PREDICCION DE SISMOS

MISION SDO UBICACION 

Acerca de la Misión SDO.

SDO: El Observatorio de Dinámica Solar es la primera misión lanzada para el programa Living With a Star (LWS) de la NASA, un programa diseñado para comprender las causas de la variabilidad solar y sus impactos en la Tierra. SDO está diseñado para ayudarnos a comprender la influencia del Sol en la Tierra y en el espacio cercano a la Tierra mediante el estudio de la atmósfera solar en pequeñas escalas de espacio y tiempo y en muchas longitudes de onda simultáneamente.

El objetivo de SDO es comprender, conduciendo hacia una capacidad predictiva, las variaciones solares que influyen en la vida en la Tierra y los sistemas tecnológicos de la humanidad al determinar

  • Cómo se genera y estructura el campo magnético del Sol.
  • Cómo esta energía magnética almacenada se convierte y libera en la heliosfera y geoespacio en forma de viento solar, partículas energéticas y variaciones en la irradiancia solar.

Lanzamiento

  • SDO se lanzó el 11 de febrero de 2010, a las 10:23 am EST en un Atlas V de SLC 41 de Cabo Cañaveral.
 

Ciencia

SDO estudiará cómo se crea la actividad solar y cómo el clima espacial proviene de esa actividad. Las mediciones del interior del Sol, el campo magnético del Sol, el plasma caliente de la corona solar y la irradiancia que crea las ionosferas de los planetas son nuestros principales productos de datos.

 

Instrumentos

SDO volará tres experimentos científicos:

  • Ensamblaje de Imágenes Atmosféricas (AIA)
  • Experimento de Variabilidad EUV (EVE)
  • Imagen hiosísmica y magnética (HMI)

Cada uno de estos experimentos realiza varias mediciones que caracterizan cómo y por qué varía el Sol. Estos tres instrumentos observarán el Sol simultáneamente, realizando el rango completo de mediciones necesarias para comprender las variaciones del Sol.

 

Especificaciones

SDO es una nave semiautónoma que apunta al sol y que permitirá observaciones casi continuas del Sol con una tasa de enlace descendente de datos científicos continuos de 130 Megabits por segundo (Mbps). La nave espacial tiene 4,5 metros de altura y más de 2 metros en cada lado, con un peso total de 3100 kg (combustible incluido). La órbita geosíncrona inclinada de SDO se eligió para permitir observaciones continuas del Sol y permitir su velocidad de datos excepcionalmente alta mediante el uso de una única estación terrestre dedicada.

 

Folleto de la misión

Un folleto que describe el resumen de la misión, los objetivos y las investigaciones científicas.

 

Guía SDO

 

Derechos de datos y reglas para el uso de datos

Los investigadores científicos de SDO acuerdan respetar las Reglas de la carretera desarrolladas para la Conexión Sol-Tierra y su sucesor, la División de Heliofísica. Estos son:

  1. Los Investigadores Principales (PI) pondrán a disposición de la comunidad de usuarios de datos científicos (Usuarios) los mismos métodos de acceso para alcanzar los datos y las herramientas que utiliza el PI.
  2. El PI deberá notificar a los Usuarios las actualizaciones del software de procesamiento y las calibraciones a través de metadatos y otra documentación apropiada.
  3. Los usuarios deben consultar con el PI para asegurarse de que los usuarios accedan a las versiones disponibles más recientes de las rutinas de análisis y datos.
  4. Los productos de navegación no están destinados para el análisis científico o la publicación y no deben utilizarse para esos fines sin el consentimiento del PI.
  5. Los usuarios deben reconocer las fuentes de datos utilizadas en todas las publicaciones e informes.
  6. Los usuarios deberán incluir en las publicaciones la información necesaria para permitir que otros accedan a los datos particulares utilizados.
  7. Los usuarios deberán transmitir al PI una copia de cada manuscrito que utilice los datos del PI al enviar ese manuscrito para su consideración de publicación.
  8. Se alienta a los usuarios a hacer que las herramientas de utilidad general estén ampliamente disponibles para la comunidad.
  9. También se alienta a los usuarios a poner a disposición productos de datos de valor agregado. Los usuarios que producen dichos productos deben notificar al PI y deben etiquetar claramente que el producto es diferente del producto de datos original producido por PI. Los productores de productos de valor agregado deben comunicarse con el PI para asegurarse de que dichos productos se basan en las versiones más recientes de las rutinas de análisis y datos. De mutuo acuerdo, los usuarios pueden trabajar con el PI para mejorar el sistema de procesamiento de datos del instrumento, al integrar sus productos y herramientas.
  10. Los editores y los árbitros de las revistas científicas deben aprovechar la experiencia del PI, mientras que un conjunto de datos aún no es familiar para la comunidad, y cuando no está claro si los autores han empleado los datos y las calibraciones más actualizados. https://sdo.gsfc.nasa.gov/mission/moc.php


