FENOMENOS SOLARES.

El núcleo del Sol: El núcleo del Sol se considera que se extiende desde el centro hasta alrededor de 0,2-0,25 radio solar. Se trata de la parte más caliente del Sol y del Sistema Solar. Tiene una densidad de hasta 150 g/cm ³ (150 veces la densidad del líquido de agua ) y una temperatura de cerca de 15 millones de grados Kelvin , o aproximadamente 15 millones grados Celsius; por el contrario, la superficie del Sol está cerca de 6000 grados Kelvin. El núcleo está hecho de gas caliente y denso en estado plasmático, a una presión estimada en 265 mil millones bares (26,5 cuatrillones pascales o 3840000000000 psi ). El núcleo, genera el 99% de la energía de fusión del sol. 
Acerca de 3,6 × 10 38 protones (núcleos de hidrógeno) se convierten en núcleos de helio cada segundo, la liberación de masa y energía es la equivalencia masa-energía de 4,3 millones de toneladas por segundo, 380  yottawatts (3,8 × 10 26 vatios), equivalente a 9,1 × 10 10 megatones de TNT por segundo.
El núcleo produce casi todo el calor y energía del Sol a través de la fusión, el resto de la estrella se calienta por la transferencia hacia el exterior de calor desde el núcleo. La energía producida por la fusión en el núcleo, a excepción de una pequeña parte llevada a cabo por los neutrinos, debe viajar a través de muchas capas sucesivas a la fotosfera solar antes de que se escapa en el espacio como la luz solar o la energía cinética de las partículas.
La zona radiactiva: La zona de radiación o zona radiativa es una capa del interior de una estrella donde la energía se transporta principalmente hacia el exterior por medio de la difusión de radiación, en vez de por convección.
La energía viaja a través de la zona de radiación en forma de radiación electromagnética en forma de fotones . Dentro del Sol, la zona de radiación se encuentra en la zona intermedia entre el núcleo solar a 0,2 del radio del Sol y el exterior zona de convección a 0.71 del radio solar.
La tacoclina: El tacoclina es la zona de transición del Sol entre el interior radiativo y la zona convectiva externa. En la tacoclina es en la zona donde se generan gran parte de los campos magnéticos solares, causado por la fricción entre las capas radiativa y convectiva del Sol. Estas dos capas friccionan con la tacoclina, ya que rotan en sentido diferente una de la otra. Esta capa intermedia tiene un grosor muy bajo.

La zona convectiva: La zona de convección de una estrella es la zona en que la energía se transporta principalmente por convección. La convección estelar consiste en el movimiento de masas de plasma dentro de la estrella que habitualmente forman una corriente de convección circular con el ascendente de plasma caliente y el descendente de plasma que se enfría.
Una parcela de gas que se eleva ligeramente se encontrará en un ambiente de presión más bajo que de la que proviene.
Una porción de gas que se eleva ligeramente en la celda convectiva se encontrará en un ambiente de presión más bajo que de donde proviene. Como resultado, la porción de gas se expandira y enfriara.  Si la porción de gas ascendente se enfría a una temperatura inferior a su nuevo entorno, de manera que tiene una densidad mayor que el gas circundante, entonces su falta de flotabilidad causará que se hunda de nuevo y se dirija hacia donde vino. Sin embargo, si la temperatura gradiente es lo suficientemente empinada, o si el gas tiene una muy alta capacidad de calor a continuación, la porción de gas ascendente seguirá siendo más cálido y menos denso que su nuevo entorno, incluso después de la ampliación y de enfriamiento. Su flotabilidad causará entonces que continúe aumentando. La región de la estrella en la que esto sucede es la zona de convección.
 FILAMENTOS Y PROTUBERANCIAS SOLARES
Las protuberancias y los filamentos de plasma, son unos de los fenómenos solares más bellos y espectaculares de contemplar, a la vez que pueden llegar a ser impredecibles y letales.
¿Cómo se originan?   

