PROYECTO HUMANO

Estimado Visitante , este es un foro de estudio y preparación para el Nuevo Proyecto Humano , el de aprender a Pensar .
Verás que hacemos un especial incapie en las enseñanzas provenientes del Librepensamiento , debido a la compleja interrelación entre la realidad y lo que verdaderamente percibimos . Y la capacidad de éste , en poder develar el funcionamiento de ambas .
" El Nuevo Paradigma es no seguir sosteniendo ideas heredadas por obligación , inculcadas mediante el miedo y por reiteración , debemos crear nuestro propio pensamiento e ideas dentro de una Libertad Humana y Espiritual "
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    EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

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    EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por Invitado el Mar Sep 27, 2011 12:36 pm

    EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Kp Ap NOAA Estado
    Kp = 0 0 Sin tormenta Campo geomagnético inactivo
    Kp = 1 3 Sin tormenta Campo geomagnético muy tranquilo
    Kp = 2 7 Sin tormenta Campo geomagnético tranquilo
    Kp = 3 15 Sin tormenta Campo geomagnético intranquilo
    Esta es una breve explicación de los gráficos más usados en esta página.

    Kp = 4 27 Sin tormenta Campo geomagnétic activo
    Kp = 5 48 G1 Tormenta geomagnética menor
    Kp = 6 80 G2 Tormenta geomagnética mayor
    Kp = 7 140 G3 Tormenta geomagnética severa
    Kp = 8 240 G4 Tormenta geomagnética muy severa
    Kp = 9 400 G5 Tormenta geomagnética extremadamente severa.
    http://www.ipellejero.es/hf/index.html

    El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, cancela en parte al campo geomagnético, favoreciendo la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.
    • Bt: campo magnético interplanetario total, expresado en nanoTeslas (nT).
    • Bz: campo magnético interplanetario en el eje Z, expresado en nanoTeslas (nT).
    El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica (coordenadas GSM). Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá favorecer la llegada a la Tierra de tormentas geomagnéticas. Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).

    Ejemplo:



    La magnetopausa.
    La magnetopausa es el interfaz de separación entre la magnetosfera y el espacio interplanetario. Normalmente se ubica a una distancia de unas 10 veces el radio de la Tierra en dirección al Sol. No obstante, durante episodios de actividad solar elevada esta distancia puede comprimirse hasta unas 6,6 veces el radio terrestre.
    Por lo tanto en los distintos gráficos en el eje de las x ,( aunque no se cite), está dado en la unidad RE que es Radio de la tierra)
    Y lo que se grafica es una zona en colores que está determinada por : La velocidad del viento solar, la densidad de protones por unidad de volumen, el ángulo y la magnitud de Bz del IMF. Todas estas variables determinan un argumento referenciado con colores en cada caso.

    Flujo de Rayos X Solares

    La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de esta radiación es ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos UV (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones e incluso llegando a provocar apagones de radio. La siguiente gráfica muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por la sonda GOES-15 de la NOAA.



    Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) en la banda de rayos X, medida por el satélite GOES-15. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una emisión de rayos X en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una emisión de pequeña magnitud, el nivel M a una emisión mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes. Los niveles más altos suelen registrarse en las épocas de alta actividad dentro del ciclo solar de 11 años. A mayor intensidad de la emisión, mayor atenuación por absorción en la banda de HF. En caso de erupción importante, chequee los Monitores de Espectro y los Niveles de absorción en HF, que podrán ser importantes en periodos comprendidos entre minutos y horas.

    Imágenes actuales del Sol tomadas con el coronámetro espectrométrico de gran angular (LASCO) de la sonda SOHO. La imagen C2 corresponde a la corona solar interior, hasta 8,4 millones de km del Sol. La imagen C3 corresponde a la corona solar exterior, hasta 45 millones de km del Sol. Los coronámetros permiten visualizar las grandes erupciones y eyecciones de masa coronal (CME) en el Sol.



    Índice de flujo solar y manchas solares


    Las emisiones del Sol en la banda de radio de centimétricas se deben principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos existentes en las regiones activas del Sol. Existe, por tanto, una relación entre el nivel de actividad del Sol y estas emisiones, que se refleja en el Índice de Flujo Solar (Solar Flux Index), conocido por sus siglas SFI o F10.7. El SFI es una medida del flujo solar por unidad de frecuencia a una longitud de onda de 10,7 cm.



    Las gráficas muestran la evolución de los siguientes parámetros en el último mes:
    - Línea verde: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SDO EVE)
    - Línea azul: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SOHO CELIAS SEM).
    - Línea roja: SFI medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá).
    - Línea amarilla: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), fórmula Wolf.

