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fenómenos solares

Actividad solar: El Observatorio de Dinámica Solar de la NASA capturó esta imagen de la llamarada solar de clase X1.2 el 14 de mayo de 2013. La imagen muestra luz con una longit...

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Actividad solar: El Observatorio de Dinámica Solar de la NASA capturó esta imagen de la llamarada solar de clase X1.2 el 14 de mayo de 2013. La imagen muestra luz con una longitud de onda de 304 angstroms .

Los fenómenos solares son fenómenos naturales que ocurren dentro de la atmósfera del Sol . Toman muchas formas, incluyendo viento solar , flujo de ondas de radio , erupciones solares , eyecciones de masa coronal , [ 1 ] calentamiento coronal y manchas solares .

Se cree que estos fenómenos son generados por una dinamo helicoidal , ubicada cerca del centro de la masa del Sol, que genera fuertes campos magnéticos, así como por una dinamo caótica, ubicada cerca de la superficie, que genera fluctuaciones menores del campo magnético. [ 2 ] Todas las fluctuaciones solares en conjunto se denominan variación solar, y producen el clima espacial dentro del campo gravitatorio del Sol.

La actividad solar y los eventos relacionados se han registrado desde el siglo VIII a. C. A lo largo de la historia, la tecnología y la metodología de observación avanzaron, y en el siglo XX, el interés por la astrofísica aumentó considerablemente y se construyeron numerosos telescopios solares. La invención del coronógrafo en 1931 permitió estudiar la corona solar a plena luz del día.

Sol

Imagen en falso color del Sol que muestra su superficie turbulenta. (Crédito: NASA - SDO )

El Sol es una estrella ubicada en el centro del Sistema Solar . Es casi perfectamente esférico y consta de plasma caliente y campos magnéticos . [ 3 ] [ 4 ] Tiene un diámetro de aproximadamente 1.392.684 kilómetros (865.374 millas) , [ 5 ] alrededor de 109 veces el de la Tierra , y su masa (1,989 × 10 30 kilogramos, aproximadamente 330 000 veces la masa de la Tierra) representa alrededor del 99,86 % de la masa total del Sistema Solar. [ 6 ] Químicamente, alrededor de tres cuartas partes de la masa del Sol consisten en hidrógeno , mientras que el resto es principalmente helio . El 1,69 % restante (equivalente a 5600 veces la masa de la Tierra) consiste en elementos más pesados, incluidos oxígeno , carbono , neón y hierro . [ 7 ]

El Sol se formó hace aproximadamente 4.567 millones de años [ a ] [ 8 ] a partir del colapso gravitacional de una región dentro de una gran nube molecular . La mayor parte de la materia se concentró en el centro, mientras que el resto se aplanó formando un disco en órbita que se convirtió en el equilibrio del Sistema Solar . La masa central se volvió cada vez más caliente y densa, iniciando finalmente la fusión termonuclear en su núcleo.

El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G (G2V) según su clase espectral , y se le denomina informalmente enana amarilla porque su radiación visible es más intensa en la porción amarillo-verde del espectro . En realidad es blanco, pero desde la superficie de la Tierra, parece amarillo debido a la dispersión atmosférica de la luz azul. [ 9 ] En la etiqueta de la clase espectral, G2 indica su temperatura superficial , de aproximadamente 5770 K. (la UAI aceptará en 2014 5772 K ) y V indica que el Sol, como la mayoría de las estrellas, es una estrella de secuencia principal y, por lo tanto, genera su energía mediante la fusión de hidrógeno en helio. En su núcleo, el Sol fusiona aproximadamente 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno cada segundo. [ 10 ] [ 11 ]

