ANÁLISIS DE LA ACTIVIDAD SOLAR EN LOS ÚLTIMOS 80 AÑOS.

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
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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
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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.
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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
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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
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