    Grado de Ionización - Mapas de TEC


    El Contenido Total de Electrones (TEC, Total Electron Content) da una idea del grado de ionización en la ionosfera. Su unidad de medida es el TECU (1 TECU = 10E+16 electrones por metro cuadrado). Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen: fotoionización, absorción, etc.



    Auroras

    Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.



    Escala de Clima Espacial de NOAA
    URL: www.sec.noaa.gov January 10, 2001

    G 5 EXTREMO Sistemas Eléctricos de Trasmisión: Amplios problemas de control del voltaje y de los sistemas de protección. Algunas
    redes de trasmisión pueden colapsar, y los transformadores pueden llegar a sufrir daños.
    Operaciones de sistemas espaciales: Inducción de carga eléctrica superficial extensiva, dificultades con la orientación,
    problemas con los enlaces y el seguimiento de satélites.
    Otros sistemas: La corriente inducida en las redes de combustibles es de cientos de amperes, en extensas áreas se
    bloquean las ondas de radio de alta frecuencia (HF) por varios días, se afecta la navegación por satélites durante un
    intervalo similar, se bloquea por horas la navegación por señales de baja frecuencia, y pueden verse auroras en zonas como Florida y el sur de Texas ( típicamente 40° de latitud geomagnética)**. KP= 9


    G 4 SEVERO Sistemas Eléctricos de Trasmisión: Posibilidad de amplios problemas de control del voltaje y de los sistemas de
    protección, irregular funcionamiento de la red de trasmisión.
    Operaciones de sistemas espacialesPosibilidad de inducción de carga eléctrica superficial y de dificultades con el
    seguimiento, se podrían requerir correcciones a los problemas de orientación.
    Otros sistemas: La inducción eléctrica en las redes de distribución de combustibles afecta las medidas preventivas, hay
    bloqueos esporádicos de señales de radio de HF, se afecta durante varias horas la navegación por satélites, se afecta la
    navegación por baja frecuencia, la aurora ha sido observada hasta en Alabama y el norte de California (típicamente 45°) K P 8


    G 3 FUERTE Sistemas Eléctricos de Trasmisión: Se podrían requerir acciones de control del voltaje, se disparan en falso las alarmas
    de protección.
    Operaciones de sistemas espaciales: Posibilidad de inducción de carga eléctrica en los componentes, puede ocurrir un
    incremento de la razón de decaimiento de satélites de órbitas bajas, podrían requerirse correcciones de la orientación.
    Otros sistemas: Intermitencia en la navegación por satélites y por señales de baja frecuencia, señales de radio de HF
    intermitentes , la aurora ha sido observada hasta en Illinois y Oregon (típicamente 50° de latitud geomagnética. KP 7


    G 2 MODERADO Sistemas Eléctricos de Trasmisión: Pueden producirse alarmas de voltaje en los sistemas de distribución de altas latitudes. Tormentas de larga duración pueden producir daño en transformadores.
    Operaciones de sistemas espaciales: Se requieren acciones correctivas por el centro de control, los cambios en el
    decaimiento de los satélites afectan los cálculos de órbitas.
    Otros sistemas: La propagación de señales de HF se desvanece a altas latitudes, la aurora se ha visto hasta en New
    York e Idaho (típicamente 55° de latitud geomagnética)**. KP 6

    G 1 MENOR Sistemas Eléctricos de Trasmisión: Débiles fluctuaciones de potencia
    Operaciones de sistemas espaciales: Afectaciones menores a la operación de satélites.
    Otros sistemas: Los animales migratorios se ven afectados a este y a niveles superiores. La aurora se ve comúnmente a altas latitudes (Norte de Michigan y Maine)**. KP 5

    Tormentas de Radiación Solar

    S 5 EXTREMO Biológicos: Peligro inevitable de alta radiación para astronautas en AEV (actividades extra-vehiculares); son posibles
    altos niveles de radiación para pasajeros y tripulación de naves aéreas comerciales a altas latitudes (equivalente a unas
    100 radiografías del torso).
    Operaciones de satélites: Pérdida de algunos satélites, daños en memoria provocan pérdida de control, intenso ruido en
    datos de imágenes, los seguidores de estrellas no pueden localizar las fuentes, daño permanente a paneles solares.
    Otros sistemas: No se pueden establecer comunicaciones HF (alta frecuencia) en las regiones polares, los errores en
    los sistemas de posicionamiento hacen la navegación extremadamente difícil.