La distancia media de la Tierra al Sol es de aproximadamente 1 unidad astronómica (unos 150 000 000 km; 93 000 000 mi) , aunque la distancia varía a medida que la Tierra se mueve desde el perihelio en enero hasta el afelio en julio. [ 12 ] A esta distancia media, la luz viaja del Sol a la Tierra en unos 8 minutos y 19 segundos. La energía de esta luz solar sustenta casi toda la vida [ b ] en la Tierra mediante la fotosíntesis , [ 13 ] e impulsa el clima y el tiempo de la Tierra. [ 14 ] Hasta el siglo XIX, los científicos tenían poco conocimiento de la composición física del Sol y la fuente de energía. Esta comprensión aún está en desarrollo; varias anomalías actuales en el comportamiento del Sol siguen sin explicación.  

ciclo solar

Predicción del ciclo de manchas solares

Muchos fenómenos solares cambian periódicamente en un intervalo promedio de unos 11 años. Este ciclo solar afecta la irradiación solar e influye en el clima espacial, el clima terrestre y el clima en general .

El ciclo solar también modula el flujo de radiación solar de onda corta, desde el ultravioleta hasta los rayos X , e influye en la frecuencia de las erupciones solares , las eyecciones de masa coronal y otros fenómenos eruptivos solares.

Tipos

eyecciones de masa coronal

Un vídeo de la serie de eyecciones de masa coronal ocurridas en agosto de 2010.

Una eyección de masa coronal (CME) es una explosión masiva de viento solar y campos magnéticos que se elevan por encima de la corona solar . [ 15 ] Cerca de los máximos solares , el Sol produce aproximadamente tres CME cada día, mientras que los mínimos solares presentan aproximadamente una cada cinco días. [ 16 ] Las CME, junto con las erupciones solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y dañar los satélites y las instalaciones de líneas de transmisión eléctrica , lo que resulta en cortes de energía potencialmente masivos y prolongados . [ 17 ] [ 18 ]

Las eyecciones de masa coronal suelen aparecer junto con otras formas de actividad solar, sobre todo con las erupciones solares , pero no se ha establecido una relación causal. La mayoría de las erupciones débiles no producen eyecciones de masa coronal; sin embargo, las más potentes sí. La mayoría de las eyecciones se originan en regiones activas de la superficie solar, como las agrupaciones de manchas solares asociadas a erupciones frecuentes. Otras formas de actividad solar frecuentemente asociadas con las eyecciones de masa coronal son las prominencias eruptivas, el oscurecimiento coronal, las ondas coronales y las ondas de Moreton , también llamadas tsunamis solares.

La reconexión magnética es responsable de las eyecciones de masa coronal (CME) y las erupciones solares . La reconexión magnética es el nombre que se le da a la reorganización de las líneas de campo magnético cuando dos campos magnéticos de direcciones opuestas se encuentran. Esta reorganización va acompañada de una liberación repentina de la energía almacenada en los campos originales de direcciones opuestas. [ 19 ] [ 20 ]

Cuando una eyección de masa coronal (CME) impacta la magnetosfera terrestre, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de las brújulas e induciendo grandes corrientes eléctricas en el suelo; esto se denomina tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de las CME pueden inducir la reconexión magnética en la magnetocola terrestre (el lado oscuro de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia abajo, hacia la atmósfera terrestre, donde forman la aurora boreal .

Bengalas

Una llamarada solar es un destello repentino de brillo observado sobre la superficie del Sol o el limbo solar , que se interpreta como una liberación de energía de hasta 6 × 10²⁵ julios (aproximadamente una sexta parte de la producción total de energía del Sol cada segundo o 160 mil millones de megatones de equivalente de TNT , más de 25 000 veces más energía que la liberada por el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter). Puede ir seguida de una eyección de masa coronal . [ 21 ] La llamarada expulsa nubes de electrones, iones y átomos a través de la corona hacia el espacio. Estas nubes suelen llegar a la Tierra uno o dos días después del evento. [ 22 ] Fenómenos similares en otras estrellas se conocen como llamaradas estelares.