Outgoing longwave radiation (OLR)

La radiación de onda larga saliente ( OLR ) es la energía que irradia la Tierra en forma de radiación infrarroja de baja energíaal espacio.

OLR es la radiación electromagnética emitida desde la Tierra y su atmósfera hacia el espacio en forma de radiación térmica . El flujo de energía transportado por la radiación de onda larga saliente se mide en W / m² .

Más del 99% de la radiación de onda larga saliente tiene longitudes de onda entre 4 μm y 100 μm, [1] en la parte infrarrojatérmica del espectro electromagnético . Las contribuciones con longitudes de onda mayores de 40 μm son pequeñas, por lo tanto, a menudo solo se consideran longitudes de onda de hasta 50 μm. En el rango de longitud de onda entre 4 μm y 10 μm, el espectro de la radiación de onda larga saliente se superpone al de la radiación solar , y para diversas aplicaciones se pueden elegir diferentes longitudes de onda de corte entre los dos.

El enfriamiento radiativo por radiación de onda larga saliente es la principal forma en que el sistema de la Tierra pierde energía. El equilibrio entre esta pérdida y la energía obtenida por el calentamiento radiativo de la radiación de onda corta solar entrante determina el calentamiento o enfriamiento global del sistema de la Tierra ( presupuesto de energía del clima de la Tierra ). [2] Las diferencias locales entre la calefacción radiante y la refrigeración proporcionan la energía que impulsa la dinámica atmosférica .

 

 

Índice Kp Ayuda

NOAA SWPC Planetario K-índice

Este es el planetario K-índice de la NOAA SWPC. Este es un preliminar Kp-índice que se actualiza cada minuto por el NOAA SWPC con una estimación de la medida Kp de los últimos 3 horas sobre la base de ocho magnetómetros basados en tierra de todo el mundo. Este 3 horas planetario Kp-índice estimado consta de 10 valores y varía de 0 a 9. Es importante entender que esta Kp-índice no es un pronóstico o un indicador de las condiciones actuales, se muestra siempre el valor de Kp- que se observó durante un período determinado.

Enlil-Density-Inner

Este cygnet muestra los resultados de la simulación para el plasma del viento solar que fluye del sol [[Glosario / viento solar]] plasma un cuarto estado de la materia donde los átomos se descomponen en iones y electrones separados [[Glosario / plasma]] generados por el modelo Enlil. Se trazan tres planos de corte: el plano de corte ecuatorial a 2 UA, el plano de corte meridional (norte y sur) a través del plano en el que está la tierra y una superficie radial a 1 UA. El mapa de colores muestra la densidad del plasma del viento solar que fluye del sol [[Glosario / viento solar]] plasma un cuarto estado de la materia donde los átomos se descomponen en iones y electrones separados [[Glosario / plasma]] .

El modelo Enlil es un modelo Magnetohidrodinámico (MHD) que resuelve el plasma del viento solar que sale de las condiciones del sol [[Glosario / viento solar]] a través del volumen de la simulación. El volumen de simulación de Enlil representado en este cygnet comienza en 30 radios solares (Rs), y sale a 2 AU (aproximadamente 400 Rs). Se extiende a +/- 60 grados en latitud solar, dejando fuera las regiones solares de alta latitud. El mapa de colores muestra al plasma un cuarto estado de la materia en el que los átomos se dividen en iones y separan ladensidad de los electrones [[Glosario / plasma]] .