    S 4 SEVERO Biológicos: Peligro inevitable de alta radiación para astronautas en AEV; son posibles altos niveles de radiación para
    pasajeros y tripulación de naves aéreas comerciales a altas latitudes (equivalente a unas 10 radiografías del torso).
    Operaciones de satélites: Dificultades con los dispositivos de memoria, ruidos en sistemas de imágenes,
    malfuncionamiento en los localizadores de estrellas causan problemas de orientación, los paneles solares son
    afectados
    Otros sistemas: Bloqueo de las comunicaciones HF a través de las regiones polares, incremento en los errores denavegación durante varios días.


    S 3 FUERTE Biológicos: Se recomienda que los astronautas en AEV eviten los peligros de radiación; son posibles bajos niveles de
    radiación para pasajeros y tripulación de naves aéreas comerciales a altas latitudes (equivalente a 1 radiografía del
    torso).
    Operaciones de satélites: Ocurrencia de eventos simples, ruido en las señales de imágenes, es posible ligera
    disminución de la eficiencia de los paneles solares
    Otros sistemas: Se deteriora la radio comunicación HF a través de las regiones polares, posibilidad de algunos errores de navegacion


    S 2 MODERADO Biológicos: Ningún efecto.
    Operaciones de satélites: Baja probabilidad de ocurrencia de eventos simples.
    Otros sistemas: Efectos no importantes en la propagación HF y en los sistemas de navegación a través de las regiones polares


    S 1 MENOR Biológicos: Ningún efecto.
    Operaciones de satélites:Ningún efecto.
    Otros sistemas:Afectaciones menores a las señales HF en las regiones polares.



    Bloqueos de Radio

    R 5 EXTREMO Radio HF: Bloqueo completo por varias horas de HF (altas frecuencias** ) en todo el lado diurno terrestre. Esto
    resulta en que no hay comunicación HF con marineros o aviadores en este sector
    Navegación: Se interrumpen por varias horas las señales de baja frecuencia utilizadas por los sistemas de navegación
    en el lado diurno del planeta, provocando pérdidas en los sistemas de posicionamiento. Durante un período similar, se
    incrementan los errores de los sistemas de navegación por satélites en el lado diurno, lo que puede extenderse al lado nocturno de la tierra


    R 4 SEVERO Radio HF: Bloqueo de HF por una a dos horas, durante este tiempo se pierde el contacto por radio HF.
    Navegación: Las interrupciones por una a dos horas de las señales de navegación de baja frecuencia incrementan el
    error en los posicionamientos. Posibilidad de interrupciones menores en los sistemas de navegación por satélites en el
    lado diurno.


    R 3 FUERTE Radio HF: Bloqueo de las señales HF en amplias áreas, pérdida durante cerca de una hora del contacto por radio en el
    lado diurno de la Tierra.
    Navegación: Disminución de la calidad de las señales de baja frecuencia durante aproximadamente una hora.


    R 2 MODERADO Radio HF: Bloqueo limitado de las señales HF en el lado diurno, pérdida de radio contacto por decenas de minutos.
    Navegación: Alteración de las señales de navegación de baja frecuencia por decenas de minutos.


    R 1 MENOR Radio HF: Afectaciones débiles o menores de las señales de HF en el lado diurno, pérdida ocasional de radio
    comunicación.
    Navegación: Alteraciones de corta duración de las señales de navegación de baja frecuencia.


    ENLACES


    http://www.solarmonitor.org/
    http://www.ipellejero.es/hf/index.html

    http://www.solarham.com/index.htm

    En tiempo real:

    Hiraiso Geomagnetic Activity Plots

    SEC NOAA Kp Index plots

    Tromsø K-indices

    Otra información:

    Potsdam: Indices of global geomagnetic activity

    Geomagnetic Data Service WDC-C Kyoto

    BGS Geomagnetism Information and Forecast Service

    SEC Boulder: overview of K-indices of last seven days

    Geomagnetic indices ISGI

    Magnetograms from Ny-Aalesund, Tromso, Leknes, Dombaas

    Fuerstenfeldbruck Geomagnetic Observatory

    WDC Kyoto GEOMAG QL test page
    GEO-MAGNETOGRAMAS- Simuladores en Tiempo Real:

    Wingst

    Izmiran

    Kiruna

    Ny-Aalesund, Tromsø, Leknes, Dombaas

    SAMNET

    INTERMAGNET Kakioka
    AURORAS

    POES latest auroral oval position

    PIXIE/POLAR latest active aurora

    PIXIE/POLAR latest auroral image

    UVI/POLAR current image

    VIS/POLAR current image

    USA Today: Understanding auroras

    The Aurora: Information and Images (University of Alaska Fairbanks Geophysical Institute)

    Aurorawatch UK

    Aurora Forecast from the University of Alaska Fairbanks
    RADIO ESTACIONES

    Nobeyama Radio Heliograph

    Hiraiso: latest spectrographic solar observations

    Zurich Radio Spectrometer

    NANCAY Radio Heliograph

    Solar Radio Laboratory Izmiran

    SAO Solar Radio Observations

    AIP – Radio Observations Potsdam

    IPS AUSTRALIA

    Bruny Island Radio Spectrometer Data

    Ondrejov Solar Radio Archive Info RT3/1998

    Ondrejov Solar Radio Event Database

    NRC Solar Radio Monitoring Programma

    Trieste Astronomical Observatory: Solar Radio Emission Measurements

    Solar radio astronomy at Metsahovi
    IONOSFERA, CMES, MEDIDORES DE RADIACIÓN.

