Tetrahedron j ou r n al h o m ep ag e : w w w . el s e v i er . c o m ANÁLISIS DE LA ACTIVIDAD SOLAR EN LOS ÚLTIMOS 80 AÑOS. Karen Lizzette Velásquez Méndez a a Estudiante de Química ( cód:174640) , Universidad Nacional de Colombia. [email protected]. IN F O R M A C IÓ N DE L A R TÍ C U LO RESUMEN Palabras clave: El Sol es la estrella más importante para el planeta Tierra, ya que de ella depende no solo la vida sino también la tecnología que el ser humano ha construido. A partir de reacciones de fusión nuclear el Sol genera grandes cantidades de energía que afectan a la Tierra. El Sol atraviesa un periodo de actividad que no tiene precedentes en los últimos 1150 años (ver gráfica 5) y se ha ido intensificando desde 1940, por lo cual se justifica la vigilancia de éste. El Satélite ACE puesto en órbita alrededor de uno de los puntos de Lagrange vigila el Sol y los datos que este envía son analizados por trece observatorios localizados en diferentes puntos de la Tierra. Sol Actividad solar Viento solar Satélite ACE Índice Kp Índice Ap Número de manchas solares SSN En el presente artículo, se realiza un análisis de la actividad solar en los últimos 80 años con base a los índices Kp, Ap y el número de manchas solares (SSN). Se encontró que, en promedio, cada 11 años el Sol presenta un máximo de actividad solar y que el número de manchas solares está relacionado con la intensidad de una tormenta solar. Además, se encontró que si la tendencia observada en los últimos 80 años continúa, en el periodo del 2013 a 2014 se observará de nuevo un máximo solar. 2012 Elsevier Ltd. All rights reserved. 1. Introducción La vida en el planeta Tierra depende mucho del Sol; ésta estrella además de brindar luz y calor, emite otras radiaciones que permiten el desarrollo de la vida. Sin embargo, el Sol al ser una estrella activa presenta manchas solares, destellos solares y eyecciones de masa coronal. Estos fenómenos, todos relacionados con el campo magnético del Sol, impactan el espacio cercano de la Tierra y dependiendo de su intensidad pueden afectar los aparatos electrónicos y los satélites de los cuales hace uso el ser humano para diversas actividades. Debido a esto, es importante mantener una vigilancia constante del Sol. El objetivo de este artículo es dar una visión general acerca de la actividad solar. Primero, se darán a conocer algunos aspectos importantes del Sol, como su estructura y su fuente de energía. Luego, se mencionará la forma de medir la actividad solar por medio de índices solares y geomagnéticos. Finalmente se realiza un análisis de la actividad solar en los últimos 80 años por medio de graficas de los índices Kp y Ap, y el número de manchas solares. 2. EL SOL La estrella más importante en la vida de la Tierra es, indudablemente, el Sol: esférico y con un diámetro 100 veces el de la Tierra, proporciona calor, luz y otras radiaciones que permiten el desarrollo de la vida en el planeta Tierra. Figura 1. El Sol El Sol (del latín sol, solis, a su vez de la raíz proto-indoeuropea sauel-) es una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario. La Tierra y otros cuerpos (incluidos otros planetas, asteroides, meteoroides, cometas y polvo) orbitan alrededor del Sol. Por sí solo, representa alrededor del 98,6 por ciento de la masa del Sistema Solar. La distancia media del Sol a la Tierra es de aproximadamente 149.600.000 kilómetros (92.960.000 millas) y su luz recorre esta distancia en 8 minutos y 19 segundos. 3. CAPAS Y ENERGÍA DEL SOL En términos de tamaño y luminosidad, el Sol es una estrella mediana. El sol y otras estrellas son centrales nucleares que generan su propia energía calorífica por medio de reacciones de fusión nuclear en su interior. El proceso de fusión libera una cantidad enorme de energía, que permite a su vez el funcionamiento del Sol y las estrellas. Cada segundo el Sol convierte 4 millones de toneladas de hidrogeno en energía, que se libera finalmente hacia el espacio. Para que una fusión tenga lugar, la temperatura en el núcleo del Sol tiene que ser muy alta. Las estimaciones actuales indican que el núcleo del Sol tiene una temperatura de aproximadamente 16 millones de Kelvin (289 millones de grados Celsius).1 2 Tetrahedron electrones conocida como viento solar. Las partículas salen despedidas del Sol a una velocidad media de 400 kilómetros por segundo, y son reemplazadas continuamente por nueva materia. Figura 2. Capas del Sol. El núcleo donde tienen lugar las reacciones de fusión, se extiende desde el centro hasta una cuarta parte del radio del Sol. La energía producida por el núcleo solar se irradia hacia las regiones exteriores del mismo a través de una región muy estable de gas se extiende hasta más de dos tercios del radio solar. En esta zona radiactiva la energía generada en el núcleo se absorbe, se irradia de nuevo y es desviada por los gases calientes del entorno; estos procesos hacen que la energía tarde unos 170000 años en viajar desde el núcleo hasta