Las erupciones solares influyen notablemente en el clima espacial cercano a la Tierra. Pueden generar corrientes de partículas altamente energéticas en el viento solar, conocidas como eventos de protones solares . Estas partículas pueden impactar la magnetosfera terrestre en forma de tormenta geomagnética y representar riesgos de radiación para las naves espaciales y los astronautas.

eventos de protones solares

Las partículas solares interactúan con la magnetosfera terrestre . Los tamaños no están a escala.

Un evento de protones solares (SPE), o "tormenta de protones", ocurre cuando las partículas (principalmente protones) emitidas por el Sol se aceleran cerca del Sol durante una erupción solar o en el espacio interplanetario por ondas de choque de CME. Los eventos pueden incluir otros núcleos como iones de helio e iones HZE . Estas partículas causan múltiples efectos. Pueden penetrar el campo magnético de la Tierra y causar ionización en la ionosfera . El efecto es similar a los eventos aurorales, excepto que se trata de protones en lugar de electrones. Los protones energéticos representan un riesgo significativo de radiación para las naves espaciales y los astronautas. [ 23 ] Los protones energéticos pueden llegar a la Tierra dentro de los 30 minutos posteriores al pico de una erupción solar importante.

Prominencias

Un videoclip de una protuberancia solar en erupción, una eyección de masa coronal (CME).

Una protuberancia es una estructura gaseosa grande y brillante que se extiende hacia afuera desde la superficie del Sol , a menudo con forma de bucle . Las protuberancias están ancladas a la superficie solar en la fotosfera y se extienden hacia afuera en la corona. Mientras que la corona está compuesta de plasma a alta temperatura , que no emite mucha luz visible , las protuberancias contienen plasma mucho más frío, de composición similar al de la cromosfera .

El plasma de las prominencias suele ser cien veces más frío y denso que el plasma coronal. Una prominencia se forma en escalas de tiempo de aproximadamente un día terrestre y puede persistir durante semanas o meses. Algunas prominencias se fragmentan y forman eyecciones de masa coronal (CME).

Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; la más grande registrada se estimó en más de 800.000 kilómetros (500.000 millas) de largo [ 24 ] , aproximadamente el radio solar. 

Cuando una protuberancia se observa contra el Sol en lugar del espacio, aparece más oscura que el fondo. Esta formación se denomina filamento solar. [ 24 ] Es posible que una proyección sea a la vez un filamento y una protuberancia. Algunas protuberancias son tan potentes que expulsan materia a velocidades que oscilan entre 600 km/s y más de 1000 km/s. Otras forman enormes bucles o columnas arqueadas de gases incandescentes sobre las manchas solares que pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kilómetros. [ 25 ]

Manchas solares

Las manchas solares son áreas relativamente oscuras en la "superficie" radiante del Sol ( fotosfera ) donde la intensa actividad magnética inhibe la convección y enfría la fotosfera . Las fáculas son áreas ligeramente más brillantes que se forman alrededor de los grupos de manchas solares a medida que se restablece el flujo de energía hacia la fotosfera y tanto el flujo normal como la energía bloqueada por las manchas solares elevan la temperatura de la "superficie" radiante. Los científicos comenzaron a especular sobre posibles relaciones entre las manchas solares y la luminosidad solar en el siglo XVII. [ 26 ] [ 27 ] Las disminuciones de luminosidad causadas por las manchas solares (generalmente < - 0,3 %) se correlacionan con aumentos (generalmente < + 0,05 %) causados ​​tanto por las fáculas asociadas con regiones activas como por la "red brillante" magnéticamente activa. [ 28 ]

El efecto neto durante los períodos de mayor actividad magnética solar es un aumento de la radiación solar, ya que las fáculas son más grandes y persisten durante más tiempo que las manchas solares. Por el contrario, los períodos de menor actividad magnética solar y menos manchas solares (como el Mínimo de Maunder ) pueden correlacionarse con momentos de menor irradiancia. [ 29 ]