    Apatity neutron monitor

    Moscow (Izmiran) neutron monitor

    University of New Hampshire Neutron Monitor Datasets

    IRIS Home Page

    EISCAT Scientific Association: Sodankylä

    EISCAT Scientific Association: Tromsø

    Swedish Ionograms: last 24 hours

    Millstone Hill Observatory


    Última edición por Lola el Mar Sep 27, 2011 5:49 pm, editado 1 vez

    dragonnn2222
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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por dragonnn2222 el Mar Sep 27, 2011 12:43 pm

    MUY MUY MUY BIEN LOLA FANTASTICO , ESTO PARA QUE LOS QUE NO CONOCEN BIEN EL TEMA SE FAMILIARISEN CON EL TEMA ,, AUQUE ES COMO MANDARLOS A CLASES A TODOS JAJAJA UN CHISTIN, EXELENTE RECOPILACION LOLA LO QUE SI DESPUES ME LA EXPLICAS EN EL CHAT SIP , ?? Razz Razz JAJA UN ABRASO LOLI ,

    Juanlu
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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por Juanlu el Mar Sep 27, 2011 12:44 pm

    Muy buen tema.... cheers

    Es muy importante para que TODOS en tiendan la importancia de lo que está pasando.

    Muy Bueno y oportuno Lola. flower

    Sahú Ari Merek
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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por Sahú Ari Merek el Mar Sep 27, 2011 12:54 pm

    Excelente trabajo Lola .


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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por Invitado el Sáb Oct 15, 2011 10:57 pm

    paralelo33 escribió:

    Son imagenes fáciles de visualizar con la actividad solar actual, vista por los satélites STEREO que por su localización permiten tener una imagen no plana del sol, esto para aquellos que estamos entrando en el tema y poder comprender la información mas completa entregada por los expertos.

    Saludos. Arrow Arrow Arrow

    paralelo33 escribió:Manchas y Monitor de Llamaradas Solares.

    En primer lugar, se muestra la última imagen del Sol tomada con la cámara MDI en la que se pueden apreciar las manchas y grupos de manchas solares en el momento actual. Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radia aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de ellas mayor grado de ionización, posibilitando el establecimiento de enlaces radio por reflexión ionosférica en las bandas más altas de HF.

    En el Proyecto ASAP (Automated Solar Activity Prediction) de la Universidad de Bradford, cada vez que una nueva imagen de SOHO/MDI Continuo está disponible se procesa de modo automático con el fin de detectar y clasificar grupos de manchas solares y determinar la probabilidad de que se produzcan llamaradas (imagen de la derecha).






    LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph).

    Instrumento que es capaz de tomar imágenes de la corona solar obstruyendo la luz que proviene directamente del Sol con un disco de ocultación, creando un eclipse artificial. La posición del disco solar se indica en las imágenes con un círculo blanco. La característica más destacada de la corona son las proturberancias, esas bandas casi radiales que se pueden ver tanto en C2 como en C3.

    Las imágenes C2 muestran la corona interior a unos 8,4 millones de kilómetros del Sol. Las imágenes C3 tienen un campo de visión más grande: abarcan 32 diámetros solares, pudiéndose ver la luz de algunas estrellas detrás del Sol.




    Saludos. Arrow Arrow Arrow

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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

    Mensaje por Invitado el Dom Nov 06, 2011 11:19 am

    "Una guía para los Vigilantes Solar" pt.1
    NOVIEMBRE 5, 2011

    Para todos aquellos que no dejan de comprender lo que sucede con nuestro Sol y lo que es el clima espacial que decidimos hacer una guía para los vigilantes del Solar. Vamos a empezar con lo básico solar - la estructura, características, etc actividad solar Además vamos a presentar las naves espaciales y observatorios que la tarea es observar las actividades solares. Y al final vamos a mostrar cómo leer las cartas solares, diagramas y otros datos de energía solar para asegurarse de que entiende lo que están leyendo aquí, en nuestro post sobre las actividades dom Por lo tanto, vamos a empezar desde el principio.
    Nuestro sistema solar está compuesto por el Sol y todas las cosas que giran a su alrededor: los planetas, asteroides y cometas.