las regiones extremas del Sol. Por tanto la energía lumínica que observamos ahora en la superficie del Sol comenzó su viaje desde el núcleo en la última edad del hielo.1 A unos 500000 Km del centro del Sol, el gas se vuelve demasiado frío para que la radiación fluya como en el proceso anteriormente mencionado. El bloqueo de la radiación provoca que la presión aumente y que la energía fluya hasta la superficie por medio de corrientes de convección. El calor tarda aproximadamente 10 días en pasar a través de esta zona de convección, al final de la cual finalmente llega a la superficie, conocida como fotosfera (disco luminoso del Sol). Aunque la fotosfera parece brillante al observarla, realmente está relativamente fría, a “tan solo” 5800 K. Además, la fotosfera es la capa desde la cual el Sol irradia la mayor parte de su energía.1 A unos pocos miles de kilómetros por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera. Durante un eclipse total de Sol se puede observar una banda delgada de luz alrededor de la silueta de la Luna, con un color característico rojizo o rosáceo. Este colorido llevó a los astrónomos bautizar esta capa usando el término cromos, que significa “color” en griego. Su brillo rosáceo se debe a su composición: hidrogeno ionizado, que emite luz en una serie definida de longitudes de onda, siendo la más intensa la línea llamada H-alfa, que corresponde al color rojo. La capa mas externa de la atmosfera solar es la corona. La corona está compuesta de plasma (partículas positivas y negativas que se mueven a gran velocidad y de manera independiente, en forma análoga a como lo hacen las moléculas de un gas)2 y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera. La densidad de la corona solar es un billón de veces inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y su temperatura alcanza hasta 106 Kelvin. Entre la cromosfera y la corona existe una región delgada conocida como la región de transición, en la cual, la temperatura se incrementa en un factor de 100. La corona esta tan caliente que emite rayos X y ultravioleta lejano. La corona no tiene un límite exterior definido, sino que se difumina gradualmente conforme se aleja del Sol. De hecho, emite continuamente una corriente de protones y Figura 3. Representación del viento solar. 4. ACTIVIDAD SOLAR Aristóteles y la mayor parte de los filósofos occidentales de la antigüedad creían que el Sol era una bola de fuego blanco puro. Sin embargo, dos siglos antes de Cristo, astrónomos chinos comenzaron a informar sobre rasgos oscuros ocasionales en la cara del Sol, observado durante el atardecer, cuando la atmosfera de la Tierra lo hacia lo suficientemente tenue para poder observarlo directamente. Éstas fueron las primeras noticias de las manchas solares, cuya presencia fue confirmada usando el nuevo telescopio inventado por Galileo Galilei y otros astrónomos a principios del siglo XVII. Una mancha solar parece oscura porque está aproximadamente 2000 K más fría que la fotosfera de alrededor. Considerando que la temperatura de la fotosfera es de aproximadamente unos 5800 K, una mancha solar esta aun extremadamente caliente para el patrón terrestre y solo parece oscura en contraste con la intensa fotosfera. Una mancha solar típica de dimensiones pequeñas a medianas tiene aproximadamente el mismo tamaño de la Tierra, mientras que algunas de las manchas mayores tienen longitudes de unas diez veces el diámetro de la Tierra. El número de manchas solares presentes no es constante, sino que varía en un ciclo de un máximo hasta un mínimo y de nuevo a un máximo durante un periodo de 11 años. En el máximo solar, el Sol muestra un gran número de manchas solares durante la mayor parte de los días, mientras que durante los periodos mínimos, las manchas solares están prácticamente ausentes durante días. Las manchas solares tienen un intenso magnetismo y tienden a formarse por parejas e incluso los grupos mayores a menudo consisten en numerosas manchas pequeñas y una pareja de manchas mayores. Cada mancha solar de un par tienen una polaridad magnética opuesta (una mancha tienen polaridad norte y la otra sur). La naturaleza magnética de las manchas solares es un indicador de una de las propiedades fundamentales del Sol, el cual tiene un campo magnético enorme y poderoso que obtiene su energía de los complejos movimientos que suceden en el interior del Sol. Se cree que las manchas solares están causadas por la distorsión del campo magnético causada por la rotación de Sol. Cerca de la superficie, la velocidad de rotación solar no es la misma en todo el globo. En el ecuador, la superficie solar rota una vez cada 25 días terrestres, pero cerca de los polos, el periodo de rotación aumenta hasta 30 días terrestres. Esta rotación diferencial provoca un enredo de las líneas de campo magnético y da lugar a “nudos” con un intenso magnetismo. Los campos magnéticos fuertes detienen la transmisión de energía y cuando tales campos penetran en la