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QUE ES LA IONOSFERA

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QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 21, 2010 9:20 am

BREVE EXPLICACION DE LA IONOSFERA


La ionosfera es la región de la alta atmósfera entre 60 y 400 km de altura. Como el propio nombre indica está compuesta de iones y de plasma ionosférico y es de forma esférica al ser una de las capas de la atmósfera.
Es importante para la propagación porque permite reflejar o refractar ondas radioeléctricas por debajo de una frecuencia crítica llamada comúnmente
MUF, frecuencia máxima utilizable.
La IONOSFERA estas compuesta de tres capas. D, E Y F


Variaciones de densidad de la IONOSFERA

Las propiedades de propagación de la IONOSFERA son debidas a variaciones de densidad en el plasma iónico. Esas propiedades dependen del día del año, de la hora, del momento de ciclo solar de once años, de la estación, y de la latitud. Esas variaciones son irregulares, y no es posible calcularlas o medirlas con precisión.
</SPAN>



Artí*** principal: Capa D


La capa D es la capa de la más cercana a la Tierra. Se encuentra a unos 60 km de altura.
La ionización provocada por el viento solar aumenta la densidad de electrones en la capa D. Por esa razón, las ondas radioeléctricas son fuertemente absorbidas.
Durante la noche, la capa D no recibe viento solar, por lo que rápidamente desaparece.
Las explosiones solares, las manchas solares, las fluctuaciones en el campo magnético terrestre y las auroras polares, también afectan a la propagación ionosférica.
La capa D es sumamente absorbente para las frecuencias por debajo de unos 10 MHz, por lo tanto, las frecuencias afectadas son menos atenuadas cuando son atravesadas más cerca de la vertical.


</SPAN>


Artí*** principal: Capa E
La capa E es una capa que refleja las ondas de radio. A veces se forma por ionización del aire por causas que no dependen de la radiación solar; algunos investigadores piensan que podría ser por fricción entre distintas capas de la atmósfera.
Capa F</SPAN>


Durante el día, la propagación de tipo "Esporádica-E" se da en la región E de la ionosfera, y a ciertas horas del ciclo solar la región F1 se junta con la F2. Por la noche las regiones D, E y F1 se quedan sin electrones libres, siendo entonces la región F2 la única disponible para las comunicaciones; de todas formas no es raro que también pueda darse por la noche la propagación "esporádica-E". Todas las regiones excepto la D reflejan ondas de HF. La Región D pese a no reflejarlas también es importante ya que ésta se encarga de absorberlas o atenuarlas. La región F2 es la más importante para la propagación de HF ya que:
o Está presente las 24 h. del día. o Su altitud permite comunicaciones más lejanas. o Normalmente refleja las frecuencias más altas de HF.
El periodo de vida de los electrones es mayor en la región F2, y esa es la razón por la cual esta capa refleja ondas por la noche. Los periodos de vida de los electrones en las regiones E, F1 y F2 son de 20 segundos, 1 minuto y 20 minutos respectivamente.
Predicción de la propagación ionosférica por ordenador</SPAN>


Las predicciones de la propagación se hacen por ordenador en distintos sitios de Internet, 18 minutos después de cada hora. Las perturbaciones inonosféricas y magnetosféricas ocurren cada 27 días, que es el tiempo de rotación del sol sobre sí mismo.





    <LI style="MARGIN: 0cm 0cm 0pt; mso-margin-top-alt: auto; mso-margin-bottom-alt: auto; mso-list: l3 level1 lfo2; tab-stops: list 36.0pt" class=MsoNormal>El índice A es una medidad de la actividad solar. Se transmite en una escala de 0 a 400.


  • El índice K es una medida del campo geomagnético en una escala de 0 a 9. La MUF disminuye (o sea, la propagación es menos favorable) cuando la actividad del campo geomagnético aumenta.


