Tormentas de Radiación Solar
Eventos de protones solares, alertas y pronósticos de tormentas de radiación, y monitorización de partículas energéticas.
Introducción
Los eventos de Partículas Energéticas Solares (Solar Energetic Particles, SEP) se producen durante grandes erupciones solares, cuando las partículas cargadas, principalmente protones, aunque también electrones e iones más pesados, son aceleradas hasta alcanzar velocidades muy elevadas, significativamente superiores a las del viento solar circundante. Como resultado, estas partículas adquieren grandes cantidades de energía cinética y pueden desplazarse rápidamente a través del espacio interplanetario. La aceleración de las partículas puede producirse en asociación con fulguraciones solares y con ondas de choque impulsadas por eyecciones de masa coronal (CME) rápidas. Cuando flujos suficientemente elevados de protones solares energéticos alcanzan el entorno cercano a la Tierra, pueden producir tormentas de radiación solar.
Las tormentas de radiación solar pueden comenzar entre decenas de minutos y varias horas después de una gran erupción solar, dependiendo de la energía de las partículas, del proceso de aceleración y de la conexión magnética entre la erupción y la Tierra. Las tormentas de radiación solar pueden persistir durante horas o incluso días. Estos eventos pueden aumentar la exposición a la radiación de los astronautas y, especialmente a grandes altitudes y altas latitudes geomagnéticas próximas a los polos, de las tripulaciones y pasajeros de aeronaves. También pueden afectar a las operaciones de los satélites, las radiocomunicaciones y los sistemas de radionavegación.
Durante una tormenta de radiación solar, los protones energéticos pueden penetrar en la atmósfera polar, aumentando la ionización de la ionosfera inferior, especialmente en la región D. Este aumento de la ionización incrementa la absorción de las ondas de radio en HF y puede producir eventos de Absorción en Casquete Polar (Polar Cap Absorption, PCA). Los efectos son más intensos en los trayectos de propagación que atraviesan altas latitudes geomagnéticas y pueden variar causando desde una degradación de la señal hasta la pérdida completa de las comunicaciones en HF a través de las regiones polares afectadas. La intensidad de la absorción depende de factores como el flujo y el espectro de las partículas energéticas, la frecuencia operativa de radio, las condiciones geomagnéticas y la iluminación solar.
Si se produce una tormenta de radiación solar, consulte los Niveles de Absorción en HF en la sección Radiocomunicaciones para monitorizar las condiciones actuales de absorción en HF.
Alertas y Predicciones (NOAA)
La Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA) de los Estados Unidos desarrolló sus Escalas de Meteorología Espacial como un medio para comunicar las condiciones actuales y previstas de la meteorología espacial, junto a sus posibles efectos sobre los sistemas tecnológicos y las actividades humanas.
La "escala S" describe la intensidad de las tormentas de radiación solar y varía desde S1 (Menor) hasta S5 (Extrema):
| Nivel | Impacto esperado en HF |
|---|---|
| S1 Menor | Impactos menores en las radiocomunicaciones en HF en las regiones polares. |
| S2 Moderada | Efectos leves en la propagación en HF a través de las regiones polares. |
| S3 Fuerte | Degradación en la propagación de las señales de radio en HF a través de las regiones polares |
| S4 Severa | Posible pérdida de las radiocomunicaciones en HF a través de las regiones polares. |
| S5 Extrema | Apagón completo (pérdida total) de las radiocomunicaciones en HF a través de las regiones polares. |
Para obtener una descripción completa de los efectos de las tormentas de radiación solar, consulte las Escalas de Meteorología Espacial de NOAA.
Monitores de Partículas Energéticas Solares (SEP)
La intensidad de las tormentas de radiación solar se cuantifica a partir del flujo de protones solares energéticos con energías ≥10 MeV medido en el entorno cercano a la Tierra. Estos protones están asociados con eventos de Partículas Energéticas Solares (SEP) producidos por grandes erupciones solares.
Este monitor proporciona una indicación indirecta de la actividad de partículas energéticas mediante el parámetro PM_Min, derivado de las tasas de conteo de fondo del monitor de protones SOHO CELIAS/MTOF. Durante los eventos de partículas energéticas solares, dichas partículas generan otras partículas secundarias dentro del instrumento, aumentando la tasa de conteo en sus canales de medida.
Una densidad o temperatura muy elevada del viento solar también puede producir valores elevados de PM_Min, por lo que este parámetro no debe interpretarse como una medida directa del flujo de protones solares. Según el equipo responsable del instrumento, los valores superiores a aproximadamente 6000 indican generalmente la presencia de partículas energéticas asociadas con grandes eventos solares, aunque los aumentos de partículas energéticas pueden detectarse con valores mucho más bajos cuando las condiciones del viento solar son tranquilas.
Los gráficos muestran los flujos de electrones y protones energéticos medidos por ACE/EPAM en varios canales de energía. Los canales de protones mostrados cubren energías desde aproximadamente 47 keV hasta 1,9 MeV, mientras que los canales de electrones cubren energías desde aproximadamente 38 hasta 315 keV. Los aumentos en estos canales pueden indicar la llegada de partículas energéticas asociadas a eventos de partículas energéticas solares y a ondas de choque interplanetarias.
ACE EPAM corresponde a Advanced Composition Explorer Electron, Proton, and Alpha Monitor (Monitor de Electrones, Protones y Partículas Alfa del satélite Advanced Composition Explorer). El instrumento mide iones y electrones energéticos en un amplio rango de energías y proporciona mediciones en tiempo casi real del entorno de partículas energéticas en el entorno Tierra-Sol.
El sitio web HF Radio & Space Weather es un recurso para el análisis operativo de la meteorología espacial y del estado de la propagación en la banda de HF.
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