La actividad de las manchas solares se ha medido utilizando el número de Wolf durante aproximadamente 300 años. Este índice (también conocido como número de Zúrich) utiliza tanto el número de manchas solares como el número de grupos de manchas solares para compensar las variaciones en las mediciones. Un estudio de 2003 reveló que las manchas solares habían sido más frecuentes desde la década de 1940 que en los 1150 años anteriores. [ 30 ]

Las manchas solares suelen aparecer en pares con polaridad magnética opuesta. [ 31 ] Las observaciones detalladas revelan patrones, en mínimos y máximos anuales y en ubicación relativa. A medida que avanza cada ciclo, la latitud de las manchas disminuye, de 30 a 45° a alrededor de 7° después del máximo solar . Este cambio latitudinal sigue la ley de Spörer .

Para que una mancha solar sea visible a simple vista, debe tener un diámetro de aproximadamente 50 000 km, cubriendo 2 000 000 000 kilómetros cuadrados (770 000 000 millas cuadradas ) o 700 millonésimas partes del área visible. En ciclos recientes, aproximadamente 100 manchas solares o grupos compactos de manchas solares son visibles desde la Tierra. [ c ] [ 32 ]  

Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se desplazan, y pueden viajar a varios cientos de metros por segundo cuando aparecen por primera vez.

Viento

Esquema de la magnetosfera terrestre . El viento solar fluye de izquierda a derecha.
Simulación del campo magnético terrestre en interacción con el campo magnético interplanetario (solar) que ilustra los cambios dinámicos del campo magnético global durante una perturbación: una compresión temporal de la magnetosfera por un flujo intensificado del viento solar es seguida por un estiramiento hacia la cola de las líneas de campo.

El viento solar es una corriente de plasma liberada desde la atmósfera superior del Sol . Está compuesto principalmente por electrones y protones con energías que generalmente oscilan entre 1,5 y 10 keV . Esta corriente de partículas varía en densidad, temperatura y velocidad con el tiempo y a lo largo de la longitud solar. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía.

El viento solar se divide en viento solar lento y viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de unos 400 kilómetros por segundo (250 mi/s) y una temperatura de 2 × 10 5 K y una composición que coincide bastante con la corona. El viento solar rápido tiene una velocidad típica de 750 km/s, una temperatura de 8 × 105 K y casi coincide con la fotosfera. [ 33 ] [ 34 ] El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en intensidad que el viento solar rápido. El viento lento tiene una estructura más compleja, con regiones turbulentas y organización a gran escala. [ 35 ] [ 36 ]

Tanto los vientos solares rápidos como los lentos pueden verse interrumpidos por grandes y veloces ráfagas de plasma llamadas eyecciones de masa coronal interplanetarias (CME). Estas provocan ondas de choque en el delgado plasma de la heliosfera , generando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones) para formar cascadas de radiación ionizante que preceden a la CME.

Efectos

Clima espacial

Un ejemplo de meteorología espacial: la aurora austral en la atmósfera terrestre observada por el transbordador espacial Discovery , mayo de 1991.

El clima espacial es el estado ambiental dentro del Sistema Solar, incluyendo el viento solar . Se estudia especialmente en las proximidades de la Tierra, abarcando desde la magnetosfera hasta la ionosfera y la termosfera . El clima espacial se distingue del clima terrestre de la troposfera y la estratosfera . El término no se utilizó hasta la década de 1990. Antes de eso, estos fenómenos se consideraban parte de la física o la aeronomía .

tormentas solares

Las tormentas solares son causadas por perturbaciones en el Sol, con mayor frecuencia nubes coronales asociadas con eyecciones de masa coronal (CME) de erupciones solares que emanan de regiones activas de manchas solares, o con menos frecuencia de agujeros coronales . El Sol puede producir intensas tormentas geomagnéticas y de protones capaces de causar cortes de energía , interrupciones o apagones de comunicaciones (incluidos los sistemas GPS ) y la desactivación temporal o permanente de satélites y otra tecnología espacial. Las tormentas solares pueden ser peligrosas para la aviación de gran latitud y altitud, así como para los vuelos espaciales tripulados . [ 37 ] Las tormentas geomagnéticas causan auroras. [ 38 ]