Bandas diurnas y bandas nocturnas</SPAN>


La propagación ionosférica divide las bandas
HF en dos tipos:





  • Llamamos bandas nocturnas a las bandas que sufren una fuerte atenuación por absorción en la capa D. Al caer la noche, la capa D desaparece y la propagación en las bandas nocturnas aumenta considerablemente. Las bandas nocturnas están aproximadamente por debajo de los 30 metros (10 MHz).


  • Llamamos bandas diurnas a aquellas cuya propagación nocturna es nula. Estas bandas pierden la propagación pocas horas después de la caída del sol. Las bandas diurnas están situadas por encima de los 30 metros (10 MHz).


Las bandas alrededor de los 10 MHz tienen un comportamiento intermedio
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DE AHI QUE SE EXPLICA QUE LA IONOSFERA ESTA CARGADA EN LAS ZONAS DEL MUNDO CUANDO ES DE DIA, DEJO MAPAS A MODO DE EJEMPLO, EN EL PRIMERO SE VE LA IONOSFERA CARGADA EN ESE SECTOR PORQUE AHI ES DE DIA. ESTO ES IMPORTANTE PORQUE SE MIDEN LAS FRECUENCIAS DE RADIO, RECORDEMOS QUE DE ACUERDO AL ESTUDIO DLE SOL ALGUNAS LLAMARADAS QUE CARGAN ESTA IONOSFERA PUEDEN LLEGAR A PROVOCAR INTERFERENCIAS EN LOS SATELITES Y EN LAS COMUNICACIONES




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AHORA LA COMPARO CON ESTE MAPA EN QUE LA PARTE CELESTE MAS CLARA ES DE DIA Y COINCIDE CON LA IONOSFERA DEL MAPA ANTERIOR
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</SPAN>

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Mar Mar 08, 2011 1:45 pm

Jenny aqui algo mas sobre la ionosfera

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por adelapasa el Miér Mar 09, 2011 12:10 am

Gracias AnaPaula, para mi "cabezota" todo esto es muy confuso, pero tu expliación me ha servido para entender "un poquito más" la función y el comportamiento de la ionosfera flower

adelapasa
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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 27, 2011 12:43 am

Absorción en HF [Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]

Tras una erupción solar, las emisiones de Rayos X, las Tormentas de radiación solar y las Tormentas geomagnéticas pueden provocar un aumento en el grado de ionización de la capa D de la ionosfera, causando niveles de absorción de las ondas de radio en la banda de HF que pueden llegar a ser elevados. Como consecuencia, se pueden experimentar desvanecimientos (fading) en las comunicaciones de toda la banda de HF, especialmente en las frecuencias más bajas.

[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]

Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF, Absorption Limited Frequency)
o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500
km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el
trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la
frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy
probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior,
aumentan las probabilidades de establecerlo. El primer mapa tiene datos
en tiempo real y el segundo corresponde al último evento de importancia
registrado (chequear la fecha).
[Tienes que estar registrado y conectado para ver esa imagen]
Introducción

Comunicaciones de largo alcance con alta frecuencia (HF) las ondas de radio (3 - 30 MHz) dependen de la reflexión de las señales en la ionosfera.
Las ondas de radio se refleja normalmente cerca de la cima de la capa
F2 (~ 300 km de altitud), pero en el camino a la cima y F2 de nuevo la
señal de radio de onda sufre atenuación debida a la absorción de la
ionosfera de intervención.

