Monitoreo de la actividad solar en Internet

(índices de actividad, flashes, etc.)

¿Por que es importante registrar y analizar el comportamiento solar?, es importante esta actividad por que depende de nuestra estrella mas cercana el avance o no de la vida y en que condiciones se puede manifestar. El sol afecta no solo la vida, sino que afecta a nuestra tecnología (Satélites, Comunicaciones, y todo tipo de artefactos electrónicos sensibles a la ráfaga de energía que despide el Sol en su comportamiento a veces anómalos, y en su ciclo de 12 años aproximadamente.)

Estos datos son un complemento a nuestra actividad vinculada a la tecnología SuperSID donado por la Universidad de Stanford y coordinada por el Ing. David Westman de los EEUU. Los enlaces a los diversos sitios en todo el mundo, se refieren a Centros de Investigación Solar y servirán como información a correlacionar para los Docentes y estudiantes Universitarios, con los datos obtenidos por el SuperSID.

satsun

Aquí veremos:
globul2a.gif (67 bytes)1) Enlaces a sitios que proporcionan la información más reciente sobre eventos en el Sol;
globul2a.gif (67 bytes)2) Enlaces a sitios dedicados a la predicción de la actividad solar;
globul2a.gif (67 bytes)3) Clasificación de las manchas solares;
globul2a.gif (67 bytes) 4) Clasificaciones de bengalas (por rayos X , óptica (H a ) , radio );

sunbar2.gif (2714 bytes)
Estado actual de la actividad solar:

Rayos X solares:

Campo geomagnético:

>

Status
Status

& nbsp;

 

De n3kl.org

Los siguientes recursos de red están dedicados a la predicción de la actividad solar y geofísica:
NOAA SEC:  https://www.swpc.noaa.gov/
IZMIRAN: http: // www. izmiran.ru/services/saf/

EL CENTRO DE ANÁLISIS DE DATOS DE INFLUENCIAS SOLARES, 
SIDC, BRUSELAS, BÉLGICA                http://sidc.oma.be/index.php3,  
IZMIRAN, MOSCÚ, TROITSK, RUSIA   http://www.izmiran.ru

Pronóstico australiano Pronóstico
Canadá Pronóstico
belga

Los datos en vivo sobre eventos en el Sol se pueden encontrar en los siguientes sitios:
http://www.solarmonitor.org
http://www.lmsal.com/solarsoft/latest_events/
http://sec.noaa.gov/Data/#reports
http : //www.spaceweather.com/
http://hirweb.nict.go.jp/sedoss/solact3 ( Japón, Hiraiso: Gráfico de actividad solar) + espectrógrafo  http://sunbase.nict.go.jp/solar/denpa /index.html
http://dxlc.com/solar/ (!) -10cm y gráficos de manchas solares, últimos informes de destellos Imágenes de energía solar actual de

SPACR (Space Physics Interactive Data Resource) SPAC http: //www.solar.ifa.hawaii. edu / ARMaps / today.html   + http://www.solar.ifa.hawaii.edu/ARMaps/Archive/2006/ http://sidc.oma.be/index.php3

http://www.n3kl.org/sun/
http://www.sec.noaa.gov/SWN/
http://www.iki.rssi.ru/sw.htm
http://www.lmsal.com /SXT/html2/First_Light.html (junio de 1996 – febrero de 2002)
http://www.bbso.njit.edu/cgi-bin/ActivityReport   (noviembre de 1998 – octubre de 2005)

Informes de actividad solar de la SEC:
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/plots.html
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/lists.html
http://sec.noaa.gov/ftpmenu/indices/events .html http://sec.noaa.gov/ftpdir/lists/radio/radio_bursts.txt http://sec.noaa.gov/alerts/SPE.html http://sec.noaa.gov/rt_plots/xray_5m. html hay algunos enlaces más:

 ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SGD/sgdpdf/
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA / SOLAR_FLARES / XRAY_FLARES /
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/HALPHA_FLARES/
ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SOLAR_FLARES/INDEX/
http: // umbra .nascom.nasa.gov / batse / batse_years.html (1991-2000)

http://www.sec.noaa.gov/sxi/    http://sxi.ngdc.noaa.gov/

H-alpha y 6122 imágenes continuas

Clasificaciones de brotes:
hay varias clasificaciones de brotes de acuerdo con los rangos de radiación electromagnética. Aunque los destellos fuertes son visibles en todos los rangos, pueden tener diferentes intensidades o pueden no aparecer en todos los rangos.