superficie solar, terminan bloqueando la luz y el calor del interior del Sol, lo que provoca que aparezcan zonas más oscuras y frías en la superficie: las manchas solares. La actividad solar también se revela en cambios a gran escala en la corona. De vez en cuando surgen huecos aparentes conocidos como agujeros coronales. Los agujeros coronales son zonas en las que el campo magnético se estira indefinidamente hacia el espacio sin regresar al Sol. Son un medio por el cual el Sol emite materia hacia el Sistema solar, y por tanto, ejerce efectos sobre la Tierra. Además, la actividad solar se manifiesta a escala mayor en forma de enormes “burbujas” de gas coronal arrojadas por el Sol, que posteriormente se convierten en ondas de choque en el viento solar. Estas eyecciones de masa coronal (cuya abreviatura “CME” procede del inglés: coronal mass ejections) están normalmente relacionadas con protuberancias eruptivas y a veces con fulguraciones. resplandor causado por las partículas que chocan entre sí en la parte superior de la atmosfera. Normalmente, la aurora polar es solo visible en las regiones más cercanas a los polos de la Tierra, pero si la actividad solar es particularmente alta, se puede producir una tormenta geomagnética, permitiendo que la aurora polar se pueda ver en latitudes templadas o incluso ocasionalmente en zonas tropicales. Las principales causas de estas ráfagas de partículas son las fulguraciones, los agujeros coronales y las eyecciones de masa. Figura 4. Aurora boreal La frecuencia e intensidad de las tormentas geomagnéticas alcanzan su nivel más alto cerca del máximo del ciclo solar y su nivel más bajo cerca del mínimo. 5. INFLUENCIA DEL SOL EN LA TIERRA Los astrónomos se han preguntado durante mucho tiempo si el Sol ejerce un efecto sobre el tiempo y el clima de la Tierra. Sin embargo, después de siglos de investigación y especulación, aun no se sabe la respuesta exacta. Durante 1645 hasta 1715 Gran Bretaña y Europa experimentaron una “pequeña edad de hielo”, con veranos inusualmente fríos e inviernos muy duros, en los que el río Támesis se congeló frecuentemente. Los anillos de crecimiento anuales de tres troncos demuestran que los arboles crecieron menos durante esta espacio de tiempo. Este periodo coincide con un intervalo de tiempo de actividad de manchas solares muy baja conocido como mínimo de Maunder, en el que se vieron muy pocas manchas solares incluso en los máximos solares. 1 Otra razón para vigilar el Sol es que la actividad solar afecta aspectos muy prácticos de nuestras vidas. El poderoso magnetismo del Sol tiene mucha influencia sobre el campo magnético de la Tierra, que la protege de muchas de las partículas cargadas potencialmente peligrosas emitidas por el Sol. El viento solar golpea constantemente el campo magnético de la Tierra en las zonas orientadas hacia el Sol. En las inmediaciones de la Tierra, el viento solar viaja a una velocidad aproximadamente de 400 kilómetros por segundo y por tanto, comprime las aéreas del campo magnético orientadas al Sol. Las partículas de viento solar, incapaces de llegar más lejos debido a la fuerza opuesta ejercida por el campo magnético, son desviadas alrededor del campo y finalmente fluyen hacia el espacio interplanetario mas allá de la Tierra, rodeando la Tierra. Esta “pantalla protectora” que defiende la Tierra y sus habitantes de la corriente continua de partículas solares, se conoce como la magnetosfera de la Tierra. Sin embargo, durante los periodos de actividad solar alta, el Sol libera ráfagas intensas de partículas y la magnetosfera de la Tierra no puede desviarlas todas. Algunas partículas fluyen a través de las líneas de campo magnético hasta los polos, dando lugar a las auroras polares (las conocidas auroras boreales, o auroras australes en el hemisferio sur), que son básicamente un Los efectos de las tormentas solares van más allá de los coloridos espectáculos de la aurora polar y pueden influir en la vida diaria. En la Tierra pueden llegar a dañar los sistemas energéticos y de comunicaciones. En 1859 tuvo lugar la mayor tormenta solar registrada en la historia. 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 observaron 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. Además, en marzo de 1989, una gran tormenta geomagnética causó un espectáculo auroral impresionante el cual sorprendió a muchos cuando introdujo una gran cantidad de corriente eléctrica en los sistemas de distribución energéticas de Estados Unidos y Canadá. Varios generadores se quemaron, lo que significó que seis millones de personas quedaran sin suministro eléctrico durante varios días. Mas graves aun resultan los efectos de las tormentas solares sobre los satélites en la órbita terrestre. Los satélites son vitales en muchos aspectos de la vida moderna: la navegación, la defensa, los servicios de emergencia, los pronósticos meteorológicos, el control medioambiental y las telecomunicaciones. Los satélites de comunicación son