La absorción es el proceso por el cual se convierte la energía de las
ondas de radio en calor y electromagnéticas (EM) del ruido a través de
interacciones entre las ondas de radio, los electrones ionosféricos, y
la atmósfera neutra (para una descripción más detallada del proceso de
absorción ver Davies, 1990) .
La mayor parte de la absorción se produce en la región ionosférica D
(50 a 90 km de altitud), donde el producto de la densidad de electrones y
la frecuencia de colisión electrón-neutro alcanza un máximo.
Dentro de esta región la densidad neutra es relativamente constante en
el tiempo, lo que las variaciones en la unidad de densidad electrónica
local de la cantidad total de absorción.
La densidad de electrones es una función de muchos parámetros y
normalmente varía con la hora local, la latitud, la estación y durante
todo el ciclo solar. Estos cambios "naturales" son predecibles, y afectar la absorción de forma moderada en las frecuencias más bajas de HF.
Cambios mucho más significativos para la fuerza de absorción se ve como
una consecuencia de los aumentos repentinos de la densidad electrónica
en la región de D (el fundido clásico de onda corta), debido a, por
ejemplo, la energía solar de rayos X de las erupciones en el lado diurno
o precipitación de protones solares en el las regiones polares.
Solar llamaradas de rayos X tienen significativas de las emisiones en el 0,1-0,8 nm [1-8] de longitud de onda.
Esto es importante porque estas longitudes de onda ionizan la región D,
incrementando la densidad de electrones local, y por lo tanto el total
de la absorción de EM. Las llamaradas, que puede durar desde unos pocos minutos hasta varias horas, se han valorado C, M, X, o de acuerdo con el flujo de 0.1-0.8 nm, medido por los instrumentos de los satélites GOES. Para calificar como una llamarada de clase C el flujo, F, debe caer dentro del rango de 10 -6 ≤ F <10 -5 W · m -2, por clase M 10 -5 ≤ F <10 -4 W · m - 2, y X de clase C ≥ 10 -4 W · m -2. En la notación estándar de las letras actúan como multiplicadores, por ejemplo, C3.2 equivale a un flujo de 3,2 x 10 -6 W · m -2. La clasificación C, M y X se basa en el disco completo emisión de rayos X del sol.
Durante los períodos de alta actividad solar, como máximo solar, el
flujo de fondo puede aumentar a niveles de clase C de día a la vez,
incluso sin las erupciones.
La región D la densidad de electrones es accionado directamente por el
total del flujo de rayos X-independientemente de la fuente, por lo que
estos períodos de flujo de fondo de alta son igualmente importantes para
la absorción de radio.
Debido a los efectos geométricos, ionización región D por los rayos X
solares es mayor en el punto sub-solar, donde el sol está directamente
encima.
La cantidad de ionización y la absorción disminuye con la distancia
desde el punto sub-solar, llegando a cero en el día / noche de
terminación. El lado nocturno de la Tierra se ve afectada.

La precipitación de protones (así como otros iones) en la atmósfera de
la Tierra durante la partículas solares energéticas (SEP) también puede
crear eventos importantes mejoras en la ionosfera de la densidad de
electrones en la región D.
Los protones solares con energías de entre 1 y 200 MeV son los
principales responsables de la mayor parte de la ionización de la región
D y, en consecuencia, para la absorción ionosférica de las ondas de
radio de alta frecuencia.
Debido a la protección de la tierra por su campo magnético SEP un
acceso fácil a la atmósfera sólo en regiones de latitudes altas
alrededor de los polos geomagnético de la Tierra. Esos casos son por lo tanto, llamado Polar Cap de absorción (PCA) eventos.
La extensión latitudinal del casquete polar, a su vez está determinada
por el nivel de perturbación del campo magnético terrestre, que se
caracteriza típicamente por los índices geomagnéticos, como Kp.
Determinación de la tasa de producción de pares de iones, debido a la
propagación de partículas de alta energía a través de la atmósfera
requiere el espectro de partículas de entrada, que está mejor servido
mediante observaciones directas por satélite, así como un modelo
realista de la densidad atmosférica.
Determinación de los coeficientes de recombinación eficaces que
determinan los perfiles de densidad de electrones resultante es menos
seguro.
Estos parámetros dependen de una compleja química atmosférica y por lo
tanto a la altitud, la hora del día, la estación, y la iluminación
solar.
Como consecuencia de estas dependencias, la recombinación diurna y
nocturna y las tasas de desprendimiento de retina son muy diferentes y
por lo tanto dar lugar a niveles muy diferentes de absorción del
espectro misma partícula incidente energético.

