G2N05MariaPaula María Paula Bustamante Rodriguez 273848.

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1 G2N05MariaPaula María Paula Bustamante Rodriguez 273848

2  En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotosfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotosfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie.

3  Las manchas solares expulsan destellos solares con gas incandescente y eyecciones de masa coronal, como partículas en la forma de vientos solares, con muy altas energías y velocidades que, cuando alcanzan la tierra, aunque protegida por su campo magnético, puede causar fallos en satélites, cortes en los servicios eléctricos, mal funcionamiento de aparatos electrónicos, fallos en telecomunicaciones, etc.

4  Es muy importante monitorear la actividad solar, ya que que los repentinos cambios en el flujo solar al interactuar con el campo magnético y la atmosfera terrestre ocasionan cambios en las longitudes de ondas de muchos de los aparatos electrónicos que utilizamos constantemente, po esto resulta conveniente tener un bajo valor de flujo solar y un alto valor del numero de Wolf. De esto se deduce que no todas longitudes de onda tienen el mismo valor en todo momento, por lo que se requiere monitorear la propagación de estas

5  La radiación más poderosa del presente milenio, se registró el 4 de noviembre de 2003, provocando saturación en los aparatos electrónicos durante 11 minutos.  En el 2005 también se detecto gran actividad solar, algo extraño para los científicos ya que no fue muy pronosticada esta tormenta solar  Si el fenómeno de 1859 que hizo chispear las líneas de telégrafo a lo largo y a lo ancho de los Estados Unidos y causó auroras hasta en el Caribe, ocurriera hoy sin duda causaría grandes desquicios en la red tecnológica de satélites y comunicaciones e incluso eléctrica pero no causará el fin de la Humanidad.

6  Esta información se encuentra en paginas WEB de varios centros de monitoreo especializados, en donde proyectan diagramas que indican el MUF (Maximun Usefull Frecuencies), como en el sitio WEB de AEE en el que se almacenan las imágenes enviadas por la sonda SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) fabricada por la Agencia Espacial Europea (AEE) y la National Aeronautics and Space Administration de Estados Unidos ("NASA") y enviada en 1996 para observar y estudiar al sol. Se pueden obtener imágenes de la actividad del sol desde el año 1997.

7  En 1.859 se produjo una gran tormenta solar, fue la más potente registrada en la historia, y provocó el fallo de los sistemas de telégrafo como cortes y cortos circuitos que generaron incendios en toda Europa y América del Norte. Este tipo de situaciones sólo se produce cada 500 años aproximadamente, según los estudios. El 28 de Agosto se vieron por toda Norte América auroras boreales, e intensas cortinas de luz en Cuba, Roma, Madrid entre otras.

8  El punto donde, a distancia de la tierra, un satélite experimenta igual fuerza gravitacional hacia el sol y hacia la tierra, se llama punto de LaGrange L1.

9  Se trata de un flujo continuo de partículas cargadas, emitido por el Sol, en todas direcciones. Está compuesto en particular de protones núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor porcentaje, por partículas alfa (núcleos de helio).

10  Las partículas se encuentran completamente ionizadas, formando un plasma muy poco denso. En las cercanías de la Tierra, la velocidad del viento solar varía entre 200 y 889 km/s, siendo el promedio de unos 450 km/s. El Sol pierde aproximadamente 800 kg de materia por segundo en forma de viento solar.

11  Situado en una L1 (Lagrange) punto entre la Tierra y el Sol, donde la fuerza de atracción equilibra la fuerza centrífuga, ACE satélite observa el viento que pasa solar, que se compone de una corriente de partículas cargadas, llamado plasma, expulsado de la atmósfera superior del Sol. Los datos en bruto recibidos por antena ACE se transmiten a SWPC y luego analizadas. Con el fin de evitar una interrupción de las comunicaciones y el daño inesperado en el medio ambiente, los sistemas relacionados preventivas se establece en base a los datos analizados.