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En esta página encontrará una descripción general del clima espacial. Para una explicación más detallada con imágenes y otras herramientas útiles, lo invitamos a hacer clic en los enlaces que encontrará debajo de cada párrafo. Si todavía tiene una pregunta candente, deje un mensaje en nuestros foros y haremos nuestro mejor esfuerzo para ayudarlo.

Clima Espacial Básico

El clima espacial comienza en el sol. El Sol es mucho más que una esfera caliente y brillante en el medio de nuestro sistema solar. El Sol es muy dinámico y juega un papel clave en todo el Sistema Solar.

The first thing we need to understand is that space is not as empty as it might look. Space is filled with a constant stream composed of highly charged particles (electrons) which come from the Sun. This stream is what we call the solar wind. The magnetic field surrounding our planet makes sure that everybody who lives here is protected from this solar wind. If we wouldn’t have a magnetic field around our planet, Earth would like exactly like Mars: a barren planet without an atmosphere where we human beings wouldn’t be able to survive. While it’s a great thing that we have this magnetic field around our planet to protect us, our magnetic field is not 100% watertight. The solar wind is still able to penetrate our atmosphere near weak spots in an oval shape around the magnetic poles of our planet. The solar wind collides there with oxygen and nitrogen atoms that make up our atmosphere at an altitude mainly between 80 to 600 kilometers. When the solar wind collides with these atoms, the atoms in our atmosphere temporally get a boost of energy. This energy causes the atoms in our atmosphere to temporally release photons, which is a form of energy that we see as light. These atoms emit this light until they calmed down. The light that these atoms emit is the aurora that we see in the night sky.

The solar wind is the first piece of the puzzle that we need to know about to fully understand what space weather is all about. The second piece of the puzzle has to do with the magnetic field of the Sun. This is what we call the interplanetary magnetic field. The interplanetary magnetic field is carried throughout the solar system by the solar wind and its properties change continuously. The interplanetary magnetic field constantly changes both in strength and direction. For aurora we want that the total strength of the interplanetary magnetic field to be as high as possible (indicated with Bt) and that the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field turns southward. On the graph which you can find on our site you will see a negative value when the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field turns southward.

Pero, ¿por qué es tan importante para nosotros que la componente Z del campo magnético interplanetario gire hacia el sur? Eso es bastante fácil de entender si alguna vez jugaste con imanes de barra. Si toma dos imanes de barra ordinarios y trata de juntar los dos polos norte (o sur), verá que los imanes quieren separarse unos de otros. Se repelen el uno al otro. Si juntas los polos norte y sur, verás que se atraen. ¡Las polaridades opuestas se atraen entre sí! Exactamente el mismo principio sucede en el espacio donde el campo magnético interplanetario y el campo magnético de la Tierra se encuentran cuando las líneas del campo magnético desde la Tierra apuntan de sur a norte. Este es el componente Z del campo magnético de la Tierra y siempre apunta hacia el norte. Cuando el componente Z del campo magnético interplanetario también apunta al norte, veremos que, al igual que los imanes de barra que tenemos en nuestros hogares, el viento solar se repele y no logra conectarse con el campo magnético de la Tierra, haciendo que sea más difícil entrar en nuestra atmósfera.

Now let’s pretend that the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field has turned southward. We now know that because the magnetic field of the Earth points northward, the interplanetary magnetic field with a southward Z-component has a much easier time connecting with the magnetic field of our planet. Think of the bar magnets! South and north attract each other! With this connection, it will be much easier for the solar wind to enter out atmosphere. On the graph which you can find on our site we want to see a negative value. This means that the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field is pointing south.