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 27, 2011 12:44 am

Producto


La Región D de productos de absorción se refiere a la repercusión en
las operaciones de la energía solar de rayos X de flujo de eventos y
septiembre de comunicación por radio HF. Se puede encontrar en la siguiente dirección:
[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]

El producto principal se compone de cuatro componentes dinámicos: un
mapa global de la mayor frecuencia afectada por la absorción de 1 dB,
debido a ya sea solar de rayos X de flujo de eventos o septiembre, o una
combinación de ambos, un gráfico de barras de la atenuación, mensajes
de estado, y una estimado de recuperación de reloj. Cada uno de estos componentes se describen a continuación. Todos los componentes de actualizar de manera continua, impulsada por un minuto VA datos de rayos X de flujo y por cinco minutos los datos del GOES flujo protónico.

Para complementar el mapa mundial de las frecuencias, los mapas polares
de proyección de la más alta frecuencia afectada por la absorción de 10
dB, debido a principalmente a los eventos septiembre también están
disponibles haciendo clic en el Polo Norte y Polo Sur enlaces.
El enlace de valores de la tabla muestra los valores numéricos de la
hoja de la frecuencia en la latitud de 5 grados y 15 grados de longitud
incrementos.
Mapas de frecuencia

Los mapas de frecuencias mundial y polar ilustran gráficamente la
frecuencia más alta afectados (HAF) en función de la latitud y longitud.
Para el mapa mundial se define como la frecuencia de HAF, que sufre una
pérdida de 1 dB durante la propagación vertical desde el suelo, a
través de la ionosfera, y de nuevo a tierra.
Las frecuencias de radio menor que el HAF sufren una pérdida aún mayor
tal como se describe en la sección de atenuación gráfico de barras.
Dado que las tasas de ionización y la absorción durante los eventos de
septiembre son generalmente más grandes, de los mapas polares se define
como la frecuencia de HAF, que sufre una pérdida de 10 dB durante la
propagación vertical de la ionosfera y de regreso a la tierra.
Absorción de rayos X
Los rayos X HAF se calcula en el punto sub-solar basado en el valor del flujo de corriente de rayos-X.
Este cálculo se realiza mediante una fórmula empírica derivada de las
siguientes relaciones entre solares de rayos-X en el flujo de 0.1-0.8 nm
y la frecuencia degradados (Espacio Pronosticador ambiental manual de operaciones):
M1.0 -> 15 MHz
M5.0 -> 20 MHz
X1.0 -> 25 MHz
X5.0 -> 30 MHz

Un ajuste de los resultados obtenidos empíricamente las relaciones en
la siguiente ecuación para la sub-solar mayor frecuencia afectados:
HAF = 10 · log [flujo (W · m -2)] + 65 MHz
En otras ubicaciones geográficas de la HAF se convierte en baja, sobre la base de la dependencia χ ángulo cenital solar. Las frecuencias de cono degradadas de la máxima, (cosχ) 0,75.
Por ejemplo, una llamarada M5.0 muestra una HAF de 20 MHz en el punto
sub-solar disminuye a cero en el día / noche de terminación.
Septiembre de absorción