imprescindibles para la televisión, internet y el teléfono, incluidos los teléfonos móviles. Las consecuencias de que un satélite se dañe pueden ser graves. La introducción de un gran flujo de partículas en la magnetosfera durante una tormenta Página 3 de 11 4 Tetrahedron magnética provoca sobrecargas en los satélites, quemándolos o provocando problemas informáticos y funcionamientos defectuosos. Una circunstancia semejante ocurrió en enero de 1997 (sorprendentemente, solo unos pocos meses después del mínimo de manchas solares), cuando el satélite Telstar 401 sufrió un fallo energético y una avería fatal al mismo tiempo que las partículas de una CME golpeaban la magnetósfera. intensidad de partículas y automáticamente transmite ésta información a sitios web de acceso público a los cinco minutos. Esto ofrece una advertencia crucial de unos 20 a 60 minutos para aquellos que necesitan proteger su tecnología de los efectos del clima espacial, como los operadores de satélite, pilotos de avión y las empresas de servicios públicos. La actividad solar también tiene un efecto a largo plazo sobre los satélites. Durante el máximo solar y especialmente durante las tormentas magnéticas, el incremento de partículas cargadas causa una expansión hacia fuera de la atmosfera terrestre. Esto hace que muchos satélites en la órbita baja terrestre pierdan velocidad orbital debido a la resistencia del aire y por tanto, su altitud disminuya gradualmente, un efecto conocido como resistencia atmosférica. Si un satélite pierde mucha altitud, finalmente se frena demasiado para permanecer en órbita y sucumbe a la gravedad de la Tierra, quemándose en la atmosfera mientras cae hacia el suelo. La resistencia atmosférica mientras cae hacia el suelo. La resistencia atmosférica hizo que la estación espacial Skylab cayese a la Tierra en 1979 y lo mismo ocurrió con el satélite Solar Maximum Mission diez años después. Irónicamente, ambas naves llevaban a cabo importantes investigaciones relacionadas con el Sol. 6. MONITOREO DE LA ACTIVIDAD SOLAR: El satélite ACE El satélite Explorador de Composición Avanzada de la NASA (ACE) órbita alrededor de un punto situado entre la Tierra y el sol que se denomina punto de Lagrange, señalado en la figura como L1. Desde allí, el satélite ACE puede observar el material que se emite fuera del sol antes de que entre en el espacio cercano a la Tierra.4 Figura 6. Diagrama de despiece de la nave espacial ACE con instrumentos clasificados. Crédito: Caltech El satélite ACE se lanzó el 25 de agosto de 1997. En sus primeros 15 años, el satélite ha ayudado a determinar la composición del vasto mar de partículas que fluyen alrededor de la Tierra. El ACE también sirve como un centinela que ayuda a medir la entrada - el viento solar - que impulsa la dinámica de la magnetosfera. El satélite ACE consta de nueve instrumentos los cuales fueron diseñados para observar la amplia gama de partículas en el espacio, diferenciando entre diversos elementos, energías y cargas. El ACE tiene dos trabajos: averiguar donde se originaron los diferentes tipos de partículas y cómo adquirieron un extra de velocidad, ya que un gran número de las partículas individuales en el espacio viajan muy rápido. 7. ÍNDICES SOLARES Y GEOMAGNÉTICOS 6.1 Índices solares Figura 5. El satélite ACE orbitando alrededor del punto de Lagrange L1. Cortesía de la NASA / H. Zell. El Explorador de Composición Avanzada (ACE) es la vanguardia de la Tierra. Órbita alrededor de un punto situado a 900.000 millas de distancia entre la Tierra y el Sol; éste satélite está siempre vigilante, registrando la combinación de radiación - del Sol, del sistema solar, de la galaxia -. Ninguna parte de esta radiación puede dañar a los seres humanos en la Tierra, pero grandes emisiones de partículas provenientes del Sol pueden fluir en el espacio cercano a la Tierra causando un daño en los satélites e interfiriendo con las transmisiones de radio de comunicaciones y sistemas de navegación. Cuando una de estas explosiones solares tiene lugar - conocida como una eyección de masa coronal o CME – las partículas viajan desde el Sol hacia la Tierra y al pasar el satélite ACE, los instrumentos a bordo de éste observan el aumento de la Número Internacional de Manchas Solares. Este es el número que representa a la cantidad de manchas solares que se observan sobre la superficie del disco solar, medido tradicionalmente por el Observatorio de Zúrich, Suiza, hasta el 31 de Diciembre de 1980. Posteriormente, este Índice ha sido reemplazado por el Número Internacional de Manchas Solares, que se mide en el Observatorio de Bruselas, Bélgica. Número Relativo de Manchas Solares El número relativo de manchas solares es un índice indirecto que representa la actividad total del disco visible del sol. El número relativo de manchas se obtiene con la expresión R = K (10 G + S), donde G es el número de grupos de manchas y S es el número de manchas aisladas que se observan en la superficie