La tormenta solar más significativa conocida ocurrió en septiembre de 1859 y se conoce como el Evento Carrington . [ 39 ] [ 40 ]

Aurora

Una aurora es un fenómeno luminoso natural en el cielo, especialmente en las regiones de altas latitudes ( Ártico y Antártida ), que se manifiesta como un gran círculo alrededor del polo. Se produce por la colisión del viento solar y las partículas magnetosféricas cargadas con la atmósfera a gran altitud ( termosfera ).

La mayoría de las auroras ocurren en una banda conocida como zona auroral , [ 41 ] [ 42 ] que suele tener entre 3° y 6° de ancho en latitud y se observa entre 10° y 20° de los polos geomagnéticos en todas las longitudes, pero a menudo se aprecian con mayor intensidad alrededor de los equinoccios de primavera y otoño . Las partículas cargadas y el viento solar son dirigidos hacia la atmósfera por la magnetosfera terrestre. Una tormenta geomagnética expande la zona auroral hacia latitudes más bajas.

Las auroras están asociadas al viento solar. El campo magnético terrestre atrapa sus partículas, muchas de las cuales viajan hacia los polos, donde se aceleran hacia la Tierra. Las colisiones entre estos iones y la atmósfera liberan energía en forma de auroras que aparecen en grandes círculos alrededor de los polos. Las auroras son más frecuentes y brillantes durante la fase intensa del ciclo solar, cuando las eyecciones de masa coronal (CME) aumentan la intensidad del viento solar. [ 43 ]

Tormenta geomagnética

Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la magnetosfera terrestre causada por una onda de choque del viento solar y/o una nube de campo magnético que interactúa con el campo magnético terrestre . El aumento de la presión del viento solar comprime la magnetosfera y el campo magnético del viento solar interactúa con el campo magnético terrestre para transferir mayor energía a la magnetosfera. Ambas interacciones aumentan el movimiento del plasma a través de la magnetosfera (impulsado por el aumento de los campos eléctricos) y aumentan la corriente eléctrica en la magnetosfera y la ionosfera. [ 44 ]

La perturbación en el medio interplanetario que genera una tormenta puede deberse a una eyección de masa coronal (CME) o a una corriente de alta velocidad (región de interacción corrotante o CIR) [ 45 ] del viento solar originada en una región de campo magnético débil en la superficie solar. La frecuencia de las tormentas geomagnéticas aumenta y disminuye con el ciclo de manchas solares . Las tormentas impulsadas por CME son más comunes durante el máximo solar del ciclo solar, mientras que las tormentas impulsadas por CIR son más comunes durante el mínimo solar.

Varios fenómenos meteorológicos espaciales están asociados con tormentas geomagnéticas. Estos incluyen eventos de partículas energéticas solares (SEP), corrientes inducidas geomagnéticamente (GIC), perturbaciones ionosféricas que causan centelleo de radio y radar , interrupción de la navegación con brújula y auroras boreales en latitudes mucho más bajas de lo normal. Una tormenta geomagnética de 1989 energizó corrientes inducidas en tierra que interrumpieron la distribución de energía eléctrica en la mayor parte de la provincia de Quebec [ 46 ] y causaron auroras hasta el sur de Texas [ 47 ] .