Vea la entrada Enlil Velocity Nowcast (Inner Planets) para una explicación más completa.

PREDICCIÓN DE VIENTO SOLAR WSA-ENLIL

USO

WSA-Enlil es un modelo de predicción basado en física a gran escala de la heliosfera, utilizado por la Oficina de Pronóstico Meteorológico Espacial para proporcionar una advertencia anticipada de 1-4 días de  estructuras de viento solar y eyecciones de masa coronal dirigidas a la Tierra (CME) que causan geomagnética tormentas . Desde hace tiempo se sabe que los disturbios solares interrumpen las comunicaciones, causan estragos en los sistemas geomagnéticos y representan un peligro para las operaciones de satélites.

DETALLES

El sistema de modelado consta de dos partes principales: 1) un módulo semiempírico cercano al Sol que se aproxima al flujo de salida en la base del viento solar; y 2) un sofisticado modelo numérico magnetohidrodinámico tridimensional que simula la evolución del flujo resultante hacia la Tierra. El primer módulo es impulsado por las observaciones del campo magnético de la superficie solar, tomadas sobre una rotación solar y compuestas en un mapa sinóptico; esta entrada se utiliza para impulsar una expansión parametrizada cerca del Sol de la corona solar, que posteriormente se ingresa en el segundo módulo interplanetario para calcular la salida de viento solar cuasi-estable (ambiente). Finalmente, cuando se detecta una CME dirigida a la Tierra, las imágenes del coronógrafo de la nave espacial de la NASA se utilizan para caracterizar las propiedades básicas de la CME, incluidos el tiempo, la ubicación, la dirección y la velocidad.

En la película, el Sol se representa como un punto amarillo, la Tierra por un punto verde y la nave espacial ESTEREO por los puntos rojos y azules. La fila superior representa la densidad de viento solar predicha WSA-Enlil y la fila inferior la velocidad de viento solar predicha. A la izquierda hay un diagrama de molinete del plano de la eclíptica, que muestra todas las estructuras de viento solar que es probable que encuentren la Tierra o que se hayan encontrado recientemente con la Tierra, en lo que en realidad es una vista ‘aérea’. Mientras se muestra la nave espacial STEREO, esta división eclíptica normalmente no pasa a través de estos satélites, aunque por lo general es bastante cerca. En el medio hay sectores meridionales que atraviesan la Tierra, que muestran la estructuras del viento solar que se encontrarán con la Tierra desde una vista «lateral». A la derecha, 

HISTORIA

La complementación del modelo en SWPC ocurrió en octubre de 2012

AURORA FORECAST

AURORA

La Aurora Boreal (aurora boreal) y Aurora Australis (luz del sur) son el resultado de la colisión de electrones con los tramos superiores de la atmósfera terrestre. (Los protones causan aurora débil y difusa, generalmente no fácilmente visible para el ojo humano). Los electrones se energizan mediante procesos de aceleración en la cola de sotavento (lado nocturno) de la magnetosfera y en altitudes más bajas a lo largo de las líneas de campo aurorales. Los electrones acelerados siguen el campo magnético de la Tierra hasta las Regiones Polares donde colisionan con átomos de oxígeno y nitrógeno y moléculas en la atmósfera superior de la Tierra. En estas colisiones, los electrones transfieren su energía a la atmósfera y excitan los átomos y las moléculas a estados de mayor energía. Cuando se relajan de vuelta a los estados de energía más bajos, liberan su energía en forma de luz. Esto es similar a cómo funciona una luz de neón. La aurora típicamente se forma de 80 a 500 km sobre la superficie de la Tierra.

