino que en razón a los cambios que ocasiona en ésta, también afecta fuertemente a la propagación HF y en dicha radiación, además de las ondas de radio, podemos distinguir por su longitud de onda:

  • Rayos X duros, con una longitud de onda inferior a 10 nanometros (nm).
  • Rayos X blandos, con una longitud de onda comprendida entre 10 y 30 nm.
  • Extrema Ultravioleta, con una longitud de onda entre 30 y 120 nm.
  • Ultravioleta, con una longitud de onda entre 120 y 400nm.
  • Visible, con una longitud entre 400 y 700nm.
  • Infrarroja, con una longitud de onda entre 700 nm y 1 mm.

Desde diferentes estaciones de la Tierra, diariamente se toma medida de la radiación solar en determinadas frecuencias y entre ellas del flujo Solar de 2.800 MHz (10,7 cm de longitud de onda) que se considera es el índice que mejor indica la intensidad de la radiación  ultravioleta (principal responsable de la formación de la ionosfera en zonas medias y altas) y el valor de éste es “proporcional” al número de Wolf (número relacionado con la cantidad de manchas presentes en la superficie del Sol), pero dado que los altibajos que se dan en día a día en ese flujo son menores, es por ello una cifra más estable.

A lo largo de un ciclo solar, las manchas solares se desplazan constantemente sobre el disco solar desde latitudes altas a latitudes bajas en ambos hemisferios y cada ciclo sigue una ley de polaridad inversa al anterior, conociéndose como “Constante Solar” a la cantidad total de energía por segundo para todas las longitudes de onda que se recibiría en la parte superior de la atmósfera terrestre cuando la Tierra está situada a su distancia media del Sol, siendo su valor de unos 1.370 W/m2.

La mayor parte de la radiación solar es emitida en la parte visible del espectro y en el infrarrojo cercano al mismo, la radiación ultravioleta es aproximadamente un 1% del total y todas las demás longitudes de onda lo hacen con una pequeñísima fracción de otro 1%.

Autor: Alonso Mostazo Plano (EA3EPH).

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