del disco solar. K es un factor, usualmente menor que 1 y que depende del observatorio que realiza la medición. (A los efectos de los registros internacionales habilitados y reconocidos, hay un número limitado de observatorios en el mundo que publican este tipo de datos. Flujo de Radiación Solar en 2.800 MHz ó 10,7 cm. (SFI) responsable directa de la ionización de la alta atmósfera de la tierra y el comportamiento de las capas ionizadas que forman la ionósfera. En otras palabras; cuando el índice SFI presenta variaciones significativas, las condiciones de radio propagación en HF sufrirán modificaciones significativas. El Índice SFI puede oscilar en un rango teórico que va desde un mínimo de 50 hasta un máximo de alrededor de 300 unidades. Expresa la energía de la radiación solar en la longitud de onda de 10,7 cm. que se registra en la superficie de la tierra. (La longitud de 10,7 cm. no tiene una importancia especial respecto al Sol; podría utilizarse otra longitud de onda próxima a esta y el resultado sería el mismo. 6.2 Índices de actividad geomagnética Cuando el índice SFI crece, crece la ionización en las capas ionosféricas, lo que es bueno para la propagación de las bandas altas de HF, pero también aumenta la absorción ionosférica y el ruido, lo que es malo para las radio comunicaciones en las bandas bajas). La Declinación Magnética (D), que es el ángulo que forma la dirección del campo con la dirección al norte geográfico. El Sol emite energía electromagnética originada en distintas regiones de la atmósfera solar. La intensidad de este flujo de radiación electromagnética no es constante sino que es lentamente variable y cambia gradualmente, día a día, en concordancia con el número de grupos de manchas que se pueden ver sobre el disco solar. La densidad de flujo solar en 2.800 MHz ha sido registrada diariamente desde el 14 de Febrero de 1947 por el Radiotelescopio de Ottawa, Canadá. Desde Junio de 1991, estos registros se realizan en Penticton, Columbia Británica, Canadá. Cada día, se determina el nivel en 2.800 MHz. Al medio día local, (1700 (Z) ó (GMT), o sea, el índice SFI es un índice diario, representa la actividad del sol para un día entero, aunque se toma en una hora determinada. El valor de SFI contiene el flujo proveniente de todo el disco solar en la frecuencia de 2.800 MHz en unidades de 10-22 Joules/s./m2/Hertz. (El valor medido se multiplica por 10 para suprimir el punto decimal.) En cada punto de la tierra, el campo geomagnético está representado por un vector cuya magnitud y dirección se determina por una serie de parámetros como: La Inclinación I, que mide el ángulo que existe entre la dirección del campo y la horizontal en el lugar. La intensidad total del campo (F) que se describe por medio de la componente horizontal (H), la componente vertical (Z) y las componentes norte (X) y oeste (Y) de la intensidad horizontal. Estas componentes están expresadas en unidades de Oersted (1 Oersted=1 Gauss, pero son difundidas en unidades de nanoTesla (1 0ersted = 100.000 nT). La intensidad del campo magnético terrestre está entre 25,000 - 65,000 nT (0.25 - 0.65 Oersted). El campo magnético que se mide en cualquier punto de la superficie de la tierra es la suma de varios campos generados por distintas fuentes. Estos campos se superponen e interactúan entre sí. Más del 90% del campo magnético es generado en el interior de la corteza terrestre. Esta parte del campo se denomina Campo Magnético Principal. Rastreando los valores publicadas por los centros internacionales, se encuentran tres valores del índice SFI. ü El Observado: Es el que se acaba de medir y todavía no ha sido corregido para evitar las fluctuaciones originadas en los cambios diarios de distancia entre el sol y el observatorio, que pueden llegar al 7% del valor real. ü El Ajustado: Es el corregido por la variación de la distancia al Sol. Sería el que se puede medir a bordo de una nave espacial que se mantuviera estática respecto del sol, ubicada a una Unidad Astronómica de distancia. ü El Absoluto: Este es el valor más refinado y se obtiene multiplicando el Ajustado por 0.90, a fin de compensar las incertezas en la ganancia de la antena del radiotelescopio y las reflexiones en el suelo. Lo interesante de este índice, es que se muestra proporcional al número de manchas solares y fundamentalmente, tiene muy buena correlación con la intensidad de la radiación ultravioleta y la radiación X que emite el sol. Este tipo de radiación es la Figura 7. Representación de una eyección de masa coronal. El flujo de iones y electrones dentro de la magnetósfera y la ionósfera de la tierra forman sistemas de corrientes que circulan en grandes circuitos terrestres. Estas corrientes, controladas por los fenómenos del clima espacial, la actividad solar y el sistema sol-tierra, crean campos magnéticos variables con períodos de variación mucho menores que la del campo magnético Principal y con intensidades tales que pueden alcanzar un 10% del campo principal. Página 5 de 11 6 Tetrahedron Los índices geomagnéticos, constituyen series de datos que ayudan a describir las variaciones del campo geomagnético o alguna de sus componentes, en lugares determinados o a escala planetaria. Desde el año 1932 se cuenta con los datos de los Índices Kp y Ap. El índice Dst. se viene registrando desde el año 1957. 