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La monitorización del campo magnético y el estado de la ionosfera en la Antártida es una importante contribución al modelado de una serie de fenómenos relacionados con la geofísica. Los observatorios geomagnéticos son estaciones terrestres dirigidas a monitorizar el campo magnético natural con el tiempo (en general durante el mayor número de años posible) en una ubicación fija. Los datos de los observatorios revelan las variaciones del campo magnético en una amplia gama de escalas temporales desde segundos hasta siglos, lo cual es importante para la comprensión de procesos, tanto en el interior como en el exterior de la Tierra. La actividad geomagnética se dispara y es modulada por la actividad solar. Y la ionosfera, la región de la atmósfera superior que influye en la propagación de ondas de radio entre lugares distantes de la tierra, también está influenciada por el Sol y el campo geomagnético.
El Observatorio Geomagnético de la Isla Livingston forma parte de una red global que en la actualidad cuenta con más de 170 observatorios geomagnéticos activos en todo el mundo. Debido a su lejanía, es un observatorio semiautomático, en el sentido de que es atendido por personal científico y técnico sólo durante una parte del año, generalmente de diciembre a febrero, coincidiendo con el verano austral. Comenzó en diciembre de 1996 con la estación geomagnética actual, aunque la instrumentación se ha ido gradualmente modernizando para cumplir con los estándares de observación, que están en continua evolución. Durante la campaña antártica 2004-2005 se incorporó un sonda ionosférica con la instalación de las antenas emisoras y receptoras de incidencia vertical y su electrónica de control.
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La relativa baja densidad de datos geofísicos en la Antártida da un valor añadido a nuestro observatorio. Además, tener largas series de datos en una ubicación concreta proporciona información sobre la evolución temporal de la magnitud física a medir, que es esencial para muchos estudios, como los relacionados con la variación secular del campo magnético principal, con las variaciones estacionales de tanto el campo magnético como de los parámetros de la ionosfera, o los relacionados con la variación del ciclo solar de 11 años en ambos fenómenos. La disponibilidad de más de 25 años de datos geomagnéticos, por ejemplo, permite eliminar efectos transitorios en los datos magnéticos y ionosféricos, que de otra manera serían sesgadas por razones naturales, o cuando menos ofrecer una visión incompleta de la conducta real. El objetivo del observatorio es, pues, monitorizar tanto la actividad geomagnética e ionosférica y enviar los datos a España en cualquier momento para que puedan ser analizados y procesados en tiempo real, incluso cuando la Base Antártica Española Juan Carlos I está desatendida durante el invierno austral.
Se puede obtener más información sobre los instrumentos de medida y tratamiento de datos geomagnéticos en los boletines online. Para los datos, se pueden consultar los centros mundiales de datos (p.e. WDC Edinburgh), nuestros catálogos (catálogos de datos Livingston) o visualizar los magnetogramas (magnetogramas Livingston) e ionogramas (ionogramas de Livingston).
Si quereis saber más sobre nuestras expediciones en la Antártida, leed esta noticia, esta entrada en el blog de El Pais #Somos Antártida, o mirad la entrevista del programa Ben Trobats de El Punt Avui+ Televisió del día 12 de enero de 2016. A continuación encontrareis también el vídeo "Observatori de l'Ebre, 20 anys investigant el camp magnètic a l'Antàrtida", producido por Antena Caro.
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La actividad solar se manifie
sta en las tres capas observables del Sol: la fotosfera, capa más inferior y que de hecho es el Sol que vemos, la cromosfera, situada por encima de la fotosfera, para observarla es necesario recurrir a técnicas que consisten fundamentalmente en eliminar la intensa luz procedente de la fotosfera, y finalmente en la corona que es la parte más externa y que se extiende hasta una distancia de muchos radios solares. Desde la Tierra, la corona únicamente se puede observar a simple vista durante el breve periodo de totalidad de los eclipses totales de Sol.
Una de les manifestaciones más características de la actividad solar son las manchas solares, que aparecen sobre la superficie del Sol, varían de día en día y tienen una vida media entre días y semanas. Aproximadamente cada once años su número pasa por un máximo. Las manchas solares son regiones del Sol con intensidades de campo magnético miles de veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra. Debido al movimiento de rotación del Sol sobre su eje, que tiene un periodo de 27 días, estas manchas aparecen por el limbo Este del Sol, pasan por su meridiano central, en línea recta Sol-Terra, y desaparecen finalmente por el Oeste, si su vida es suficientemente larga. Las manchas solares aparecen como zonas oscuras sobre la superficie del Sol. La zona interior acostumbra a ser más oscura y se llama umbra, mientras que la parte exterior suele ser menos oscura y se llama penumbra. La temperatura, en los centros oscuros de las manchas solares, disminuye hasta unos 3.700º K (en comparación con los 5700º K de la fotosfera circundante).
La actividad solar presenta una periodicidad de aproximadamente 11 años, aunque puede variar entre 8 y 15 años. El ciclo de once años fue determinado por primera vez por el astrónomo Heinrich Schwabe en 1843. Los ciclos de Schwabe se numeran a partir del máximo de 1761.
En el Observatorio del Ebro, cada 
día que las condiciones meteorológicas lo permiten, se fotografía la fotosfera con un telescopio Zeiss APQ 150/1200, con una resolución de 0.7 segundos de arco, sobre montura ecuatorial y una cámara digital. En mayo de 2017 se substituyó la antigua cámera DALSA CA D4 por una IDS de 2048 x 2048 pixeles, con un tamaño de pixel de 5.5 x 5.5 μm, y un área útil del sensor de 11.26 mm2.También se instaló una lente fotocompresora. Aplicando un algoritmo de tratamiento digital de imágenes desarrollado en el centro (Curto et al. 2008), se determina el número de grupos y manchas solares. Para cada mancha se mide, entre otros parámetros, el número de pixeles que ocupa, su área en millonésimas de hemisferio, y su intensidad (el nivel de gris). Para los grupos, se mide su latitud y longitud heliográfica, el área, el número de manchas que lo componen, así como el tipo de grupo según la clasificación de Zúrich. Además, se fija un parámetro de calidad de la fotografía que varía entre 1 y 5.
Finalmente se obtiene 
el índice de actividad solar conocido como Número de Wolf (W), que se calcula en base al número de grupos (G) y manchas (t) (W=10 G + t). Esta fórmula indica que la aparición de un grupo coherente de manchas (una región activa) es más importante que añadir unas manchas más a un grupo ya existente. Estos datos se comunican al Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) de Bruselas, y se publican en los boletines online. Una representación detallada, en el diagrama de mariposa, de la latitud de los grupos de manchas solares permite deducir que éstos no aparecen en posiciones aleatorias sobre la superficie solar, sino que se concentran en dos bandas alrededor del ecuador. Este hecho también pude apreciarse en esta animación en la que se muestra la evolución de las manchas solares durante el año 2013.
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Productos de meteorología espacial
Actividad solar
Variación de la brújula en Roquetes
Tiempo actual
| 01/01/1970 01:00 | ||
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| Temperatura | Humedad relativa | Presión atmosférica |
| 15.4 ºC | 51.1 % | 1007.7 hPa |
| Precipitación acumulada | Velocidad del viento | Dirección del viento |
| 0 mm | 7 km/h | N-NW (330º) |
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