Actividad solar y tránsito del Sol
Sigue el tránsito del Sol por las 13 constelaciones reales (el mismo marco de 13 signos que tu carta) y la actividad solar en vivo: fulguraciones, viento solar, índice Kp y pronósticos de NOAA SWPC.
Ubicación y zona horaria
Tránsito del Sol
Paso 1 — Mira el sol
Corona solar en directo (193Å)
Los bucles y arcos brillantes indican dónde se almacena la energía magnética. Observa el limbo (los bordes) en busca de prominencias y el disco en busca de puntos brillantes compactos; ahí es donde se originan las llamaradas.
193 Ångstroms (EUV) — Muestra la atmósfera exterior del Sol (corona) a ~1,25 millones de °C. Las regiones brillantes son áreas activas con fuertes campos magnéticos. Los bucles y arcos trazan las líneas del campo magnético. Las áreas oscuras (agujeros coronales) son por donde el viento solar escapa al espacio. Las erupciones solares aparecen como destellos brillantes repentinos.
Fuente: Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (SDO/AIA) — Actualizado cada 15 minutos
Clasificación de bengalas
| Clase | Impacto | Flujo pico (W/m²) |
|---|---|---|
| X | Grave: apagones de radio, tormentas de radiación. | ≥ 10⁻⁴ |
| M | Moderado: breves cortes de radio en los polos. | 10⁻⁵ a 10⁻⁴ |
| C | Menor: impacto mínimo o nulo en la Tierra. | 10⁻⁶ a 10⁻⁵ |
| B / A | Antecedentes: actividad solar normal. | < 10⁻⁶ |
W/m² = Potencia de rayos X por metro cuadrado medida por los satélites GOES. La clase se basa en el flujo pico: B=10⁻⁷, C=10⁻⁶, M=10⁻⁵, X=10⁻⁴. Una C5.4 alcanzó 5,4 × 10⁻⁶ W/m². El flujo actual varía a medida que las erupciones aumentan y disminuyen.
Paso 2 — Esté atento a las CME
Coronógrafo LASCO (SOHO C2 y C3)
Un coronógrafo bloquea el brillo del Sol para que puedas ver la tenue corona exterior y cualquier eyección de masa coronal (CME) que se desprenda de ella. Una CME con forma de halo (que se expande en todas direcciones como un anillo de humo alrededor del Sol) significa que se dirige directamente hacia la Tierra; prepárate para una tormenta geomagnética en 1 a 3 días.
Coronógrafo interno LASCO C2 — última imagen
Coronógrafo externo LASCO C3 — última imagen
Fuente: ESA / NASA SOHO LASCO • R☉ = radios solares
Mapa de manchas solares y regiones activas
Intensitygram de SDO/HMI: imagen satelital real con regiones activas etiquetadas. Los puntos oscuros son manchas solares. Los números muestran los identificadores de región de la NOAA.
Regiones con manchas solares activas
Clave de colores del potencial de llamarada
| Región | Ubicación | Área | Clase | Magnético | Estado | C | M | X |
|---|
C / M / X = probabilidad NOAA de fulguración de cada clase. Estado: d = declive · f = crecimiento · s = estable.
Sol en tu ubicación
Visibilidad de la aurora boreal
Condiciones actuales
| Bz (campo Norte/Sur) | — |
| Velocidad del viento | — |
| Bt (campo total) | — |
| Densidad | — |
Último destello
Flujo actual: —
Escalas de clima espacial (NOAA)
NOAA SWPC emite un pronóstico diario de 3 días en tres escalas: R (apagones de radio por llamaradas), S (tormentas de radiación por protones) y G (tormentas geomagnéticas por CME y viento solar).
Máximo observado en 24 horas
Últimas observaciones
Pronóstico de la NOAA para 3 días
| Fecha | R | S | G | Condición |
|---|
Niveles de gravedad
Referencia de escala
Lo causan las llamaradas solares: la intensa radiación X y UV ioniza la atmósfera superior y perturba las comunicaciones de radio HF usadas por aviación, marítimo y emergencias.
La causan protones de alta energía acelerados por llamaradas o CME: pueden penetrar la magnetosfera en los polos, riesgo para astronautas y vuelos de gran altitud.
La causan CME o corrientes de viento solar rápido: auroras en latitudes más bajas, corrientes inducidas en la red eléctrica y arrastre orbital.
Probabilidades de llamaradas y protones (próximos 3 días)
| Ventana | C | M | X | Protón >10 MeV |
|---|
Probabilidad que NOAA asigna a una llamarada de cada clase —o a un evento de protones— en la ventana de 24 h indicada.
Paso 3 — Lee el viento solar
Viento solar y campo magnético
El satélite DSCOVR se encuentra en el punto L1 —a unos 1,5 millones de kilómetros río arriba—, lo que nos da entre 15 y 60 minutos de aviso antes de que el viento solar llegue a la Tierra. Los tres valores más importantes: la velocidad (a mayor velocidad, mayor energía), la densidad (más partículas = más compresión) y el Bz (cuando se vuelve negativo/hacia el sur, el escudo magnético terrestre se abre y se iluminan las auroras).
El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas (protones y electrones) expulsadas de la corona a 300–800 km/s. El campo magnético interplanetario (IMF) es el campo del Sol transportado por ese viento; su componente norte-sur (Bz) determina si la energía se acopla con la magnetosfera terrestre.
Mapa meteorológico espacial L1 (vista de 24 horas)
Cómo interpretar este gráfico: busca correlaciones entre las llamaradas solares (★) y los cambios en el viento solar. Cuando una llamarada produce una CME, normalmente se observa un aumento repentino de la velocidad y la densidad entre 1 y 3 días después, a menudo con un cambio brusco de Bz hacia valores negativos (hacia el sur).
Horas relativas a ahora (el tooltip muestra la hora UTC). Datos DSCOVR en L1 (NOAA SWPC), ~30-60 min antes de que el viento solar golpee la Tierra.