1) Históricamente, el primero es la clasificación óptica (en la línea ). La clase del flash está determinada por el brillo del flash y su tamaño aparente. Las unidades de flash de clase 2B-4B se consideran «fuertes». Varios observatorios siguen los
brotes en H a : Lermonth , Holloman, Ramey Air Base, Voroshilov, etc. Todos estos datos se publican en el  SGD-Solar Geophysical Data (NOAA).
Clasificación de destellos ópticos

  Llamarada  área    Llamarada brillantez
Importancia Área real en unidades de grados cuadrados (grados cuadrados)    Área aparente en millonésimas de disco solar (10 -6 solar A)
S (pequeño)   A <2.0  A <200  F (débil), N (normal), B (brillante)
1  2.1 <A <5.1  200 <A <500
2  5.2 <A <12.4  500 <A <1200
3  12,5 <A <24,7   1200 <A <2400
4 4     A> 24,7     A> 2400

2) Clasificación de rayos X Según esta clasificación, los flashes más potentes corresponden a la clase X (extra). Durante las erupciones de clase X, por regla general, nos llega un gran número de protones (registrados en satélites y a nivel de la Tierra). Tales llamaradas se llaman llamaradas de protones. Con algunos destellos potentes, puede observar cómo la sustancia expulsada (bola de plasma) se aleja del Sol. Tales fenómenos se llaman eyección de masa coronal. Dependiendo de la posición de la llamarada en relación con el meridiano solar, la sustancia puede caer a la Tierra (brote geoefectivo), pero puede no caerse. La sustancia expulsada llega a la Tierra en aproximadamente dos días (dependiendo de la velocidad de liberación, puede haber una diferencia de varias horas).
Clasificación de los rayos X

  Rango de un FLARE basado en su salida de energía de rayos X. Las llamaradas se clasifican por el orden de magnitud de la intensidad máxima de la explosión (I) medida en la tierra en la banda de 1 a 8 angstrom de la siguiente manera:

              Clase (en vatios / metro cuadrado)
                B I < 10-6 vatios / m 2
                C 10-6 <= I < 10-5
                M 10-5 <= I <10 -4
                X I> 10 -4

Las llamaradas de protones se pueden rastrear utilizando los satélites  BATSE y GOES . (En junio de este año, Betsy se ahogó en el océano, solo quedó Goes). Los datos de Goes (9 satélites meteorológicos NOAA) se pueden ver aquí para determinar cuándo hubo brotes en los últimos 3 años:

Dic98 , Nov98 , Oct98 , Sep98 , Aug98, Jul98 , Jun98 , May98 , Apr98 , Mar98 , Feb98 , Jan98
Dic99 , Nov99 , Oct99 , Sep98 , Aug98 , Jul99 , Jun99 , May99 , Apr99 , Mar99 , Feb99 , Jan99
Dec00 , Nov00 , Oct00 , Sep00 , Aug00 , Jul00 , Jun00 , May00 , Apr00 , Ma00 , Feb00 , Jan00


La clasificación de los flashes de radio es más complicada, no puede prescindir de una imagen:

Tormentas de
     emisión de radio Emisiones del sol en longitudes de onda de radio de centímetros a decámetros, tanto en condiciones tranquilas como perturbadas.