El campo magnético de la Tierra guía a los electrones de forma tal que la aurora forma dos óvalos aproximadamente centrados en los polos magnéticos. Durante las principales tormentas geomagnéticas, estos óvalos se expanden lejos de los polos, de modo que la aurora se puede ver en la mayoría de los Estados Unidos. Aurora viene en diferentes formas. A menudo las formas aurorales están hechas de muchos rayos altos que se parecen mucho a una cortina hecha de pliegues de tela. Durante la noche, estos rayos pueden formar arcos que se extienden de horizonte a horizonte. A última hora de la tarde, cerca de la medianoche, los arcos a menudo comienzan a retorcerse y balancearse, como si soplara un viento en las cortinas de luz. En algún momento, los arcos pueden expandirse para llenar todo el cielo, moviéndose rápidamente y volviéndose muy brillantes. Este es el pico de lo que se llama una subtormenta auroral.

Luego, a primera hora de la mañana, las formas aurorales pueden adquirir una apariencia más similar a una nube. Estos parches difusos a menudo parpadean una y otra vez durante horas, luego desaparecen a medida que el sol sale en el este. El mejor lugar para observar la aurora es bajo una región de forma ovalada entre las latitudes norte y sur de aproximadamente 60 y 75 grados. En estas latitudes polares, la aurora se puede observar más de la mitad de las noches de un año determinado.

Cuando la actividad del clima espacial aumenta y se producen tormentas y subtormentas más frecuentes y más grandes, la aurora se extiende hacia el ecuador. Durante eventos grandes, la aurora puede observarse tan al sur como EE. UU., Europa y Asia. Durante eventos muy grandes, la aurora se puede observar incluso más lejos de los polos. ( Consejos para ver la aurora y mapas de la extensión típica de la aurora ). Por supuesto, para observar la aurora, los cielos deben estar despejados y libres de nubes. También debe estar oscuro, por lo que durante los meses de verano en las latitudes aurorales, el sol de medianoche impide las observaciones aurorales. Foto de Neal Brown (Fairbanks)

Consejos para ver la Aurora

Poder ver la Aurora depende principalmente de dos factores: la actividad geomagnética (el grado de perturbación del campo magnético de la Tierra en ese momento) y su ubicación geográfica. Otras consideraciones son el clima en su ubicación y la contaminación lumínica de las luces de la ciudad, la luna llena, etc.

Actividad Geomagnética – El Índice de Kp y el Nivel de Actividad Auroral de NOAA POES

Para saber si tienes la oportunidad de ver una aurora, necesitas saber el nivel de actividad geomagnética en el momento en que estás viendo. Hay un índice simple llamado Kp, un número del 0 al 9, que se usa para referirse a la actividad geomagnética durante un período de 3 horas. Consulte el diagrama de barras del Planeta de predicción meteorológico espacial de Kp planetario estimado para ver lo que ha estado sucediendo durante los últimos días. Este gráfico se actualiza cada 3 horas con el último valor de Kp. Pronóstico Solar-Geofísico del Centro de Predicción del Tiempo Espacial para las próximas 24 horas (ver Entusiastas del clima espacial de SWPC )tablero de instrumentos) también podría ser de ayuda. Si el PRONÓSTICO DE ACTIVIDAD GEOFÍSICA es para niveles de «tormenta», SWPC espera índices de Kp de 5 o mayores. Otra indicación de la actividad geomagnética es el nivel de actividad auroral NOAA POES, que es un número del 1 al 10. Más abajo en esta página hay una tabla que muestra cómo Kp y el nivel de actividad auroral se comparan entre sí. Eche un vistazo a la página Actividad de Auroral de POES de SWPC para ver el último nivel de actividad. Las fases lunares (link is external)también se pueden encontrar en la web.

Ubicación, ubicación, ubicación

En general, es más probable que vea una aurora si se encuentra en una latitud alta, es decir, más cerca del polo norte (o sur). Sin embargo, hay una trampa para esto. Los polos magnéticos de la Tierra no están exactamente en línea con los polos geográficos, por lo que la latitud de interés sería realmente la latitud magnética. Tenga en cuenta que no es necesario que el límite hacia el ecuador de la aurora alcance todo el camino hasta su latitud magnética para que pueda verlo. La aurora es fácilmente visible incluso cuando su límite es de 4 o 5 grados hacia el polo de su ubicación. Entonces, ¿cómo sabes cuál es tu latitud magnética? Tenemos varios métodos para ayudarlo:

  • En la tabla a continuación, encuentre una ciudad no lejos de donde usted vive, y anote su latitud magnética.
  • Lea a continuación sobre los mapas Kp (que se pueden hacer clic en el futuro) que le darán la latitud magnética en un lugar del globo.

