TALLER no. 2 ACTIVIDAD SOLAR

1. TALLER no. 2 ACTIVIDAD SOLAR Karen Lizzette Velásquez Méndez Cód: 174640 G4N34Karen Figura No. 1. El Sol

2. 1. Cuál es el origen de las manchas solares? En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotoesfera. Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE

3. Investigaciones científicas recientes han demostrado que el fenómeno de reconexión magnética es responsable de las eyecciones de masa coronales y de las erupciones solares. Reconexión magnética es el nombre dado al reordenamiento de las líneas de campo magnético cuando dos campos magnéticos opuestos se acercan. Este reordenamiento está acompañado de una liberación espontánea de la energía almacenada en los campos originales dirigidos de forma opuesta. En el Sol, la reconexión magnética puede comenzar por una pequeña curva en el campo magnético que poco a poco se va cerrando sobre sí misma. Las líneas de campo de fuerza se ven cada vez más curvadas hasta que de repente cortan la curva, volviendo a la forma original. Sin embargo queda una parte sin conexión en forma de anillo. Este campo magnético en forma de anillo y el material que este contiene se pueden expandir violentamente hacia el exterior formando la eyección de masa coronaria. Esto también explica por qué las EMC y las erupciones solares ocurren desde los puntos donde el campo magnético solar es mucho más fuerte que la media. Mancha solar.

4. 2. ¿Qué sale de ellas? Cuando se originan manchas solares se producen eyecciones de masa coronal, también llamadas CME (por sus siglas en inglés: Coronal Mass Ejection). Una eyección de masa coronal es una onda que consta de radiación y viento solar que se desprende del Sol en el periodo llamado Actividad Máxima Solar, que ocurre cada 11 años. Por lo tanto, se emite gran cantidad de electrones y protones como radiación electromagnética de diferentes longitudes de onda ( ultravioleta e infrarrojo). Ejemplo de CME

5. 3. ¿Por qué es importante tecnológicamente monitorearlas permanentemente? Es importante monitorearlas permanentemente ya que las eyecciones de masa coronal son muy peligrosas ya que, si llegan a la Tierra y su campo magnético está orientado al sur, puede dañar los circuitos eléctricos, los transformadores y los sistemas de comunicación, además de reducir el campo magnético de la Tierra por un período. Cuando esto ocurre, se dice que hay una tormenta solar. Sin embargo, si está orientado al norte, rebotará inofensivamente en la magnetosfera. La magnetosfera o magnetósfera es una región alrededor de un planeta en la que el campo magnético de éste desvía la mayor parte del viento solar formando un escudo protector contra las partículas cargadas de alta energía procedentes del Sol.

6. 4. ¿En qué fechas recientes se presentaron estos fenómenos? El Sol presenta máxima actividad cada 11 años. La señal luminosa más poderosa observada por el instrumental de un satélite empezó el 4 de noviembre de 2003 a las 19:29 UTC, y saturó los instrumentos durante 11 minutos. La Región 486 parece haber producido un flujo de rayos X. Las observaciones holográficas y visuales indican actividad continuada en el Sol. El último máximo solar ocurrió en el año 2001. A continuación se muestran algunas fechas en las cuales se presentaron fenómenos de máxima actividad solar: Noviembre de 2000: El día 08/11/2000 se produce una tormenta de radiación solar con nivel 14,8x10E3 pfu. Abril de 2001. El 02/04/2001 se registra una erupción solar con nivel X20 en el rango de los rayos X, la mayor observada hasta la fecha con instrumentos electrónicos. Noviembre de 2001. El día 04/11/2001 se produce una tormenta de radiación solar con nivel 31,7x10E3 pfu. El día 22/11/2001 se produce una nueva tormenta de radiación solar, con nivel 18,9x10E3 pfu. Septiembre de 2001: El día 24/09/2001 se produce una tormenta de radiación solar con nivel 12,9x10E3 pfu.