9 Índice K. Cada valor representa un promedio de las variaciones del campo geomagnético registradas por un magnetómetro durante las últimas 3 horas, de tal manera que en total se calculan 8 valores a lo largo del día. Midiendo las variaciones de la componente horizontal del campo geomagnético durante períodos de tres horas, se clasifican sus rangos de variación en grados o niveles de perturbación y luego se obtiene un promedio. De esta manera, para cada día, se calculan 8 valores, cada uno de los cuales representa la variación promedio del campo magnético en su respectivo intervalo de tres horas. Para medir la magnitud de cada nivel de perturbación, se lo compara con los valores del campo magnético registrado en un día de calma que se obtiene estadísticamente con registros de largo tiempo. 9 Estos valores de K, se miden y se calculan para cada observatorio en particular, teniendo en cuanta que son datos característicos del observatorio, su posición geográfica, el tipo de instrumento, etc. La escala de variación del Índice K es cuasi logarítmica, incrementándose a medida que la perturbación del campo geomagnético es mayor. El rango de valores del Índice K se extiende entre 0 y 9. para el día en cuestión. Así, si alguien está interesado en lo que ocurre con el campo geomagnético a una hora determinada del día, debería examinar los valores del Índice K y si está analizando la situación a escala planetaria, podría necesitar estudiar los valores de Kp. Ahora bien, si está estudiando un fenómeno que dura algunas semanas por ejemplo, quizás sea conveniente estudiar las variaciones del índice A, que solo es un valor por día y al analizarlo, dará información sobre los ritmos de variación del campo geomagnético a lo largo de varios días o semanas quizás. Si se trata de un fenómeno a escala planetaria, debería usarse el Índice Ap. Si se estudian fenómenos de largo alcance, quizás sea necesario observar índices semanales o mensuales.9 La siguiente tabla muestra la relación entre las magnitudes de la actividad geomagnética y los correspondientes rangos del Índice A. Tabla 1. Relación entre la magnitud de una Tormenta Geomagnética y el Rango del Índice A. CATEGORÍA RANGO DEL ÍNDICE A Quieto Inestable Activo Tormenta Menor Tormenta Mayor Tormenta Severa 0-7 8-15 16-29 30-49 50-99 100-400 Índice Ap. También es un índice a escala planetaria de la variación del campo geomagnético y se calcula promediando los valores del índice A obtenido en trece observatorios seleccionados del mundo, ubicados entre los 46º y los 63º de latitud geomagnética de ambos hemisferios; Lerwick (UK), Eskdalemuir (UK), Hartland (UK), Ottawa (Canadá), Fredericksburg (USA), Meannook (Canadá), Sitka (USA), Eyrewell (Nueva Zelanda), Canberra (Australia), Lovo (Suecia), Brorfelde (Dinamarca), Wingst (Alemania) y Niemegk (Alemania). Índice Kp. Este índice trata de cuantificar la variación del campo geomagnético en toda la tierra, por lo que se lo denomina “planetario”. Se calcula mediante el promedio aritmético de los valores de los índices K medidos en trece observatorios específicos de la tierra. ( Lerwick , Eskdalemuir y Hartland en UK, Ottawa y Meannook en Canadá, Fredericksburg y Sitka en USA, Eyrewell en Nueva Zelanda, Canberra en Australia, Lovo en Suecia, Brorfelde en Dinamarca, Wingst y Niemegk en Alemania. ) Índice A. El índice A es un valor diario dentro de una escala que va desde 0 a 400 y expresa el rango de perturbación del campo geomagnético en un lugar determinado. (El lugar donde se encuentra el magnetómetro que mide las variaciones del campo geomagnético. En la actualidad hay decenas de observatorios de este tipo). Para determinar este índice, se convierten a otra escala los 8 valores del índice K registrado en ese lugar y se los promedia. Este promedio, será el valor del Índice A para ese día en ese lugar. Obsérvese que este promedio define un valor único Así construido, el índice Ap tiende a expresar la actividad diaria del campo a escala planetaria. Viento Solar: En promedio, se mantiene entre 350 y 450 km/s. con una densidad de menos de 10 partículas / cm3. Si la velocidad llega a los 500 Km/s o aumenta la densidad del viento, se puede generar actividad geomagnética, la que será proporcional a estos incrementos.9 8. ACTIVIDAD SOLAR EN LOS ÚLTIMOS 80 AÑOS: El índice Kp, Ap y número de manchas solares. A partir de los datos diarios reportados para el índice Kp y Ap por el Centro de Análisis para el geomagnetismo y el magnetismo espacial de la Universidad de Kyoto-Japon y por el Servicio Internacional de Índices Geomagnéticos IAGA con sede en Francia y el