Perturbación ionosférica repentina

Una perturbación ionosférica súbita (SID, por sus siglas en inglés) es una densidad de ionización/plasma anormalmente alta en la región D de la ionosfera causada por una erupción solar. La SID produce un aumento repentino en la absorción de ondas de radio, que es más severo en los rangos de frecuencia media alta (MF) y frecuencia alta baja (HF), y como resultado, a menudo interrumpe o interfiere con los sistemas de telecomunicaciones . [ 48 ]

Corrientes inducidas geomagnéticamente

Las corrientes geomagnéticas inducidas (GIC) son una manifestación a nivel del suelo de la meteorología espacial, que afecta el funcionamiento normal de los sistemas de conductores eléctricos de gran longitud. Durante los eventos de meteorología espacial, las corrientes eléctricas en la magnetosfera y la ionosfera experimentan grandes variaciones, que también se manifiestan en el campo magnético terrestre. Estas variaciones inducen corrientes (GIC) en los conductores terrestres. Las redes de transmisión eléctrica y los oleoductos subterráneos son ejemplos comunes de estos sistemas de conductores. Las GIC pueden causar problemas como una mayor corrosión del acero de las tuberías y daños en los transformadores de alta tensión.

Carbono-14

Registro de manchas solares (azul) con 14 °C (invertido).

La producción de carbono-14 (radiocarbono: 14 C) está relacionada con la actividad solar. El carbono-14 se produce en la atmósfera superior cuando el bombardeo de rayos cósmicos sobre el nitrógeno atmosférico ( 14 N) induce la desintegración β+ del nitrógeno , transformándolo así en un isótopo inusual de carbono con un peso atómico de 14 en lugar del más común 12. Debido a que los rayos cósmicos galácticos son parcialmente excluidos del Sistema Solar por el barrido hacia afuera de los campos magnéticos en el viento solar, el aumento de la actividad solar reduce la producción de 14 C. [ 49 ]

La concentración atmosférica de 14C es menor durante los máximos solares y mayor durante los mínimos solares. Al medir el 14C capturado en la madera y contar los anillos de los árboles, se puede medir y datar la producción de radiocarbono en relación con la madera reciente. Una reconstrucción de los últimos 10 000 años muestra que la producción de 14C fue mucho mayor durante el Holoceno medio , hace 7 000 años, y disminuyó hasta hace 1 000 años. Además de las variaciones en la actividad solar, las tendencias a largo plazo en la producción de carbono-14 están influenciadas por los cambios en el campo geomagnético de la Tierra y por los cambios en el ciclo del carbono dentro de la biosfera (en particular, aquellos asociados con cambios en la extensión de la vegetación entre edades de hielo ).

Historial de observación

La actividad solar y los fenómenos relacionados se han registrado regularmente desde la época de los babilonios . Los primeros registros describían eclipses solares, la corona solar y las manchas solares.

Ilustración de manchas solares dibujada por el erudito jesuita alemán del siglo XVII Athanasius Kircher.

Poco después de la invención de los telescopios, a principios del siglo XVII, los astrónomos comenzaron a observar el Sol. Thomas Harriot fue el primero en observar manchas solares, en 1610. Los observadores confirmaron la menor frecuencia de manchas solares y auroras durante el mínimo de Maunder. [ 50 ] Uno de estos observadores fue el renombrado astrónomo Johannes Hevelius , quien registró varias manchas solares entre 1653 y 1679, durante el inicio del mínimo de Maunder, y que aparecen en el libro Machina Coelestis (1679). [ 51 ]

La espectrometría solar comenzó en 1817. [ 52 ] Rudolf Wolf recopiló observaciones de manchas solares desde el ciclo de 1755-1766. Estableció una fórmula para el número relativo de manchas solares (el número de manchas solares de Wolf o Zúrich ) que se convirtió en la medida estándar. Alrededor de 1852, Sabine, Wolf, Gautier y von Lamont encontraron independientemente una relación entre el ciclo solar y la actividad geomagnética. [ 52 ]

El 2 de abril de 1845, Fizeau y Foucault fotografiaron el Sol por primera vez. La fotografía contribuyó al estudio de las protuberancias solares, la granulación , la espectroscopia y los eclipses solares. [ 52 ]