7. Octubre-Noviembre de 2003 (Tormenta de Halloween): Entre los días 27/10-04/11, tres años después del máximo del ciclo solar 23, se registró nuevamente un nivel extremo de actividad en el clima espacial, alcanzándose apagones radio de nivel R4 (severo) el 28/10 a las 11:00 UTC. Un día después, se registró una tormenta de radiación solar de nivel S4 (severa), asociada a una eyección de masa coronal de nivel X17 que también provocó una tormenta geomagnética de nivel G5 (extrema), con Ap = 252 e índice geomagnético K=9 en latitudes medias y altas, al alcanzar la Tierra en unas 19 horas. La tormenta se mantuvo en niveles G3-G5 durante 24 horas. El satélite coreano KOMPSAT1, de órbita baja, sufrió variaciones en su órbita como consecuencia del calentamiento de la termosfera, mientras que el satélite japonés Kodama sufrió daños y tuvo que ser desconectado. Se sospecha que las tormentas también produjeron la pérdida del satélite ADEOS-2, valorado en 640 M$. La producción eléctrica en el norte de EE.UU. y Canadá tuvo que limitarse para evitar los efectos de las GIC, algo que fue posible gracias a las alertas emitidas por el NOAA/SWPC. La tripulación de la Estación Espacial Internacional tuvo que refugiarse en el módulo de servicio, donde el nivel de protección es más alto. El 30/10 se registra otra tormenta geomagnética con nivel Ap = 220, dejando sin suministro eléctrico a 50.000 usuarios en Suecia.

8. El 04/11 se registró una nueva erupción solar con nivel X28e en el rango de los rayos X, la mayor registrada hasta la fecha por instrumentos electrónicos de observación. Las comunicaciones aeronáuticas en HF se vieron seriamente afectadas por eventos de absorción polar (PCA) en latitudes superiores a 57º N. También se produjeron dificultades en las comunicaciones transatlánticas en HF. El desvío de vuelos transpolares para evitar daños por radiación a pasajeros y tripulantes tuvo un coste de entre 10 k$ y 100 k$. Interferencias en el sistema de radionavegación Loran-C. Fallos de GPS en latitudes altas y desconexión temporal de su sistema de apoyo a aeronaves WAAS durante 30 horas. Enero de 2005: El 17/01 se registra una llamarada solar de tipo X3.8, elevándose el nivel de ruido 80 veces en la banda de 10 cm. La tormenta de radiación solar, de nivel S3, tardó solamente 8 minutos en llegar a la Tierra, provocando apagones de radio de nivel R3. Durante cuatro días consecutivos, las rutas aéreas comerciales transpolares quedaron cerradas.

9. Diciembre de 2006: se produce una erupción que provoca una intensa ráfaga de ruido solar, 10 veces más intensa que las registradas en los últimos 50 años. Además, se registraron atenuaciones de 1 dB en frecuencias de hasta 35 MHz en toda la zona de la Tierra orientada al Sol, debido a las emisiones solares de rayos X y rayos UV que alcanzaron la Tierra en latitudes medias y bajas. La atenuación en las zonas polares fue provocada por los protones de alto nivel energético que alcanzaron la Tierra en latitudes altas. Abril de 2010: el día 05/04, el satélite de comunicaciones Intelsat Galaxy 15 comienza a tener fallos de envío de telemetría y de recepción de comandos, teniendo que ser sustituido por el Galaxy 12. Según el Oficial Jefe de Operaciones de la compañía constructora de estos satélites, el problema pudo deberse a un incremento de la actividad solar entre los días 03-05/04.

10. 5. ¿Dónde se encuentra información sobre la actividad solar? A 15 millones de kilómetros de la Tierra se encuentra el satélite ACE (Advanced Composition Explorer) el cual se encarga de medir la actividad solar. El índice Kp permita medir la actividad solar. En paginas de centros de investigación como NOAA / Space Weather Prediction Center se encuentran los indices Kp diarios.

11. 6. ¿En qué fecha histórica la actividad solar afectó nuestro planeta? La tormenta solar de 1859 es considerada la tormenta solar más potente registrada en la historia. En el año 1859 se produjo una gran eyección de masa coronal o fulguración solar. A partir del 28 de agosto, se observaron auroras que llegaban al sur hasta el Caribe. El pico de intensidad fue el 1 y 2 de septiembre, y provocó el fallo de los sistemas de telégrafo en toda Europa y América del Norte. Los primeros indicios de este incidente se detectaron a partir del 28 de agosto de 1859 cuando por toda Norte América se vieron auroras boreales. Se vieron intensas cortinas de luz, desde Maine hasta Florida. Incluso en Cuba los capitanes de barco registraron en los cuadernos de bitácora la aparición de luces cobrizas cerca del cenit. En aquella época los cables del telégrafo, invento que había empezado a funcionar en 1843 en los Estados Unidos, sufrieron cortes y cortocircuitos que provocaron numerosos incendios, tanto en Europa como en Norteamérica. Se observaron auroras en zonas de baja latitud, como Roma, Madrid, La Habana y las islas Hawái, entre otras. Aurora boreal

12. 7. Diseñe un cuadro para su monitoreo diario Aunque para monitorear la actividad solar se tienen en cuenta muchos parámetros, un cuadro posible puede ser:

13. 8. Calcule a qué distancia de la Tierra un satélite experimenta igual fuerza gravitacional hacia la Tierra y hacia el Sol. Cómo se llama este punto? GM/(r-R)3 – Gm/R2(r-R) = GM/r3 Denominemos G a la constante gravitacional, M a la masa del Sol, m a la de la Tierra, r a la distancia entre la Tierra y el Sol y v a la velocidad en su órbita. Si dividimos ambos lados por GM: G desaparece de la escena, y en lugar de las masas (m,M) del Sol y la Tierra, tenemos solo su relación, un número pequeño que denominaremos y = m/M = 3/1,000,000 En lugar de trabajar con r y R, se introduce la relación z = R/r, que es también un número pequeño, así finalmente R/r = z ~ 1/100 = 0.01 Luego, la distancia a L1 es aproximadamente 0.01 de la distancia al Sol. La ecuación es ahora 1/(r-R)3 – y/R2(r-R) = 1/r3

14. Lo anterior indica que la distancia a la cual un satélite experimenta igual fuerza gravitacional hacia la Tierra y hacia el Sol es 0,01(150.000.000 Km) = 1.500.000 Km. Donde 150.000.000 Km es la distancia Tierra-Sol. Este punto se denomina PUNTO DE LAGRANGE (L1). Puntos de Lagrange El punto L1 del sistema Sol-Tierra es ideal para hacer observaciones del Sol. Los objetos aquí situados nunca son eclipsados por la Tierra o la Luna. El Observatorio Solar y de la Helioesfera (SOHO) se estaciona en punto L1, y el Advanced Composition Explorer (ACE) está en una órbita Lissajous alrededor también del punto L1. El punto L1 del sistema Tierra-Luna permite un acceso fácil a la órbita lunar y de la Tierra con un mínimo cambio de velocidad, delta-v, y sería ideal para una estación espacial tripulada a medio camino pensada para ayudar al transporte de carga y personal hacia y desde la Luna. Satélite ACE

15. 9. Qué es el viento solar? El viento solar es una corriente de partículas cargadas expulsadas de la atmósfera superior del Sol (o de una estrella en general). Este viento consiste principalmente de electrones y protones con energías por lo general entre 10 y 100 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona. El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras (luces del norte y del sur), y el plasma de las colas de los cometas que siempre apuntan lejos del sol. El plasma del viento solar al llegar a la heliopausa.

16. La existencia de un flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol fue sugerida por el astrónomo aficionado británico Richard C. Carrington. En 1859 Carrington y Richard Hodgson observaron de forma independiente por primera vez lo que más tarde se conocería como llamarada solar. Una llamarada solar es un estallido repentino de energía de la atmósfera solar. Al día siguiente se observó una tormenta geomagnética y Carrington sospechó que existía una conexión entre ambas (la llamarada solar y la tormenta electromagnética). George Fitzgerald sugirió más tarde que la materia que se expulsa de forma acelerada desde el sol llega a la Tierra varios días más tarde. En 1990 se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del Sistema Solar.

17. 10. Cuál es una velocidad típica del viento solar? La composición elemental del viento solar en el Sistema Solar es idéntica a la de la corona solar: un 73% de hidrógeno y un 25% de helio, con algunas trazas de impurezas. Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar. Dado que el viento solar es plasma, extiende consigo el campo magnético solar. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al viento solar en forma de espiral, arrastrando sus líneas de campo magnético, pero más allá de esa distancia el viento solar se dirige hacia el exterior sin mayor influencia directa del Sol. Las explosiones desusadamente energéticas de viento solar causadas por manchas solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol se denominan "tormentas solares" y pueden someter a las sondas espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Las partículas de viento solar que son atrapadas en el campo magnético terrestre muestran tendencia a agruparse en los cinturones de Van Allen y pueden provocar las Auroras boreales y las Auroras australes cuando chocan con la atmósfera terrestre cerca de los polos geográficos. Otros planetas que tienen campos magnéticos similares a los de la Tierra también tienen sus propias auroras.

18. 11. Qué velocidad adquiere un protón que alcanza una energía cinética de 100 keV? Para la velocidad: Al despejar la velocidad:

19. BIBLIOGRAFÍA • http://www.phy6.org/stargaze/Mlagrang.htm consultado el 14/11/2012. • http://es.wikipedia.org/wiki/Puntos_de_Lagrange consultado el 14/11/2012. • http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/kp_3d.html consultado el 14/11/2012.