número de manchas solares diario reportado por el Centro de Predicción del Tiempo Espacial NOAA, se realizaron tres graficas que muestran la variación del índice Kp, el índice Ap y el número de manchas solares durante los últimos ochenta años ( 1932-2012). La grafica 1 muestra el índice Ap anual más alto. Se observa que entre los años 1932 y 2012 el valor más alto para el índice Ap se registra para el año 1960. En promedio, se observa que cada 11 años el índice Ap toma valores altos que corresponden a los periodos de tiempo en los cuales el Sol estaba en un máximo de actividad. Si la tendencia continua, en el año 2013 (o a comienzos del 2014), el índice Ap tomará de nuevo un valor alto (mayor a 100), lo que indica que el Sol se encontrará en un máximo solar (periodo de gran actividad solar), por lo cual podría presentarse una tormenta solar. Gráfica 1. Variación del índice Ap en función del tiempo (1932-2012).5,6 Indice Ap mayor anual 300 Indice Ap mas alto por año 1960 250 1982 1946 200 Indice Ap 1989 1941 1986 1972 150 2001 1992 1979 1961 100 2012 50 0 1932 1942 1952 1962 1972 Año 1982 1992 2002 2012 La grafica 2 es un registro de la suma diaria mayor de los índices Kp por año, es decir, se escogió la suma de los índices Kp diarios más alta en cada año. Como el índice Ap es una variación del índice Kp, el comportamiento es similar al mostrado en la gráfica No. 1. grafica mayor a 60 indica índices Kp entre 8 y 9, donde 9 es el valor del índice Kp que indica tormenta severa, ya que es el máximo valor posible). Tal y como se observa en la figura 1 a partir del año 2009 hay un aumento del índice Kp por lo cual se puede inferir que posiblemente en el año 2013el Sol se encontrará en uno de sus máximos. Se puede ver que , en promedio, cada 11 años el índice Kp toma valores muy grandes ( un valor de suma de índices Kp en la En la gráfica 3, se muestra el número de manchas solares por año Gráfica 2. Variación del índice Kp en función del tiempo (1932-2012).5,6 Suma mayor del índice Kp por año Suma anual mayor del índice Kp 80 70 Suma mayor del índice Kp por año 1960 1941 1946 1972 1982 1989 60 2001 2003 1963 50 1979 40 1962 30 20 10 0 1932 1942 1952 1962 1972 Año 1982 1992 2002 2012 Página 7 de 11 8 Tetrahedron para el mismo intervalo de tiempo (1932-2012). A partir de esta grafica se puede inferir que el número de manchas solares está relacionado con los índices geomagnéticos Kp y Ap, ya que aproximadamente cada 11 años, el Sol tiene un promedio de número de manchas solares superior a 100. Por ejemplo, en el año 1989 se registró una tormenta solar que provocó que la planta hidroeléctrica de Quebec en Canadá se detuviera durante 9 horas. Gráfica 3. Promedio anual del número de manchas solares (SSN) desde 1932 hasta 2012.7,8 Promedio anual de manchas solares (SSN) 200 1957 número de manchas solares 180 1979 Número de manchas solares 160 1949 140 120 1989 2001 1937 2012 1970 100 80 60 40 20 1976 1964 0 1932 1942 1952 1962 1972 1982 1992 2002 2012 Año Para este mismo año, las graficas 1,2 y 3 muestran un índice Kp y Gráfica 5. Número de manchas solares durante el Holoceno hasta Ap elevado. Así, el número de manchas solares reportado para el año 2000. Las zonas azules y rojas muestran un mínimo y un este año fue de 158, el índice Kp fue de 9 (la suma del índice Kp máximo de actividad solar, respectivamente.3 diario máximo en el año fue de 65, lo que indica un índice Kp de 9) y el índice Ap fue de 246 (según la tabla 1, éste índice indica tormenta solar severa). En la gráfica 4 se muestra una predicción de los ciclos solares en los próximos años realizada por la NASA. Según la predicción, en el año 2013 habrá un nuevo máximo solar. Después del cual el sol disminuirá su actividad y la reiniciara a mediados del 2020. Gráfica 4. Predicción del ciclo solar en los próximos años. En esta gráfica se señala en rojo la predicción para los dos próximos ciclos solares. La línea rosa del ciclo 24 muestra la previsión de Mausimi Dikpati. Fuente NASA. En la gráfica 5 se muestra el número de manchas solares desde el 10.000 AC hasta el año 2000 DC (marcadas en el hielo ártico). Como se observa, el número de manchas solares en el periodo actual es muy alto y a su vez parecido al reportado para el año 8900 AC aproximadamente.2 CONCLUSIÓN A partir de las gráficas realizadas, las cuales estaban basadas en los datos reportados por el satélite ACE y procesados cada tres horas en 13 observatorios localizados en diferentes puntos del globo terrestre, se puede concluir que el Sol es una estrella activa, cuya actividad máxima se registra cada once años en promedio. Además, estas graficas indican que el Sol está próximo a entrar en un nuevo máximo (año 2013), en el cual se esperan valores de algunos índices como el índice Kp y el Ap de 9 y superiores a 100, respectivamente. Además, se espera que el número de manchas solares supere las 100. AGRADECIMIENTOS Se agradecen los datos proporcionados por el Servicio Internacional de Índices Geomagnéticos IAGA, y por el Centro de Análisis para el Geomagnetismo y el Magnetismo Espacial de la Universidad de Kyoto-Japon, los cuales fueron tomados de sus respectivas páginas web. Además, se gradecen los datos del número de manchas solares anuales y la información sobre el satélite ACE tomados de las paginas del Centro de Predicción del Tiempo Espacial NOAA y la NASA, respectivamente. REFERENCIAS 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. Macdonald L. Cómo observar el Sol de forma segura. Editorial Akal.2006. Pp 2-13. Marusek J. The Suni s Undergoing a State Change.Athanor. 