The solar wind and the interplanetary magnetic field are not constant in their strength, direction, density and speed. These values can be dramatically different from moment to moment. The solar wind here at Earth has a speed of about 300km/s during normal conditions. However, this speed can increase drastically thanks to certain events on the Sun to 1.000km/s or sometimes even more! The density of the solar wind (number of solar wind particles per square centimeter) can also be totally different from moment to moment. Even the interplanetary magnetic field can increase dramatically in strength what in turn can cause a much more dramatic response when it interacts with Earth’s magnetic field. With a high solar wind speed and density and a strong southward directed interplanetary magnetic field we can see that Earth’s magnetic field gets overwhelmed by the solar wind, in turn causing more and more solar wind particles to reach out atmosphere. The aurora becomes brighter and the auroral oval will expand to lower latitudes than normal. When this occurs we speak of a geomagnetic storm. We will get back to this later on because we first need to learn what causes these enhanced space weather conditions. To find the cause of that, we of course need to focus our attention once more on the Sun. We have two distinct phenomena that we need to learn about: coronal holes and coronal mass ejections.

Agujeros coronales

We start with coronal holes. A coronal hole is an area on the Sun where the Sun's magnetic field lines stretch out far into space. This causes a hole to form in the corona, our Sun's outermost layer. These coronal holes are areas on the Sun where solar wind can escape at a higher speed than normal. When such an area faces Earth, the solar wind of such a coronal hole will start to catch up with the normal solar wind which is often considerably slower than the solar wind from a coronal hole. This causes a shock wave to form where the solar wind has a higher density and carries with it a much stronger interplanetary magnetic field as well. When the shock wave has passed we will see that the density and the interplanetary magnetic field strength decreases and the solar speed increases. Coronal holes are often the source of minor to moderate geomagnetic storms here on Earth.

Eyección de masa coronal

Los efectos climáticos espaciales más dramáticos provienen de las llamadas eyecciones de masa coronal. Una eyección de masa coronal (o CME para abreviar) es básicamente una nube gigante de plasma solar empapada con líneas de campo magnético solar que son expulsadas por el Sol durante eventos dramáticos como llamaradas solares y erupción de filamentos. Más adelante veremos qué llamaradas solares y erupciones de filamentos son exactamente, ¡pero es aconsejable recordar estos dos términos, ya que a menudo los escuchará en nuestros análisis!

Pero echemos un vistazo más profundo a las eyecciones de masa coronal. Una eyección de masa coronal es una enorme nube de partículas de viento solar que a menudo es mucho más rápida y más densa que el viento solar ambiental. El campo magnético interplanetario dentro de tal eyección de masa coronal es a menudo mucho más fuerte también. El campo magnético interplanetario normalmente tiene una fuerza total (Bt) de aproximadamente 6 nanoTesla aquí en la Tierra, pero dentro de una eyección de masa coronal, ¡esto puede aumentar a 40nT o incluso más! ¡Puedes imaginar que el campo magnético de la Tierra puede responder violentamente cuando la fuerza del campo magnético interplanetario aumenta tanto!

Una cosa importante que debemos entender es que las eyecciones de masa coronal se pueden lanzar en cualquier dirección. La mayoría de las veces serán dirigidos lejos de la Tierra. Si tenemos la suerte de que tengamos una nube de plasma como esta viniendo hacia nuestro planeta, entonces con un poco de suerte podemos disfrutar de fantásticas visiones de la aurora, a menudo en latitudes mucho más bajas de lo normal.

Manchas solares, erupciones solares y filamentos

We now know what a coronal mass ejection is but how does the Sun expel these enormous clouds of plasma? For that we of course turn our attention once more towards the Sun. The strongest coronal mass ejection are almost always the result of solar flares. Solar flares are intense explosions on the Sun that occur at complex sunspot regions. A solar flare is so incredibly powerful that we have a hard time imagining their strength. One solar flare equals the power of millions of nuclear bombs. These explosions can break the magnetic field lines near a sunspot region and eject a part of the solar atmosphere (the corona) into space. The plasma that is being ejected and starts its journey through interplanetary space is what we call a coronal mass ejection.