    Radio: 696 000 km (109 veces el radio de la Tierra).
    Masa: 1,99 x 10 ^ 30 kg (333 000 veces la masa de la Tierra).
    Luminosidad (índice de radiación de la energía): 3,86 x 10 ^ 26 W.
    Densidad media: 1,400 kg/m3 (1,4 veces la del agua).

    El Sol es de 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) de distancia de la Tierra (la distancia varía ligeramente a lo largo del año, porque la órbita de la Tierra es una elipse y no un círculo perfecto) y esta distancia se mide en UA (unidades astronómicas. Sería tomar de 8 minutos y 19 segundos del Sol a la Tierra por la velocidad de la luz.

    Diagrama de crudo de la luz solar que brilla en la Tierra con la distancia marcada. La luz del sol tarda unos 8 minutos, 19 segundos para llegar a la Tierra (en base a la distancia media).
    1 UA = 149,597,870.7 de kilómetros (millas 92,955,807.3) = 8.317 minutos de luz
    El Sol es una estrella - con un diámetro de alrededor de 1,4 millones de kilómetros (860,000 millas), harían falta 110 Tierras unidas para ser tan largo como el diámetro del sol. El Sol está compuesto principalmente de hidrógeno (un 92,1% del número de átomos, 75% de la masa) y el helio también se puede encontrar en el Sol (7,8% del número de átomos y el 25% de la masa). El otro 0,1% se compone de elementos más pesados, principalmente de carbono, nitrógeno, oxígeno, neón, magnesio, silicio y hierro. Su masa (alrededor de 2 × 10 30 kilogramos, 330.000 veces la de la Tierra) representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar.

    Estrellas como brilla el Sol de nueve a diez millones de años. El Sol es de unos 4,5 millones de años, a juzgar por la edad de las rocas lunares. Con base en esta información, la teoría astrofísica actual predice que el Sol se convertirá en una gigante roja en unos cinco mil millones (5,000,000,000) años.

    1 año-luz ≈ 63.241 UA

    La tierra en comparación con el Sol y la llamarada solar

    El Sol no es ni un sólido ni un gas, pero en realidad es el plasma. Este plasma es tenue y gaseosos cerca de la superficie, pero se vuelve más denso hacia abajo hacia el núcleo de fusión de Sun. Es casi perfectamente esférica y se compone de plasma caliente con campos magnéticos entrelazados. Como el Sol está formado por un plasma y no es sólido, que gira más rápido en su ecuador que en sus polos. Este comportamiento se conoce como rotación diferencial, y es causado por la convección en el Sol y el movimiento de la masa, debido a los gradientes de temperatura empinada hacia el exterior de la central.

    ESTRUCTURA DEL SOL

    El Sol se puede dividir en seis capas. Desde el centro, las capas del Sol son los siguientes: el interior solar compuesto por el núcleo (que ocupa el cuarto interior o algo así de radio del Sol), la zona radiactiva, y la zona de la convección, entonces no es lo visible, superficie conocida como fotosfera, la cromosfera, y finalmente la capa más externa, la corona.



    La energía producida a través de la fusión de los poderes centrales del Sol al Sol y produce todo el calor y la luz que recibimos aquí en la Tierra. El proceso por el cual la energía se escapa del Sol es muy complejo. Puesto que no podemos ver el interior del Sol, la mayoría de lo que los astrónomos saben sobre este tema proviene de la combinación de modelos teóricos del interior del Sol con hechos observables, tales como la masa del Sol, la temperatura de la superficie, y la luminosidad (la cantidad total de la producción de energía de la superficie ).

    Toda la energía que se detecta la luz y el calor se origina a partir de reacciones nucleares en el interior de alta temperatura del Sol "núcleo". Este núcleo se extiende alrededor de una cuarta parte del camino desde el centro del Sol (donde la temperatura es de 15,7 millones de grados Kelvin ( K), o 28 millones de grados Fahrenheit) a su superficie, que está a sólo 5778 K o 5505 ° C.

    Este diagrama muestra una sección transversal de una estrella de tipo solar. (Fuente: Astrofísica de Altas Energías Archivo Científico del Centro de Investigación de la NASA Goddard Space Flight Center
    )
    Ciclos solares, el campo magnético de SUN

    El Sol tiene un campo magnético complicada y cambiante, que forma las cosas como las manchas solares y zonas activas. El campo magnético a veces cambia de forma explosiva, escupiendo nubes de plasma y partículas energéticas en el espacio y, a veces incluso hacia la Tierra. Los cambios del campo magnético solar en un ciclo de 11 años. Cada ciclo solar, el número de manchas solares, llamaradas y las tormentas solares se incrementa a un pico, que es conocido como el máximo solar. Entonces, después de unos años de gran actividad, el Sol se elevará hasta unos años de baja actividad, conocido como el mínimo solar. Este patrón se llama el "ciclo de manchas solares", el "ciclo solar", o el "ciclo de actividad".