La absorción en las regiones polares, debido a los eventos septiembre
se calcula siguiendo el algoritmo descrito en detalle por Sauer y
Wilkinson (2008). Absorción casquete polar durante el día y la noche, un d n y A, a la frecuencia estándar de 30 MHz se calcula primero en función de los protones integral J flujos por encima de ciertos umbrales de energía E:
A d = 0,115 [J (E> 5.2 MeV)] 1 / 2 dB
A n = 0,020 [J (E> 2.2 MeV)] 1 / 2 dB
Estos valores se supone que son eficaces para el ángulo de elevación solar superior a 10 ° o menor que -10 º, respectivamente. En la zona de penumbra entre los dos límites de una interpolación bilineal en el ángulo de elevación solar que se adopte.
La extensión geográfica de la región polar afectados se deriva de un
modelo numérico de la energía de corte de protones en función de la
latitud y la actividad geomagnética invariante índice K p (Sauer y Wilkinson, 2008). La energía de corte y reemplaza los umbrales de la energía en las expresiones anteriores para A d y n A fin de incluir protones sólo es capaz de alcanzar la altitud de 50 km.
Absorción combinada
La absorción en cualquier frecuencia dada f
(en MHz) debido al mecanismo de ionización o puede determinarse a
partir de la absorción calculada en cualquier otra frecuencia f 0 utilizando la relación empírica bien establecida (Davies, 1990; Stonehocker, 1970, Sauer y Wilkinson, 2008):
A (f) = (f 0 / f) 1,5 A (f 0) dB,
donde f 0 puede ser igual a la HAF de los rayos X solares o la frecuencia estándar de 30 MHz para la absorción de septiembre Con esta ecuación podemos determinar la absorción debida a los dos mecanismos en el control de frecuencia mismo, por ejemplo, f c = 10 MHz. La absorción combinada en esta frecuencia A c = A (f c)
se calcula como la suma de la absorción debida a los rayos X solares y
la absorción debido a la precipitación de protones solares:
A c = A + A X P dB
Usando el poder de la ley por encima de la dependencia de la absorción de la frecuencia, la frecuencia f 1 en el que la absorción combinada es igual a 1 dB se puede calcular fácilmente por el mapa mundial:
f 1 = f c (A c / A 1) 2 / 3 MHz,
donde A 1 = 1 dB. Para el mapa de proyección polar, la frecuencia f 10 atenuada en 10 dB se calcula utilizando la misma ecuación, pero con un 1 sustituido por un 10 = 10 dB.
Atenuación de gráfico de barras

Un gráfico de barras en la parte derecha del gráfico muestra la
atenuación prevista en decibelios en función de la frecuencia de
propagación vertical de ondas de radio en el punto de máxima absorción Amax en el mundo.
Este gráfico sólo es válida en este momento, aunque los usuarios pueden
volver a crear para cualquier lugar utilizando los datos tabulares.
Los valores mostrados también se puede escalar a la cuenta de
aproximadamente la propagación oblicua de ondas de radio usando el 1/sin
(α) la dependencia, donde α es el ángulo de elevación de la trayectoria de propagación.
Mensajes de estado
Los mensajes de texto en la parte inferior del mapa de frecuencias sobre la base de los siguientes criterios:
X-ray condición de mensaje
flujo ≤ C2.0
o
flujo ≤ 2 x fondo
Normales de rayos X de fondo
C2.0 o
2 x fondo
Elevado flujo de rayos X
M1.0 ≤ flujo Moderada de rayos X de flujo
M5.0 ≤ flujo Fuerte flujo de rayos X
X1.0 ≤ flujo Severa del flujo de rayos X
X20.0 ≤ flujo
Extrema de rayos X de flujo
> Mensaje de protones 10MeV Estado
flujo ≤ 10pfu
Fondo de protones normales
10pfu ≤ flujo <100pfu
Menor flujo de protones
100pfu ≤ flujo <1.000 ufp
Flujo de protones moderada
1.000 ufp ≤ flujo <10.000 ufp
Flujo de protones con
10000pfu ≤ flujo <100.000 ufp
Flujo de protones graves
100.000 ufp ≤ flujo
Extrema del flujo de protones
Antecedentes donde se refiere a los antecedentes del día anterior de rayos X de flujo.
Se calcula utilizando el menor de dos valores, ya sea (a) el promedio
de datos de 1 minuto entre las 0800 UT y UT 1600, o (b) la media de la
UT 0000 a 0800 UT y UT 1600 a 2400 los datos de UT .
Estimado de recuperación de reloj
Los rayos X