Cuando la actividad geomagnética es baja, la aurora típicamente se ubica, en las horas alrededor de la medianoche, a aproximadamente 67 grados de latitud magnética *. A medida que la actividad aumenta, la región de la aurora se expande hacia el ecuador. Cuando la actividad geomagnética es muy alta, la aurora se puede ver en ubicaciones de latitudes medias y bajas alrededor de la Tierra que de otro modo raramente experimentarían las luces polares.

Kp mapas de la medianoche límites ecuatoriales

Hay mapas para cuatro cuadrantes del globo:

El límite ecuatorial promedio de la aurora de medianoche se muestra para niveles de actividad magnética que varían desde relativamente bajo, Kp = 3, a muy alto, Kp = 9. Estos mapas se crearon utilizando observaciones satelitales para determinar el límite ecuatorial promedio de la aurora en función del índice Kp **. Usando esos datos, se muestra la extensión máxima típica de la aurora hacia el ecuador para las horas alrededor de la medianoche para cuatro niveles de actividad geomagnética.

* Latitud magnética corregida 
** El Manual de geofísica y el entorno espacial, Laboratorio de Geofísica de la Fuerza Aérea, 1985

Poniéndolo todo junto – ¿Puedo, o no puedo, ver la Aurora?

Una vez que conoce su latitud magnética, y qué tan alto debe ser el índice Kp para que pueda ver la aurora en su latitud magnética, todo se reduce a elegir un tiempo de visualización de alta actividad magnética al verificar frecuentemente el índice Kp y el pronóstico de SWPC. La siguiente tabla muestra la relación entre Kp y la latitud magnética del límite auroral. Por supuesto, para que pueda ver la aurora también tendrá que ser una noche clara sin interferencia de las luces de la ciudad o la luz de la luna.

Más información sobre la Aurora

OBSERVATORIO GEOMAGNETICO DE TEOLOYUCAN UNAM

Más de un siglo de observaciones magnéticas.

Las observaciones magnéticas en México se remontan hacia finales del siglo XVIII hechas por Antonio Alzate y Alejandro von Humbolt y a principio del siglo XIX dentro de la Escuela de Minería. El primer observatorio magnético en forma fue instalado en el Palacio Nacional en 1879 dentro del Observatorio Meteorológico y Magnético Central operando con un magnetómetro unifilar Tompson (H y D) y una brújula Negretti-Zambra (I) funcionando hasta mayo de 1887 debido a las modificaciones en la construcción del edificio que lo albergaba.

En abril de 1889 en el Observatorio Astronómico de Tacubaya se instaló un pabellón para observaciones magnéticas con un magnetómetro Elliot-Dover (H y D), una brújula Negretti-Zambra (I) y un juego de variógrafos Carpentier de registro continuo. La instalación en 1902 de la línea de tranvías eléctricos obligó al cierre del pabellón.

En 1903 se cambió el equipo al pueblo de Cuajimalpa, sin embargo en 1911 al prolongarse la línea de tranvías cerca del observatorio obligó a mudarse una vez más. El nuevo observatorio se instaló junto al Palacio Municipal del Pueblo de Teoloyucan, 36 km al norte de la ciudad de México, operando con el equipo traido desde Cuajimalpa. En 1921 se adquirieron variógrafos Mascart, un magnetómetro Dover, un galvanómetro Edelman y una balanza magnética. Para 1929 se adquirió un magnetómetro C.I.W. y en 1931 los variógrafos Eschenhagen de la casa Askania (D, H y Z). En 1949 con la fundación del Instituto de Geofísica el observatorio pasó a formar parte de éste

La remodelación en la estructura del Palacio Municipal en 1978 afecto las mediciones y se hizo una vez más el cambio. Para la nueva localización se tomó en cuenta el período de observaciones magnéticas medidas en el lugar. Así se eligió un terreno junto al panteón municipal en las afueras del pueblo, operándose con el mismo equipo clásico de registro continuo y además magnetómetros QHM, de protón Geometrics y RUSKA, los cuales se encuentran funcionando hasta la fecha.