      Tipo I. Una tormenta de ruido compuesta por muchas ráfagas cortas de banda estrecha
               en el rango métrico (300 – 50 MHz).
     Tipo II. Emisión de banda estrecha que comienza en el rango del medidor
               (300 MHz) y se desplaza lentamente (decenas de minutos) hacia las
               longitudes de onda del decametro (10 MHz). Las emisiones de tipo II ocurren en
               asociación débil con las principales FLARE y son indicativas de
               una onda de choque que se mueve a través de la atmósfera solar.
      Tipo III. Explosiones de banda estrecha que barren rápidamente (segundos) desde
                decímetros a longitudes de onda de decámetros (500 – 0.5 MHz). A
                menudo ocurren en grupos y son una característica ocasional de complejos
                Regiones activas solares.
      Tipo IV Un continuo continuo de ráfagas de banda ancha principalmente en el
               rango del medidor (300 – 30 MHz). Estas explosiones están asociadas con
              algunos eventos de brote importantes que comienzan de 10 a 20 minutos después del
             máximo de brote, y pueden durar horas.


El nivel de actividad solar se estima tradicionalmente con mayor frecuencia por el número de puntos en el sol. (El número ponderado de puntos (es decir, cuando se tienen en cuenta los tamaños de punto) se denomina número Wolf, o número de punto de Zurich Wolf sn o Zurich sn Solo se puede ver el número de puntos de NOAA aquí) . El flujo de emisión de radio de 10 cm también refleja bien el ciclo de actividad solar + de 11 años (cm Pentincton ) y se utiliza para medir los niveles de actividad.

El número de puntos solo puede evaluarse subjetivamente, por supuesto. Dependiendo de la resolución de la herramienta, veremos un número diferente de puntos, y debemos decidir qué tan pequeños contarán los puntos (todavía hay poros), etc. Por lo tanto, tiene sentido construir curvas solo en series homogéneas de observaciones, en un solo instrumento. Por lo tanto,  MWO mantiene su recuento de puntos, y los números publicados en el boletín mensual SGD (desafortunadamente aún no tiene una versión electrónica) por NOAA pueden considerarse una clasificación más generalmente aceptada  .

(Nota: en realidad se informan al menos dos números de manchas solares «oficiales». El Número Internacional de Manchas Solares es compilado por el Centro de Datos del Índice de Manchas Solares en Bélgica. El número de manchas solares NOAA es compilado por la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica de EE. UU.)

Clasificación de manchas solares a
partir de datos de datos geofísicos solares (SGD) Explicación del informe de datos, julio de 1987, número 515 (Suplemento): descripción de la tabla del grupo de manchas solares tal como aparece en el SGD mensual.

Grupos de manchas solares: esta tabla presenta la evolución de los grupos de manchas solares a medida que cruzan el disco del Sol. Los grupos están ordenados por fecha de paso por Central Meridian. Se enumeran los informes diarios de varias estaciones. La primera columna contiene el número de región NOAA / USAF asignado por el Centro de Servicios Ambientales del Espacio NOAA (SESC) y USAF. Cuando no se asignó ningún número, el número de un grupo que pasa por CMP aproximadamente al mismo tiempo se usa con una letra
adjunta. Las letras se agregan secuencialmente dependiendo del número de diferentes grupos no asignados. El mt.
El número de región de manchas solares de Wilson también se incluye cuando el monte. Los informes de Wilson están disponibles.
Las clasificaciones magnéticas se definen de la siguiente manera:

A = alfa Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad.

AP = alfa * p Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad que corresponde a los puntos anteriores en ese hemisferio para ese ciclo.

AF = alfa * f Todas las medidas magnéticas en el grupo son de la misma polaridad que corresponde a los siguientes puntos en ese hemisferio para ese ciclo.

BP = beta * p Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican que los puntos anteriores son dominantes.

B = beta Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican un equilibrio entre los puntos anteriores y siguientes.

BF = beta * f Un grupo bipolar en el que las medidas magnéticas indican que los siguientes puntos Q son dominantes.