El 1 de septiembre de 1859, Richard C. Carrington y, por separado, R. Hodgson observaron por primera vez una erupción solar. [ 52 ] Carrington y Gustav Spörer descubrieron que el Sol presenta rotación diferencial y que la capa exterior debe ser fluida. [ 52 ]

En 1907-08, George Ellery Hale descubrió el ciclo magnético del Sol y la naturaleza magnética de las manchas solares. Posteriormente, Hale y sus colegas dedujeron las leyes de polaridad de Hale que describían su campo magnético. [ 52 ]

La invención del coronógrafo  por Bernard Lyot en 1931 permitió estudiar la corona a plena luz del día. [ 52 ]

Hasta la década de 1990, el Sol era la única estrella cuya superficie se había resuelto. [ 53 ] Otros logros importantes incluyeron la comprensión de: [ 54 ]

  • Bucles emisores de rayos X ( por ejemplo , de Yohkoh )
  • Corona y viento solar ( por ejemplo , según SoHO )
  • Variación del brillo solar con el nivel de actividad y verificación de este efecto en otras estrellas de tipo solar ( por ejemplo , mediante ACRIM ).
  • El estado fibrilar intenso de los campos magnéticos en la superficie visible de una estrella como el Sol ( por ejemplo , según Hinode ).
  • La presencia de campos magnéticos de 0,5×10 5 a 1×10 5 gauss en la base de la zona conductora, presumiblemente en forma de fibrillas, se deduce de la dinámica de los haces de flujo azimutales ascendentes.
  • Emisión de neutrinos electrónicos de bajo nivel desde el núcleo del Sol. [ 54 ]

A finales del siglo XX, los satélites comenzaron a observar el Sol, lo que proporcionó mucha información valiosa. Por ejemplo, la modulación de la luminosidad solar por regiones magnéticamente activas fue confirmada por mediciones satelitales de la irradiancia solar total (TSI) realizadas por el experimento ACRIM1 en la Misión Máximo Solar (lanzada en 1980). [ 28 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Todos los números en este artículo están en escala corta. Mil millones son 10⁹ , o 1.000.000.000.
  2. ↑ Las comunidades de fuentes hidrotermales viven a tanta profundidad bajo el mar que no tienen acceso a la luz solar. En su lugar, las bacterias utilizan compuestos de azufre como fuente de energía, mediante quimiosíntesis .
  3. ↑ Esto se basa en la hipótesis de que el ojo humano promedio puede tener una resolución de 3,3 × 10⁻⁴ radianes o 70 segundos de arco, con una dilatación pupilar máxima de 1,5 milímetros (0,059 pulgadas) en luz relativamente brillante. [ 32 ]

Referencias

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  18. ↑ El mundo conectado es cada vez más vulnerable a las eyecciones coronales del Sol , Aviation Week & Space Technology , número del 14 de enero de 2013, págs. 49-50: "Pero el potencial de daño más grave reside en los transformadores que mantienen el voltaje adecuado para la transmisión eficiente de electricidad a través de la red".
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Lecturas adicionales

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  • NOAA / NESDIS / NGDC (2002) Variabilidad solar que afecta a la Tierra. CD-ROM NOAA NGDC-05/01. Este CD-ROM contiene más de 100 bases de datos globales solares-terrestres y relacionadas que abarcan el período hasta abril de 1990.
  • Datos recientes de irradiancia solar total archivados el 6 de julio de 2013 en Wayback Machine, actualizados todos los lunes.
  • Últimos datos sobre el clima espacial  – del Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares (Bélgica)
  • Últimas imágenes del Observatorio Solar Big Bear (California)
  • Las imágenes más recientes de SOHO  – del Observatorio Solar y Heliosférico de la ESA / NASA
  • Mapa de regiones solares activas – desde la Estación Astronómica de Montaña de Kislovodsk