En esencia una protuberancia y un filamento magnético de plasma tienen un mismo origen.
En el Sol hay dos clases de filamentos magnéticos, los que provienen del interior de la estrella y se propagan directamente hacia afuera como una línea recta; y aquellos otros filamentos magnéticos que pululan por la superficie entre diferentes alturas y son los encargados de generar las manchas solares cuando se enroscan y liberan energía.
Las líneas de los campos magnéticos “abiertos” que salen directamente hacia afuera, están asociados a los agujeros coronales; mientras que los filamentos que se encuentran entre las capas internas, conducen las regiones activas y cuando sobresalen de la superficie comienzan a atraer el gas circundante.
En la representación de este modelo, las líneas rojas y verdes pertenecen a los campos magnéticos polares que definen “la polaridad” con la que se encuentra el Sol, cada 11 años se intercambian sus posiciones y gracias a ello sabemos cuando un ciclo solar empieza y otro termina. Las líneas azules por el contrario, muestran las líneas que forman los campos magnéticos que interactúan con la superficie del Sol.
En determinadas circunstancias algunas de estas líneas de los campos magnéticos sobresalen de la superficie solar y son lo suficientemente potentes como para empezar a atraer el gas y formar grandes líneas de plasma que sobrevuelan un área en concreto. Pueden tener diversos tamaños y distancias y permanecer cantidades de tiempo impredecibles en la superficie solar, hasta que en algún momento o bien se van fragmentando y disipando. o bien se desestabilizan del todo estas líneas y se rompen generando enormes Eyecciones de Masa Coronal (CME).
Cuando un grupo de estas “líneas magnéticas” se empiezan a elevar sosteniéndose en el aire, adoptan el aspecto de una “protuberancia “ vista desde lejos. Aparecen en siempre en el limbo del Sol como nubes flameantes en la alta atmósfera y corona inferior, y eso se debe a que al gas que las compone está más frio y se ve mucho más oscuro que cuando se ve en el centro del disco solar. De hecho, los filamentos magnéticos de plasma apenas son distinguibles como finas franjas oscuras en la superficie solar, pero cuando vemos estos mismos filamentos vistos de perfil, el oscuro universo ejerce de contraste y muestra claramente como el gas y el plasma se enroscan y adoptan formas extrañas e inigualables.
¿Diferencias entre protuberancias y filamentos? 

La diferencia entre un filamento y una protuberancia pues, está “dependiendo desde donde se miren”, y nunca mejor dicho, pues una protuberancia no podrá ser vista nunca en el centro del Sol, por el simple hecho de que aparecerá como un filamento más o menos grande e inestable.
Las protuberancias dan la impresión de estar formadas por materia que es lanzada hacia arriba desde la cromosfera, pero, de hecho, la mayor parte es materia que se condensa de la corona y fluye hacia abajo hacia la cromosfera (las características de las protuberancias o filamentos deben considerarse aplicables a ambos tipos de fenómenos).
Las protuberancias pueden dividirse en dos grandes grupos, las quiescentes y las activas. Aunque esta diferencia cubre una amplia variedad de tipos y morfologías, también se han propuesto de vez en cuando otros esquemas de clasificación.
Nosotros desde GAME, utilizamos el modelo que les enseñaremos, que fue propuesto en los años 50 por D.H. Menzel y J.W. Evans, con algunas modificaciones de F.Q. Orrall, y tiene el mérito de dar una impresión visual del aspecto de las distintas clases de protuberancias.
Clasificación de las protuberancias 
Tal y como mencionábamos antes, hay dos tipos de protuberancias: quiescentes y activas.
~ Protuberancias quiescentes = La palabra “quiescente”, significa que algo no se está desplazando o que se mantiene estático, pudiendo tener movimientos internos propios. Es decir, aquellas protuberancias que vemos que se sostienen en el aire y se mantienen durante ciertos períodos de tiempo antes de desaparecer, son las quiescentes. Algunas veces pueden mantenerse estables desde días hasta semanas hasta que tarde o temprano se eyectan o se terminan disipando.
De entre ellas, se distinguen 5 sub-clases:
A) Tipo Hedgerow (arbusto) B) Tipo llama / cortina C) Arco completo D) Irregulares o fragmentadas E) “Desaparición brusca” o eyección normal del filamento

~ Protuberancias activas = Este otro tipo de protuberancias, están mucho más asociados a las Eyecciones de Masa Coronal (CME) o las fulguraciones solares que las otras, por lo que son eventos mucho más violentos y rápidos de observar que no las pacíficas y bailarinas protuberancias quiescentes. Este tipo de prominencias solares aparecen y desaparecen moviéndose a enormes velocidades.
De estos impronosticables e impredecibles eventos solares, han provenido algunas de las tormentas solares más severas jamás registradas, por lo que no deben ser tomadas en broma si vemos que están en una zona geoefectiva.
Entre sus clasificaciones están las de tipo:
F) Protuberancia o “prominencia” eruptiva (cuando sale violentament) G) Ola solar (Como un tsunami inofensivo que recorre el globo) H) Tipo “Spray” I ) “Loop” post-fulguración. (Después de grandes fulguraciones se levantan arcos de plasma)
Los fialmentos se colapsan cuando el campo magnético en su cercanía se vuelve inestable. Esto puede suceder, por ejemplo, si nuevas líneas de campos magnéticos comienzan a atravesar la superficie del Sol por debajo del filamento. Cuando eso sucede pueden producirse pequeñas explosiones resultantes que ocurren a menudo lejos de las regiones activas observadas y liberan pequeñas cantidades de rayos-X.
Estas pequeñas liberaciones de energía asociadas a los filamentos oscuros eyectados, es lo que se conoce como “las llamaradas de Hyder”, llamadas así en honor a Charles Hyder, quien publicó estudios de tales eventos en 1967.

