Juan Camilo Castro Jola Grupo 4 C.234831 Tarea 7 Juan Camilo Castro Jola Grupo 4 C.234831

Manchas Solares Las manchas solares son regiones de la superficie visible del Sol, o “fotosfera,” donde hay gases atrapados por los campos magnéticos. El material más caliente que sube del interior del Sol no puede penetrar los fuertes campos magnéticos (unas 10,000 veces más fuertes que el de la Tierra), y por eso no puede alcanzar la superficie. Estas áreas magnéticas se enfrían (de 5,500 a 3,750 C)), así que no brillan tanto como el resto de la fotosfera. En realidad, las manchas solares son bastante brillantes, pero aparecen como manchas oscuras en contraste con el entorno, mucho más brillante.

Las manchas solares tienen estructuras complejas, causadas por la geometría de los campos magnéticos. La zona más oscura, la “umbra,” es donde el campo magnético es más fuerte. Alrededor de los bordes de la mancha solar, el campo se debilita, por lo que esta “penumbra” es un poco más brillante y tiene vetas radiales. A veces, hay “puentes ligeros” que cruzan la umbra, como las chispas que saltan de una bujía.

Monitoreo de las manchas solares Es de vital importancia monitorear las manchas solares ya que éstas al tener un nivel de radiación puede perjudicar diferentes tecnologías que son primordiales en la vida cotidiana, sin mencionar, el daño que les puede producir a los satélites y otros elementos. Un ejemplo de esta situación puede ser que hace sólo unos días la mancha solar AR1618 era casi invisible, ahora es más de 10 veces mayor que la tierra y genera un riesgo muy alto ya que junto a estas partículas generan un campo magnético que arruinan diferentes dispositivos.

Eventos históricos Durante los dos primeros días de septiembre, en el ciclo solar 10, se registró la que pudo ser la tormenta geomagnética más grande de la historia, originada por una eyección de masa coronal. Tras la CME, la tormenta tardó 17 horas y 40 minutos en recorrer la distancia entre el Sol y la Tierra, teniendo la componente Bz del IMF una orientación predominantemente Sur. Las auroras boreales resultantes se vieron con tal intensidad en la noche de las Montañas Rocosas que sus habitantes pensaron que estaba amaneciendo. Las auroras llegaron a verse en latitudes muy bajas, hasta el Caribe, Roma y Hawaii. Las líneas telegráficas cayeron de forma generalizada en Estados Unidos y Europa, provocando incluso incendios. Las erupciones solares se venían observando desde el 28/08, siendo el astrónomo inglés Richard Carrington quien observó la más intensa al mediodía del 01/09. Se estima que la tormenta fue tres veces más poderosa que la registrada en marzo de 1989.

En diciembre del 2006 se produce una erupción que provoca una intensa ráfaga de ruido solar, 10 veces más intensa que las registradas en los últimos 50 años. Además, se registraron atenuaciones de 1 dB en frecuencias de hasta 35 MHz en toda la zona de la Tierra orientada al Sol, debido a las emisiones solares de rayos X y rayos UV que alcanzaron la Tierra en latitudes medias y bajas. La atenuación en las zonas polares fue provocada por los protones de alto nivel energético que alcanzaron la Tierra en latitudes altas. Los días 14-15 de mayo de 1921se registra una tormenta geomagnética que induce corrientes GIC unas 10 veces mayores a las del evento de marzo de 1989. Según un estudio de la Metatech Corporation, la repetición de una tormenta de similares características en la actualidad provocaría fallos permanentes en unos 350 transformadores eléctricos de los Estados Unidos, dejando sin suministro a más de 130 millones de personas.

En abril del 2010 el día 05/04, el satélite de comunicaciones Intelsat Galaxy 15 comienza a tener fallos de envío de telemetría y de recepción de comandos, teniendo que ser sustituído por el Galaxy 12. Según el Oficial Jefe de Operaciones de la compañía constructora de estos satélites, el problema pudo deberse a un incremento de la actividad sola.

Cuadro monitoreo diario

Igual fuerza gravitacional Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, sólo afectado por la gravedad, puede estar teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial con respecto a la Tierra y la Luna. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar sincrónicamente con la menor de ellas. Son análogos a las órbitas geosincrónicas que permiten a un objeto estar en una posición «fija» en el espacio en lugar de en una órbita en que su posición relativa cambia continuamente.

Viento solar Velocidad típica, 750kms/s 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). El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada violentamente hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la proximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico. Velocidad típica, 750kms/s

Satélite Ace El satélite Ace es un equipo de la NASA cuyo objetivo primordial es comparar y determinar la composición elemental e isotópica de distintos tipos de materia, entre los que se incluyen el viento solar, el medio interestelar y otra materia de origen galáctico. Con una masa de 596 kg, fue lanzado el 25 de agosto de 1997 a bordo de un Delta II y actualmente esta operando en las cercanías del Punto de Lagrange L1, situado entre el Sol y la Tierra, a una distancia de unos 1,5 millones de kilómetros de esta última

Bibliografía http://radiouniverso.org/resources/faqs/014.html http://www.astromia.com/glosario/vientosolar.htm [1]Halliday, Resnick R. y Krane K. Física Volumen 2. Cuarta Edición. México D.F: Editorial Patria, 2008. [2] Serway, Raymond A. y Beichner, Robert J. Física para ciencias e ingeniería. Quinta Edición. México D.F: McGraw-Hill, 2001. [3] Sears, Zemansky, Young, Freedman. Física universitaria. Decimoprimera edición. Volumen 2. PEARSON EDUCACIÓN, México, 2004. http://oc.uan.edu.co/revista/fisica/faraday/FlujoM.asp