BG = beta * gamma Un grupo que tiene características generales pero en el que uno o más puntos están fuera de lugar en lo que respecta a las polaridades.

G = gamma Un grupo en el que las polaridades están completamente mezcladas.

Se agregarán declaraciones a la clasificación anterior si el grupo también es de la «D = configuración delta»: puntos de polaridad opuesta dentro de 2 1/2 grados entre sí y en la misma penumbra.

La clasificación de manchas solares en la columna marcada «Clase de punto» se representa con tres letras mayúsculas consecutivas. Es la clasificación revisada ideada por PS McIntosh de NOAA. Consiste en una clase modificada de Zurich Brunner, el tipo de
punto más grande dentro del grupo y la distribución relativa del punto o compacidad del grupo. Esta clasificación se incluye en el código USSPS, IUWDS, códigos sinópticos para datos solares y geofísicos, tercera edición revisada, p. 108, 1973. En el artículo de revisión de McIntosh sobre observaciones de manchas solares en
The Physics of Sunspots, Sacramento Peak National Observatory, 1981. se incluyen una discusión sobre la lógica y la interpretación de esta clasificación . Las definiciones de la clasificación y una ilustración de los tipos de manchas solares seguir.

Cuando es posible, se identifican conjuntos de puntos bipolares separados por polaridades magnéticas medidas, por las posiciones de los puntos en relación con las líneas de inversión de polaridad inferidas de las estructuras en los filtergramas H-alfa, y por el registro del nacimiento y la evolución
de los puntos. Si estas observaciones no están disponibles, las siguientes definiciones identifican la mayoría de los grupos de manchas unipolares y bipolares: (ver Figura en el Suplemento SGD 515 y las definiciones a continuación)

Grupo unipolar: un solo punto o un solo grupo compacto de puntos con la mayor distancia entre dos puntos del grupo que no exceda los tres grados heliográficos. En los grupos modificados de la clase H de Zurich, esta distancia se mide desde
el borde penumbral exterior del punto más grande hasta el centro del punto más distante del grupo. Los nuevos puntos fuertes que son claramente más jóvenes que el punto cercano de tipo h (ver Penumbra: Punto más grande) generalmente son miembros de un nuevo
grupo bipolar emergente y deberían llamarse un grupo separado.

Grupo bipolar (alargado): dos puntos o un grupo de muchos puntos que se extienden aproximadamente de este a oeste con el eje mayor excediendo una longitud de tres grados heliográficos. Un punto principal de tipo h puede tener un diámetro de tres grados, por lo que un
grupo bipolar con un punto de tipo h debe superar los cinco grados de longitud.

Clase de Zurich modificada (primera letra mayúscula en la tabla)

A Un grupo unipolar sin penumbra. No hay límite superior para la longitud de los grupos de clase B.

B Un grupo bipolar sin penumbra.

C Un grupo bipolar con penumbra en puntos de una polaridad, generalmente en puntos en un solo extremo de un grupo alargado. Los grupos de clase C se convierten en clase D compacta cuando la penumbra excede los cinco grados en extensión longitudinal. No hay límite superior para la longitud de los grupos de clase C.

D Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades, generalmente en puntos en ambos extremos de un grupo alargado. La longitud no excede los 10 grados de longitud heliográfica.

E Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades y con una longitud entre 10 y 15 grados heliográficos.

F Un grupo bipolar con penumbra en puntos de ambas polaridades y con una longitud superior a 15 grados heliográficos.

H Un grupo unipolar con penumbra. Los puntos de asistencia están a menos de tres grados heliográficos de la penumbra del punto principal. Los puntos principales son casi siempre los puntos líderes que quedan de un antiguo grupo bipolar. Los grupos de clase H se convierten en clase D compacta cuando la penumbra excede los cinco grados en extensión longitudinal.