A partir de julio de 1996 se encuentran operando dos equipos digitales instalados durante el Encuentro Latinoamericano de Instrumentación Geomagnética (ELIG 96). El primero de estos, diseñado y construido por el Dr. Jean Rasson y Teotonio Ferreira en el Centre de Physique du Globe en Dourbes (Royal Meteorological Institute) , es un teodolito no magnético RUSKA convertido a un magnetómetro DI-flux para observaciones absolutas y un variógrafo fluxgate de dos componentes (DI, bautizado como LAMA) que operó junto a un PPM Geometrics G856; el segundo es un variógrafo fluxgate de tres componentes FGE (DHZ, bautizado como DMI) que pertenece al Danish Meteorological Institute instalado por el Dr. Ole Rassmussen como variógrafo de reserva.

 En julio de 2002 se instaló un tercer sensor fluxgate a LAMA para tener un variógrafo vectorial completo DFI y se obtuvo por parte del grupo de geomagnetismo del United States Geological Survey un DI-flux montado en un Teodolito no magnético Zeiss THEO020B. En ese mismo mes comenzo a transmitir sus datos en tiempo real cada hora al GIN de Edimburgo en Gran Bretaña para ingresar al proyecto internacional INTERMAGNET, siendo aceptado en mayo de 2003 como tal. A principios de 2005 es sustituido el PPM Geometrics G856 por un magnetómetro Overhauser POS N129 fabricado por el Quantum Magnetometry Laboratory de la Ural State Technical University en Rusia.

Actualmente se pueden consultar los datos en tiempo real del Observatorio Magnético de Teoloyucan en este mismo website o en el GIN de INTERMAGNET en Edimburgo, así como de otros observatorios magnéticos en todo el mundo. También se encuentra junto con otros 3 observatorios geofísicos dentro del Virtual Earth-Sun Observatory (VESO) del Instituto de Geofísica UNAM.

SOHO  LASCO 2 Y LASCO 3

Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO), un proyecto conjunto de la NASA (Agencia Espacial Europea) (National Aeronautics and Space Administration) y la ESA como parte de un proyecto a largo plazo de Ciencia Espacial Horizonte 2000. Se puso en marcha en diciembre de 199

5. Su misión es obtener información valiosa acerca de la atmósfera solar , el viento del sol y la estructura interna del Sol. El objetivo científico básico era averiguar cuál es la estructura y la dinámica del interior solar por qué los elementos ionizados que ocurren corona formados únicamente a temperaturas muy altas y donde hay un viento solar, ya que acelera.

SOHO pesa casi dos toneladas y se mueve en órbita alrededor del punto L1 de Lagrange (un punto donde se interrumpen las fuerzas gravitacionales del Sol y la Tierra). L1 se encuentra a 15 × 10 5 km de la Tierra, fuera de la magnetosfera de la Tierra, por lo que la sonda nunca entra en la sombra de nuestro planeta, por lo que puede observar el Sol continuamente. Se colocaron tres conjuntos de instrumentos en el SOHO – mediciones heliose-isométricas, monitoreo de la cromosfera y estructuras coronales y viento solar. Originalmente, se pretendía que el SOHO funcionara solo durante dos años. Gracias a los excelentes resultados, el proyecto se ha prolongado varias veces y continúa.