MANCHAS SOLARES

Las manchas solares son fenómenos temporales que se ubican en la fotosfera del Sol y aparecen en ella visiblemente como puntos oscuros en comparación, a las regiones circundantes. Las manchas solares son causadas por una intensa actividad magnética, y las áreas donde se forman, desciende la temperatura superficial.

Lo normal es que aparezcan mínimamente dos, enlazadas por los mismos campos magnéticas y cada una tiene su propia polaridad magnética. No obstante las manchas solares cambian de forma y tamaño según evolucionan por la superficie solar y se desplazan por ella.

Aunque la temperatura en las manchas solares es de aproximadamente 3,000-4,500 K (2,700 a 4,200 °C), el contraste con el material que rodea es de aproximadamente 5.780 K (5500 ºC), deja claramente visible las manchas oscuras. Los campos magnéticos que salen de la superficie solar, enfrían la zona.

Cuando las manchas solares emergen de la superficie solar, pueden tener un tamaño muy reducido (16 km) pero pueden evolucionar a tamaños mas grandes llegando incluso a alcanzar los 160.000 km o desaparecer. Pueden tener tiempos de vida variables, desde horas hasta semanas.

Las manchas solares estan formadas por dos zonas, la umbra (parte oscura mas interior), que es donde los campos magnéticos salen verticalmente hacia el exterior y la penumbra (zona externa) donde los campos magnéticos salientes van inclinados.

Clasificación de las manchas

Las manchas solares se clasifican según su tamaño, forma y separación. Existe una clasificación estandar llamada Zürich/McIntosh. Esta clasificación formada por tres letras indican la distancia entre la mancha solar principal, tamaño y otros datos de gran interés.

TORMENTAS MAGNETICAS

Las tormentas geomagnéticas son perturbaciones del campo magnético de la Tierra y pueden durar desde horas hasta algunos días. Su origen es externo y se producen principalmente por una compresión en la magnetosfera al ser rozada por partículas solares de alta velocidad y/o densidad.

Las tormentas geomagnéticas tienen un carácter global (afecta a toda la Tierra), pero las amplitudes observadas son diferentes en distintos lugares, siendo mayor en las latitudes más altas.

Las frecuencias en las que se producen las tormentas magnéticas está relacionada con el ciclo solar de 11 años aproximadamente, el número de manchas solares permite cuantificar la actividad solar en cada momento.

Las tormentas geomagnéticas se miden a través de un índice llamado KP. El índice KP es un índice obtenido a base de un promedio de diferentes magnetometros terrestres, y que se hace cada tres horas. El índice KP refleja las condiciones geomagnéticas, y sus valores van de 0 a 9. Los valores más bajos KP1, KP2 y KP3 muestran valores tranquilos y no hay tormenta geomagnética, el valor KP4 muestra una leve alteración y a partir de ahí tenemos los valores KP5, KP6, KP7, KP8 y KP9, significando en cada grado una tormenta geomagnética mas intensa.

Como mayor sea la intensidad de la tormenta geomagnética, mas agravantes serán los efectos. En tormentas geomagnéticas bajas, el efecto mas visible es un aumento en el  nivel de visibilidad auroral, mientras que como mayor sea nuevos efectos pueden aparecer.

En España hay 3 observatorios geomagnéticos, uno está en San Pablo de los Montes (Toledo), otro en Gumar (Tenerife) y otro en Roquetes (Tarragona).

Mayores tormentas geomagnéticas que se han producido
Las mayores tormentas geomagnéticas que se han producido hasta ahora son:

• 1 de septiembre de 1859       (la que produjo el famoso efecto Carrigton)
• 18 de septiembre de 1958
• 11 de febrero de 1959
• 15 de julio de 1959
• 12 de noviembre de 1960
• 13 de julio de 1982
• 13 de marzo de 1989
• 15 de julio de 2000
• 29 de octubre de 2003
• 20 de noviembre de 2003
• 24 de agosto de 2005

BLOQUEO DE RADIO

Los apagones de radio se producen cuando las fulguraciones solares crean condiciones ionosféricas que degradan o bloquean las comunicaciones de alta frecuencia (HF) de  radio en la Tierra. Las fulguraciones solares producen cantidades elevadas de rayos ultravioleta (EUV) y rayos X, fotones de extrema energía, suficientes como para ionizar la atmósfera superior de la Tierra. Esta ionización conduce a una degradación temporal en el lado diurno que bloquea las señales de radio que normalmente se reflejan en la ionosfera. La reflexión de las ondas de radio en la ionosfera permite la comunicación de radio de larga distancia sin tener visión entre el transmisor y el receptor.

Prácticamente hablando, un apagón de radio es la ausencia de una capacidad para comunicarse en bandas de HF en la banda de radio de 5 a 35 megahertz. Pero es la fulguración solar quien realmente es el causante de esta interrupción.

  G.A.M.E.. (2014). Fenómenos Solares. Agosto 14 2016, de Grupo Amateur de Meteorologia Espacial Sitio web: http://www.meteorologiaespacial.es/meteorologia-espacial/fenomenos-solares/