2010. Disponible en la web: http://www.breadandbutterscience.com/StateChange.pdf Usoskin G., Solanki, S. Kovaltsov G. grand minima and maxima of solar activity: new observational constraints. ESO 2007.Disponible en la web: http://cc.oulu.fi/~usoskin/personal/aa7704-07.pdf Información sobre el satélite ACE: http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/ace-15th.html Datos diarios de los índices geomagnéticos como el Kp y el Ap: Servicio Internacional de Índices Geomagnéticos. Disponibles en la web: http://isgi.cetp.ipsl.fr/lesdonne.htm Datos diarios de índices geomagnéticos: Centro de Análisis para el Geomagnetismo y el Magnetismo Espacial de la Universidad de Kyoto-Japon. Disponible en la web: http://wdc.kugi.kyotou.ac.jp/kp/index.html Información del Sol: http://www.windows2universe.org/sun/sun.sp.html Datos diarios de número de manchas solares: http://www.spaceweather.com/ Índices solares y geomagnéticos. Definición: http://ti2amx.es.tl/Indices-Solares.htm Página 9 de 11 10 Tetrahedron DATOS DE LAS GRÁFICAS 1, 2 Y 3. 1. Variación del índice Ap en función del tiempo (1932-2012). AÑO ÍNDICE AP MAS ALTO POR AÑO AÑO ÍNDICE AP MAS ALTO POR AÑO AÑO ÍNDICE AP MAS ALTO POR AÑO AÑO ÍNDICE AP MAS ALTO POR AÑO 1932 1933 1934 1935 1936 1937 1938 1939 1940 1941 1942 1943 1944 1945 1946 1947 1948 1949 1950 1951 1952 75 54 40 50 67 74 103 135 189 232 111 140 88 57 213 128 146 156 136 116 94 1953 1954 1955 1956 1957 1958 1959 1960 1961 1962 1963 1964 1965 1966 1967 1968 1969 1970 1971 1972 85 56 65 172 150 200 178 280 128 78 126 53 73 112 146 122 131 149 73 182 1973 1974 1975 1976 1977 1978 1979 1980 1981 1982 1983 1984 1985 1986 1987 1988 1989 1990 1991 1992 91 130 80 145 69 109 126 79 134 199 143 112 103 202 52 106 246 124 161 179 1993 1994 1995 1996 1997 1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012 91 100 100 38 59 144 91 164 192 78 204 186 102 94 34 36 24 55 45 87 FUENTE: Centro de análisis de datos de Geomagnetismo y Magnetismo Espacial. Universidad de Kyoto-Japon. Datos disponibles en la web: http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/kp/index.html 2. Variación del índice Kp en función del tiempo (1932-2012). AÑO SUMA MAYOR DEL ÍNDICE KP POR AÑO AÑO SUMA MAYOR DEL ÍNDICE KP POR AÑO AÑO SUMA MAYOR DEL ÍNDICE KP POR AÑO AÑO SUMA MAYOR DEL ÍNDICE KP POR AÑO 1932 41 1952 50 1972 60 1992 50 1933 40 1953 48 1973 49 1993 48 1934 33 1954 39 1974 51 1994 50 1935 39 1955 42 1975 47 1995 49 1936 42 1956 58 1976 56 1996 36 1937 54 1957 58 1977 44 1997 38 1938 51 1958 60 1978 52 1998 57 1939 56 1959 61 1979 54 1999 47 1940 61 1960 67 1980 51 2000 53 1941 62 1961 50 1981 53 2001 61 1942 48 1962 43 1982 62 2002 44 1943 56 1963 50 1983 57 2003 58 1944 45 1964 41 1984 53 2004 62 1945 41 1965 45 1985 48 2005 47 1946 62 1966 46 1986 48 2006 46 1947 52 1967 51 1987 61 2007 34 1948 57 1968 50 1988 51 2008 34 1949 58 1969 55 1989 65 2009 25 1950 54 1970 53 1990 53 2010 39 1951 52 1971 42 1991 62 2011 36 2012 47 FUENTE: Centro de análisis de datos de Geomagnetismo y Magnetismo Espacial. Universidad de Kyoto-Japon. Datos disponibles en la web: http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/kp/index.html 3. Promedio anual del número de manchas solares (SSN) desde 1932 hasta 2012. AÑO NÚMERO DE MANCHAS SOLARES AÑO NÚMERO DE MANCHAS SOLARES AÑO NÚMERO DE MANCHAS SOLARES AÑO NÚMERO DE MANCHAS SOLARES 1932 11,1 1953 13,9 1973 38 1993 54,7 1933 5,7 1954 4,4 1974 34,5 1994 29,9 1934 8,7 1955 38 1975 15,5 1995 17,9 1935 36,1 1956 141,7 1976 12,6 1996 8,6 1936 79,7 1957 190,2 1977 27,5 1997 21,5 1937 114,4 1958 184,8 1978 92,5 1998 64,3 1938 109,6 1959 159 1979 155,4 1999 93,3 1939 88,8 1960 112,3 1980 154,6 2000 119 1940 67,8 1961 53,9 1981 140,4 2001 110,9 1941 47,5 1962 37,6 1982 115,9 2002 104 1942 30,6 1963 27,9 1983 66,6 2003 63,7 1943 16,3 1964 10,2 1984 45,9 2004 40,4 1944 9,6 1965 15,1 1985 17,9 2005 29,8 1945 33,2 1966 47 1986 13,4 2006 15,2 1946 92,6 1967 93,8 1987 29,4 2007 7,5 1947 151,6 1968 105,9 1988 100,2 2008 2,9 1948 136,3 1969 105,5 1989 157,6 2009 3,1 1949 134,7 1970 104,5 1990 142,2 2010 18 1950 83,9 1971 66,6 1991 145,8 2011 80 1951 69,4 1972 68,9 1992 94,5 2012 128 1952 31,5 FUENTE: Centro Nacional de Datos Geofísicos en Boulder (USA). Datos disponibles en la web: http://www.windows2universe.org/teacher_resources/suncycle_sheet.sp.html Página 11 de 11