    Ciclo Solar 24
    El campo magnético del Sol lleva a muchos efectos que se conocen colectivamente como la actividad solar, como las manchas en la superficie del Sol, las erupciones solares y las variaciones en el viento solar que transportan material a través del Sistema Solar. Efectos de la actividad solar en la Tierra son las auroras de moderado a altas latitudes, y la interrupción de las comunicaciones de radio y energía eléctrica. La actividad solar se cree que han jugado un papel importante en la formación y evolución del Sistema Solar. La actividad solar cambia la estructura de la atmósfera exterior de la Tierra.



    El campo magnético solar se extiende mucho más allá del Sol mismo. El plasma magnetizado viento solar transporta el campo magnético del Sol en el espacio formando lo que se conoce como el campo magnético interplanetario.
    MANCHAS SOLARES

    Las manchas solares son regiones de actividad magnética intensa que la convección es inhibida por fuertes campos magnéticos, lo que reduce el transporte de energía desde el interior caliente a la superficie. El campo magnético hace que un fuerte calentamiento de la corona, la formación de las regiones activas que son la fuente de intensas llamaradas solares y eyecciones de masa coronal. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que avanzan en toda la superficie del Sol y puede ser tan grande como 80.000 kilómetros (50.000 millas) de diámetro, por lo que los más grandes visibles desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio. También pueden viajar a una velocidad relativa ("movimientos propios") de unos pocos cientos de m / s cuando su primera aparición en la fotosfera solar.

    Visto en un primer plano, las manchas solares tienen un aspecto distintivo como se ve en esta foto telescopio solar, la superficie circundante contiene áreas pequeñas, irregulares brillantes llamadas gránulos, que son la parte de surgencia de las numerosas corrientes de convección local que llevará gas de hidrógeno caliente que la fotosfera ( Tierra que se ve a escala). (Fuente: RST Cosmología)
    Cuando una línea de campo magnético de los arcos de distancia de la superficie del Sol como un lazo coronal, el plasma se dibuja a lo largo del campo magnético, formando una prominencia cromosférica / filamento. Cuando el ciclo se vuelve a conectar a otra parte del campo magnético del Sol, las líneas de campo de diferentes regiones se dividen y se unen con líneas de campo de otras regiones. (Se cree que se producen entre las líneas de campo en el circuito y los que rodean y se extienden en el espacio). Esta reconexión genera corrientes eléctricas que fluyen enormes para tratar de oponerse al cambio magnético. Esto libera cantidades colosales de energía
    (La resistencia eléctrica del plasma que se calienta mediante la disipación de la corriente eléctrica) que resultan en llamaradas, arcos coronales, prominencias / filamentos y las eyecciones de masa coronal.

    VIENTO SOLAR


    Caliente corona solar continuamente se expande en el espacio creando el viento solar , una corriente de partículas cargadas que se extiende a la heliopausa en aproximadamente 100 unidades astronómicas. La burbuja en el medio interestelar formada por el viento solar, la heliosfera, es la mayor estructura continua en el Sistema Solar. El viento solar se compone principalmente de electrones y protones con energías de 1.5 a 10 keV. La corriente de partículas varía la temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona.

    El viento solar crea la heliosfera, una burbuja enorme en el medio interestelar que rodea el Sistema Solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras (luces del norte y del sur), y las colas de plasma de los cometas que siempre apuntan lejos del sol.

    Erupciones solares

    Las llamaradas solares son enormes explosiones en la atmósfera del Sol que iluminan en pocos minutos y luego se desvanecen en el transcurso de una hora. Implican a todas las capas de la atmósfera (fotosfera, cromosfera y corona). Una erupción típica expulsa plasma a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Las llamaradas emiten una ráfaga de radiación electromagnética, en forma de luz visible, las ondas de radio y las ondas gamma. En el lugar de la reconexión, se piensa que una hélice de inconexas líneas de campo magnético se irradia desde el sol, llevando con ella plasma en una eyección de masa coronal.

    Ejemplo de llamarada solar
    Las llamaradas ocurren en regiones activas alrededor de las manchas solares, donde los intensos campos magnéticos penetran en la fotosfera de vincular la corona hacia el interior solar. Los destellos son impulsados ​​por el repentino (escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) la liberación de energía magnética almacenada en la corona. Los comunicados de la misma energía puede producir eyecciones de masa coronal (CME), aunque la relación entre las CMEs y las llamaradas aún no está bien establecida.