Pero más sobre esas manchas solares porque sin las manchas solares, no tendremos ninguna erupción solar. Las manchas solares son áreas más oscuras y frías en la superficie solar donde surgen fuertes líneas de campo magnético desde el interior del Sol a través de la superficie solar. Cuando estas líneas de campo magnético se enredan entre sí y se rompen, liberan una gran cantidad de energía que llamamos una llamarada solar. Sin embargo, las manchas solares no son algo que siempre podemos encontrar en nuestro Sol, el Sol sigue un patrón de aproximadamente 11 años en el que pasa de estar prácticamente sin manchas solares a tener muchas manchas solares, y de nuevo a estar sin las manchas solares. Esto es lo que llamamos un ciclo solar.

También las llamadas erupciones de filamentos pueden lanzar una eyección de masa coronal al espacio. Los filamentos son nubes de gases ionizados que se forman sobre las superficies solares entre áreas de polaridades magnéticas opuestas. Cuando un filamento se vuelve inestable, a menudo se colapsa y el Sol lo reabsorbe. Otra posibilidad es que estalle y logre escapar de la gravedad del Sol, la nube de plasma resultante se llama ... de hecho lo has adivinado ... una eyección de masa coronal.

Eventos solares violentos como llamaradas solares y erupciones de filamentos a veces expulsan grandes cantidades de partículas cargadas al espacio. Las partículas más importantes son los protones que pueden dañar los satélites y hacer que la comunicación por radio de alta frecuencia en latitudes polares sea difícil o incluso imposible. Cuando estos protones exceden un cierto umbral, hablamos de una tormenta de radiación solar.

Aurora

Okay, we now know a lot about space weather. Let’s recap: we know that space weather begins on the Sun where a constant stream of highly charged particles called the solar wind escapes the Sun. Occasionally, we see a dramatic increase in the amount of solar wind that leaves the Sun: coronal hole solar wind streams and coronal mass ejections. The solar wind takes with it the magnetic field of the Sun which we call the interplanetary magnetic field. When the Z-component (Bz) of the interplanetary magnetic field turns southward (negative) then this causes a good connection with Earth’s magnetic field which in turn makes it easier for the solar wind to penetrate our atmosphere. When all the pieces of the puzzle fall in place we will see a dramatic increase in auroral activity which in turns causes the aurora to be visible from lower latitudes than normal. This is what we call a geomagnetic storm.

Una tormenta geomagnética es, por lo tanto, el resultado de una corriente de viento solar con un agujero coronal o una eyección de masa coronal que llega a la Tierra. Cuando sabemos que podría haber una posibilidad de una mayor actividad auroral, es hora de verificar lo que nos dicen los magnetómetros. Los magnetómetros son sensores muy sensibles que se encuentran en todo el mundo y miden la perturbación del campo magnético alrededor de nuestro planeta. Podemos encontrar muchos gráficos en Internet de magnetómetros en todo el mundo y, si combinamos todos estos datos, podemos adivinar qué tan fuerte es una tormenta geomagnética en este momento y en qué latitudes podríamos ver la aurora. Con los datos de estos magnetómetros, puede dar un cierto valor Kp a la perturbación geomagnética. El índice Kp comienza en 0 y va a 9. La tormenta geomagnética comienza en un Kp de 5, que es una tormenta geomagnética menor y llega hasta Kp9, que sería una tormenta geomagnética extrema. El índice Kp es, por lo tanto, una forma básica de decirnos como de grande es el óvalo auroral y la fuerza de la aurora.

Las computadoras también intentan estimar cuál será el índice Kp en el futuro cercano utilizando datos del viento solar y del FMI. Esto no siempre es fiable al 100%, pero para los principiantes es una excelente herramienta para hacer una predicción aproximada si habrá posibilidad de aurora en la próxima hora más o menos. Para obtener ayuda más detallada, lo invitamos a leer los siguientes artículos.

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Hechos clima espacial

Último evento clase X:10/09/2017X8.2
Último evento clase M:20/10/2017M1.0
Últimas tormentas geomagnéticas:26/10/2019Kp5 (G1)
Número de días sin manchas en el año 2020:13
Estrías actual días sin manchas:12

Efemérides*

Llamarada solar
11999M1.4
22015M1.4
32002M1.3
42003M1.2
52000M1.0
ApG
1200464G3
2200533G2
3201224G1
4200022G1
5200319G1
*desde 1994

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