Tenga en cuenta que las clases de Zurich G y J faltan en esta revisión. Los grupos de clase G están incluidos en la definición de las clases E y F, y los grupos de clase J están incluidos en la clase H.

Penumbra: punto más grande (segunda letra mayúscula en la tabla)

«x» Sin penumbra. El ancho del área gris que bordea los puntos debe exceder los tres segundos de arco para clasificar como penumbra.

«r» La penumbra es rudimentaria. Por lo general, es incompleto, de contorno irregular, tan estrecho como tres segundos de arco, de intensidad más brillante que la penumbra normal y tiene una estructura fina moteada o granular. La penumbra rudimentaria representa la transición entre la granulación fotosférica y la penumbra filamentosa. El reconocimiento de la penumbra rudimentaria normalmente requerirá fotografías u observación directa en el telescopio.

«s» Penumbra simétrica, casi circular, con estructura fina filamentosa y un diámetro de punto que no excede 2 1/2 grados heliográficos. Las umbras forman un grupo compacto cerca del centro de la penumbra. Además, las penumbras elípticas son simétricas con respecto a una única umbra. Las manchas con penumbra simétrica cambian muy lentamente.

«a» Penumbra asimétrica o compleja con estructura fina filamentosa y un diámetro de punto a lo largo de un meridiano solar que no exceda de 2 1/2 grados heliográficos. La penumbra asimétrica es de contorno irregular o claramente alargada (no circular) con dos o más umbras dispersas dentro de ella. El ejemplo en la figura es de transición entre «s» y «a». Las manchas asimétricas generalmente cambian de forma día a día.

«h» Una gran penumbra simétrica con un diámetro mayor de 2 1/2 grados heliográficos. Aparte del tamaño, tiene características similares a las de la penumbra «s».

«k» Una gran penumbra asimétrica con un diámetro mayor de 2 1/2 grados heliográficos. Aparte del tamaño, sus características son las mismas que la «a» penumbra. Cuando la extensión longitudinal de la penumbra excede los cinco grados heliográficos, es casi seguro que ambas polaridades magnéticas están presentes dentro de la penumbra y la clasificación del grupo se convierte en Dkc o Ekc o Fkc.

Distribución de manchas solares (tercera letra mayúscula en la tabla)

«x» Punto único.
«o» Una distribución de espacios abiertos. El área entre los extremos anterior y posterior del grupo está libre de manchas, de modo que el grupo parece dividirse claramente en dos áreas de polaridad magnética opuesta. Una distribución abierta implica un gradiente de campo magnético relativamente bajo a través de la línea de inversión de polaridad.

«i» Una distribución spot intermedia. Algunos puntos se encuentran entre los extremos principales y siguientes del grupo, pero ninguno de ellos posee penumbra.

«c» Una distribución spot compacta. El área entre los extremos delantero y siguiente del grupo de puntos está poblada con muchos puntos fuertes, con al menos un punto interior que posee penumbra. El caso extremo de distribución compacta tiene todo el grupo de puntos envuelto en un área penumbral continua. Una distribución puntual compacta implica un gradiente de campo magnético relativamente pronunciado a través de la línea de inversión de polaridad.

Mount wilson clasificaciones magnéticas

Alfa Denota un grupo de manchas solares unipolares.
Beta Un grupo de manchas solares que tiene
polaridades magnéticas positivas y negativas , con una división simple y distinta entre
las polaridades.
Beta-Gamma. Un grupo de manchas solares que es bipolar pero en el que no
se puede dibujar una línea continua que separe puntos de
polaridades opuestas .
Delta Una configuración magnética compleja de un
grupo de manchas solares solares que consiste en umbras de polaridad opuesta
dentro de la misma penumbra.
Gamma Una región activa compleja en la que
las polaridades positivas y negativas se
distribuyen de manera tan irregular que impiden su clasificación como grupo bipolar.


Información solar y geofísica actual (más enlaces)

Para datos más detallados que incluyen numerosas series de tiempo:

Fuente: https://www.sao.ru