    Los rayos X y radiación ultravioleta emitida por las llamaradas solares pueden afectar a la ionosfera terrestre e interrumpir comunicaciones de larga distancia por radio. Emisión de radio directo en longitudes de onda decimetric pueden perturbar el funcionamiento de los radares y otros dispositivos que operan en estas frecuencias.

    Activos región 10.486, ya bajo estrecha vigilancia por varios instrumentos de SOHO y otros satélites, así como numerosos observatorios de tierra, puso en marcha una espectacular muestra en dos partes de la mañana del martes 28 de octubre de 2003. Una llamarada X 17.2, el segundo mayor brote observado por el SOHO, se desencadenó una fuerte actividad de alto protones de energía y un rápido movimiento de eyección de masa coronal, golpear a la Tierra el miércoles 29 de octubre. (Fuente: SOHO)
    Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X de acuerdo con el pico de flujo (en vatios por metro cuadrado, W / m 2) de 100 a 800 picómetro rayos-X cerca de la Tierra, según mediciones de la VA nave espacial. Cada clase tiene un pico de flujo diez veces mayor que el anterior, con las llamaradas de clase X con un flujo máximo del orden de 10 -4 W / m 2. Dentro de una clase no es una escala lineal de 1 a 9, por lo que una erupción X2 es dos veces tan potente como una llamarada X1, y es cuatro veces más potente que un brote de M5. El más potente M y las llamaradas de clase X se asocian a menudo con una variedad de efectos sobre el medio ambiente espacial cercano a la Tierra.

    Las llamaradas solares influyen fuertemente en el tiempo en el espacio local en las proximidades de la Tierra. Se pueden producir corrientes de partículas altamente energéticas del viento solar, conocido como un evento de protones solares, o "eyección de masa coronal" (CME). Estas partículas pueden impactar en la Tierra de los peligros de radiación y la magnetosfera de la actualidad para las naves espaciales, astronautas y cosmonautas.

    Eyección de masa coronal (CME)


    Una eyección de masa coronal (CME) es una explosión masiva de viento solar, plasma la luz otros isótopos, y los campos magnéticos en aumento por encima de la corona solar, o de ser liberado en el espacio.

    Eyecciones de masa coronal se asocian a menudo con otras formas de actividad solar, sobre todo las erupciones solares. La mayoría de las eyecciones se originan en las regiones activas en la superficie del Sol, como los grupos de manchas solares asociadas con brotes frecuentes. Cerca del máximo solar, el Sol produce unos 3 CME todos los días, mientras que cerca del mínimo solar no se trata de una CME cada 5 días.

    Condición normal: el campo magnético de la Tierra desvía las partículas cargadas que fluyen hacia fuera del sol
    El material expulsado es un plasma que consiste principalmente de electrones y protones, pero puede contener pequeñas cantidades de elementos más pesados ​​como el helio, el oxígeno, e incluso hierro. Se asocia con grandes cambios y trastornos en el campo magnético de la corona.

    Cuando la expulsión se dirige hacia la Tierra y llega como un interplanetario CME (ICME), la onda de choque de la masa de viaje de las partículas energéticas solares ocasiona una tormenta geomagnética que podría alterar la magnetosfera de la Tierra, comprimiéndolo en el lado diurno y ampliación de la noche-lado de la cola magnética. Cuando la magnetosfera se vuelve a conectar en el lado nocturno, que libera una potencia del orden de escala teravatios, que se dirige de nuevo hacia la atmósfera superior de la Tierra.

    Tierra dirigido eyección de masa coronal
    Este proceso puede causar auroras especialmente fuertes en amplias regiones alrededor de los polos magnéticos de la Tierra. Estos también son conocidos como las Luces del Norte (aurora borealis) en el hemisferio norte, y las luces del sur (aurora australis) en el hemisferio sur. Eyecciones de masa coronal, junto con las llamaradas solares de otro origen, pueden interrumpir las transmisiones de radio y causar daños a los satélites y las instalaciones de la línea de transmisión eléctrica, lo que resulta en cortes de energía potencialmente masiva y de larga duración.


    Partículas solares interactúan con la magnetosfera de la Tierra.
    Humanos en el espacio o en altitudes elevadas, por ejemplo, en los aviones, la exposición al riesgo de radiación intensa. Daño a corto plazo pueden incluir irritación de la piel con mayor riesgo potencial de desarrollar cáncer de piel, pero es probable que alguna de las personas afectadas se recuperan de tal exposición.