Dispositivos en la sonda

VERANO (Mediciones solares ultravioletas de radiación emitida): un dispositivo diseñado para estudiar las capas superiores de la atmósfera solar. Proporciona imágenes de Sun en radiación ultravioleta con alta resolución espacial y temporal. El rango de longitudes de onda es de 5 a 160nm. 
CDS (coronales Diagnóstico Espectrómetro) – Un espectrómetro diseñado para diagnosticar la corona, su tarea consiste en descubrir por qué existe la corona solar y cómo las corrientes son partículas en el viento solar se aceleró, las imágenes muestran los puntos calientes de radiación ultravioleta extrema. 
EIT (telescopio ultravioleta extremo Imaging) – procedentes de los mapas sinópticos diarios EIT de las imágenes solares calidad superficial de las áreas seleccionadas en la línea activa y helio neutral en las tres líneas de hierro altamente ionizado ( Fe IX, Fe XII y Fe XV) . 
UVCS (espectrómetro de coronagrafía ultravioleta): el espectrómetro proporciona imágenes de corona con radiación ultravioleta de hasta 10 radios solares desde el centro del sol. El telescopio de un espectrómetro de alta dispersión puede capturar imágenes en líneas espectrales Ha, líneas de la serie Lyman 114.8 – 128.3 nm y OIV. 
LASCO(Coronografía de gran ángulo y espectrometría) Coronografía capaz de rastrear la evolución de las estructuras coronales individuales hasta 1.1-30 radios de radio. El dispositivo observa las eyecciones de masa coronal, e incluso cuando no se planeó originalmente y los cometas que vuelan alrededor del Sol. Korongrafy sobre el total de la sonda 3: (. 1,1-3 R⊙; no funcional, ya que, 1998) LASCO1, LASCO2 (1,5-6 R⊙) LASCO3 (3-32 R⊙). SWAN (Solar Wind Anisotropy) – Un instrumento que mide las emisiones interplanetarias en la línea La y la distribución del flujo de viento solar. 
GOLF (Oscilaciones globales a bajas frecuencias) – estudio de oscilaciones solares. 
VIRGO (Variabilidad de la Irradiación Solar y las Oscilaciones Gravitacionales) – Medidor de radiación solar. 
MDI / SOI- (Michelson Doppler Imager / Investigación de Oscilación Solar) estudio de oscilaciones en la superficie del Sol utilizando desplazamiento Doppler de líneas espectrales. 
CELIAS (sistema de análisis de carga, elemento y isótopos): estudio del viento solar. 
COSTEP (analizador de partículas completo y suprarrenal y enérgico): estudio de partículas supertérmicas y energéticas. 
ERNE ( Experimento Energético y Relativista de Núcleos y Electrones) – Estudio de energía y nucleones y electrones relativistas.

LASCO C2

LASCO C3

GOES 15

Llamarada solar

El gráfico en esta página nos muestra los datos más recientes de rayos X solares de 24 horas desde el satélite principal GOES..

Tenemos una colección de imágenes en vivo que puede utilizar para identificar la ubicación de una erupción solar y saber si hubo una eyección de masa coronal. Por último, pero no menos importante, tenemos una lista detallada de todas las erupciones solares que tuvieron lugar hoy. Todos los horarios están en UTC.

 

 

El GOES 15 lanzado desde la Estación Cabo Canaveral de Fuerza del Aire SLC-37B, 4 de marzo de 2010.

GOES 15, anteriormente GOES-P, es un satélite meteorológico estadounidense, el cual forma parte del Geostationary Satélite Ambiental Operacional (GOES) el sistema operado por la Administración Oceánica y Atmosférica Nacional de EE. UU. La aeronave fue construida por Boeing, y es el último de tres satélites GOES en base al bus BSS-601. Los otros satélites GOES BSS-601: GOES 13 y GOES 14 se lanzaron en mayo de 2006 y en junio de 2009 respectivamente.1​ En total, es el decimosexto satélite GOES en ser lanzado.

El 15 se lanzó al tope de un Delta IV-M+(4,2) desde el Complejo Lanzador Espacial 37B en el Cabo Canaveral Estación de Fuerza del Aire.23​ El lanzamiento ocurrió a las 23:57 GMT el 4 de marzo de 2010, cuarenta minutos dentro de una ventana lanzadora de 60 min. Logró la órbita geostacionaria el 16 de marzo, y fue reasignado GOES 15.34​ El 6 de diciembre de 2011, se activó como el satélite GOES oeste, reemplazando al GOES 11.5

Al lanzarse, su masa era de 3.238 kg (7,139 lb) Tiene una vida de diseño de diez años. La potencia la suministra un panel solar de arseniuro de galio, proporcionando hasta 2,3 kW y una batería de hidrógeno con 24 células de níquel proporciona poder cuándo al satélite no le da el sol.6​ Los instrumentos a bordo del GOES15 incluye una cámara de cinco canales multispectrales para capturar luz visible e imágenes infrarrojas de EE. UU. continentales, un sounder para tomar lecturas de temperatura atmosférica y humedad, cámara de rayos X solares para detectar fulguraciones solares, e instrumentos para monitorear la magnetosfera, radiación de fondo cósmica y partículas cargadas.6

 
 
GOES 15 (GOES-P)

GOES-P.jpg

GOES 15 en el proceso previo al lanzamiento.
Información general
Organización NOAA\NASA
Modelo de satélite GOES-N series
Destino actual órbita geoestacionaria
Ingreso en órbita 4 de marzo de 2010 (8 años), 23:57 UTC
Vehículo de lanzamiento Delta IV-M+(4,2)
Sitio de lanzamiento Cabo Canaveral SLC-37B
Vida útil 10 años (planeada)
Masa 3.278 kg
Potencia 2,3 kW de paneles solares
Elementos orbitales
Tipo de órbita GOES-WEST
Longitud 135° West
Inclinación 0,2º
Apoastro 35 800,4 kilómetros (22 245,34 mi)
Periastro 35 791,0 kilómetros (22 239,5 mi)
 


Monitor Global de Terremotos – mapa y lista de terremotos recientes en todo el mundo

MONITOS SISMICO SASMEX MEXICO 

 

 

Imagen del Volcán Popocatépetl – Tlamacas HD

 

 

 

Imagen del Volcán Popocatépetl – Altzomoni

 

 

PPPX_HHN_CN_ : Estación Chipiquixtle

 

 

semáforo de alerta volcánica

AMARILLO  – FASE 2

Dirección de la pluma SUROeste

DESCARGA EL REPORTE DE EL DIA 28 /03/019

En el mapa global, solo seincluyen temblores más grandes (de lo contrario, habría miles de puntos).

Descargo de responsabilidad:
no hay garantía de que la información de este mapa esté completa o sea correcta. 
Los datos de terremotos en este mapa se recopilan automáticamente de varias fuentes de datos públicos, a saber, USGS, EMSC, GFZ y GeoNet. En la lista de terremotos, encontrará un enlace a cada fuente donde se puede encontrar más información sobre este terremoto individual.
Los terremotos más pequeños (<M4) solo se incluyen en las áreas que estas agencias también cubren para pequeños temblores, principalmente en las regiones de EE. UU. Y Euromediterránea. La cobertura mundial está casi completa para terremotos> M4 y completa para M> 5.

OBSERVATORIO ESPACIAL STEREO A Y B 

EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope)

imágenes de la atmósfera solar en varias longitudes de onda, y por lo tanto, muestra material solar a diferentes temperaturas. En las imágenes tomadas en 304 Angstrom, el material brillante está en 60,000 a 80,000 grados Kelvin. En los tomados en 171 Angstrom, en 1 millón de grados. 195 imágenes Angstrom corresponden a alrededor de 1,5 millones de Kelvin, 284 Angstrom a 2 millones de grados. Cuanto más alta es la temperatura, más se ve en la atmósfera solar.

Visita SOHO Explore! para aprender más sobre el sol

 

EIT 195A

EIT 284

EIT 171

EIT 304

LECTURAS Y TELEMETRIAS DE CLIMA ESPACIAL

 

Magnetograma SDO / HMI

MAGNETOSFERA TERRESTRE (LECTURAS RECIENTES ) PRESIÓN

LINEA DE TIEMPO EMITIDAS POR LA NOAA

NOTIFICACIONES EN EFECTO NOAA

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