    Tormenta geomagnética

    Una tormenta geomagnética es una perturbación temporal de la Tierra 's magnetosfera causado por una alteración en el medio interplanetario . Una tormenta geomagnética es causado por un viento solar de ondas de choque y / o la nube del campo magnético que interactúa con el campo magnético de la Tierra . El aumento de la presión del viento solar comprime inicialmente la magnetosfera y el campo magnético solar eólica va a interactuar con el campo magnético de la Tierra y la transferencia de una mayor cantidad de energía en la magnetosfera. Tanto las interacciones provocan un aumento en el movimiento del plasma a través de la magnetosfera (impulsado por el aumento de los campos eléctricos dentro de la magnetosfera) y un aumento en la corriente eléctrica en la magnetosfera y la ionosfera.

    Durante la fase principal de una tormenta geomagnética, la corriente eléctrica en la magnetosfera de crear una fuerza magnética que empuja el límite entre la magnetosfera y el viento solar. La alteración en el medio interplanetario, que impulsa la tormenta geomagnética puede ser debido a un solar eyección de masa coronal (CME) o una corriente de alta velocidad (CIR) del viento solar procedente de una región de débil campo magnético en la superficie del sol. La frecuencia de las tormentas geomagnéticas aumenta y disminuye con la mancha solar del ciclo. Tormentas CME impulsado son más comunes durante el máximo del ciclo solar y las tormentas CIR impulsado son más comunes durante el mínimo del ciclo solar.
    Aurora Borealis o Northern Light (Crédito: KaseyJoan)
    EFECTOS DE LA tormenta geomagnética

    Intensa erupciones solares liberan partículas de muy alta energía que pueden causar envenenamiento por radiación a los seres humanos (y los mamíferos en general) de la misma manera como radiación de baja energía de las explosiones nucleares.

    La atmósfera terrestre y la magnetosfera de permitir una adecuada protección a nivel del suelo, pero los astronautas en el espacio están sujetos a dosis potencialmente letales de radiación. La penetración de partículas de alta energía en las células vivas pueden causar daño en los cromosomas, el cáncer, y una multitud de otros problemas de salud. Grandes dosis puede ser fatal inmediato.

    Los protones solares con energías superiores a 30 MeV son especialmente peligrosas. En octubre de 1989, el Sol produjo suficientes partículas energéticas que, si un astronauta saliera a haber estado de pie en la Luna en el momento, vistiendo sólo un traje espacial y atrapados en el peor de la tormenta, probablemente habría muerto, la espera dosis sería de alrededor de 7.000 reales . Tenga en cuenta que los astronautas que había tiempo para ganar seguridad en un refugio bajo el suelo lunar habría absorbido sólo pequeñas cantidades de radiación. Los cosmonautas de la estación Mir fueron sometidos a dosis diarias de aproximadamente el doble de la dosis anual en el suelo, y durante la tormenta solar a finales de 1989, que absorbe todo el año de su límite de dosis de radiación en apenas unas horas.

    Las tormentas geomagnéticas - los efectos del clima espacial en la tecnología moderna (Fuente: SpaceWeather.gc.ca)
    Eventos solares de protones también pueden producir radiación elevados a bordo de las aeronaves que vuelan a gran altura. A pesar de estos riesgos son pequeños, la vigilancia de los eventos de protones solares de instrumentos instalados en satélites permite la exposición ocasional a ser monitoreados y evaluados, y, finalmente, las rutas de vuelo y altitudes de ajustarse a fin de disminuir la dosis absorbida de las tripulaciones de vuelo.

    El K-índice cuantifica las perturbaciones en el componente horizontal del campo magnético de la Tierra con un número entero en el rango de 0-9 con una calma que y 5 o más indica una tormenta geomagnética . Se deriva de las fluctuaciones máximas de los componentes horizontales observados en un magnetómetro durante un intervalo de tres horas.

    Por lo tanto, esta imagen de abajo es el resumen de los términos que se definen en texst arriba:

    Un diagrama compuesto de estructura solar (hecho con las fotos cortesía de SOHO / NASA y una representación del Pov-Ray de la estructura interior). Las etiquetas son las siguientes: C: núcleo, CME: eyección de masa coronal; Co: corona; Costo: serpentinas coronal; CS: cromosfera, CZ: zona convectiva, F: de filamento, Fl: erupción; G: gránulos; P:-Plages ( puntos brillantes), Pr: prominencia, RZ: radiativo zona; SG: supergránulos; Sp: sprites; SS: las manchas solares; SW: el viento solar.
    (Elaborado a partir de material de SOHO , Wikipedia , Cronodon )
    http://thewatchers.adorraeli.com/

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    Re: EXPLICACION DE LAS ESCALAS Y GRAFICOS UTILIZADOS EN SEGUIMIENTO DEL SOL Y MAGNETOSFERA

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