Después de un evento de rayos X (que se define como el flujo mayor que
los niveles M1) los picos y el flujo comienza a disminuir, un tiempo
estimado de recuperación a las condiciones normales de fondo se calcula.
La estimación se basa en los siguientes valores obtenidos empíricamente
sobre la magnitud de una crisis a la media estadística de la duración
del destello:
M1.0 -> 25 minutos M5.0 -> 40 minutos X1.0 -> 60 minutos X5.0 -> 120 minutos (Espacio Ambiental Pronosticador Manual de Operaciones, 1997)
Los valores anteriores se ajustan utilizando el siguiente conjunto de ecuaciones, donde k = log [2 x flujo de fondo].
Con el fin de determinar que la ecuación de usar el algoritmo
secuencial pruebas de la corriente de rayos X contra el flujo de los
criterios mencionados.
Criterios de tiempo restante (min)
log [flujo] ≤ -5,7 o ≤ k 0 -5.7 [flujo] <-5,0 o k [flujo] <-5.0 de 25 x (k - log [flujo]) / (k + 5) ≤ -5,0 log [flujo] ≤ -3,3 32,19 × (log [flujo]) ^ 2 + 323,45 × (log [flujo]) + 837.2 log [flujo]> -3.3 100 x (log [flujo]) + 450 Septiembre
Una relación empírica para un tiempo de recuperación después de los
eventos septiembre se ha desarrollado a partir del análisis de los 30
eventos más importantes durante el período de siete años, de 1997 a 2003
(Sauer y Wilkinson, 2008). Tiene que ver con el tiempo mínimo de final del evento, Dur, al flujo integral de protones con una energía superior a 10 MeV:
Dur = 24,235 log 10 (flux/15) horas
donde el flujo se mide en protones por cm 2 · s · sr.
Combinado

En el caso de acumulación de rayos X y eventos septiembre, el reloj de
tiempo de recuperación estimado muestra el más largo de los dos tiempos
de recuperación.
El programa utiliza los datos actuales de rayos X y flujo protónico para volver a calcular el tiempo estimado de recuperación cada minuto. Por tanto, es posible que el reloj no cuenta atrás de forma secuencial, ya que las actualizaciones.
Por ejemplo, si la duración de un brote de rayos X es muy corto, el
reloj puede leer 25 min, 20 min, 15 min, 5 min después de cada
actualización. Por el contrario, si la duración es muy larga, el reloj puede leer 25 min, 25 min, 25 min, 24 min, etc. ya que las actualizaciones.
Asimismo, durante la fase de aumento de eventos septiembre, el tiempo
estimado para la recuperación puede ser subestimados hasta el valor del
flujo pico se alcanza.
Cuando el flujo se incrementa o ningún caso está en curso, el cuadro de diálogo muestra el mensaje "No existe una estimación".

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 27, 2011 1:05 am

Riesgos en sistemas de telecomunicaciones.


Las erupciones solares tienen influencia en las radiocomunicaciones
de la banda de HF unos 15 minutos después de producirse. La duración
de estos fenómenos oscila entre varios minutos a alrededor de una hora.

Tras una erupción solar, se aumenta sustancialmente la emisión de
rayos X en el Sol. Este incremento provoca una mayor ionización en las
capas bajas de la ionosfera, con las siguientes consecuencias en la
banda de HF: el valor de la frecuencia crítica disminuye (y por tanto
también la MUF) y la absorción aumenta, pudiendo alcanzarse valores de
hasta 38 dB de atenuación extra sobre las condiciones normales.

En la tabla 7 se muestra un listado de los posibles efectos que
pueden observarse en cada banda de comunicaciones por radio,
recopilados de diversas fuentes [12], así como los principales usuarios que pueden verse afectados [17].



Banda Frecuencias Usuarios Posibles efectos
ELF < 3 kHz

  • Tormenta geomagnética: Fluctuaciones anómalas en el nivel de
    señal (3-8 dB). Interferencias por reflexiones múltiples en capas E y
    Es de la ionosfera.
  • Tormenta de radiación solar: Aumento de atenuación entre 1-4 dB/Mm.
VLF 3 kHz

30 KHz


  • Radionavegación.


  • Perturbaciones ionosféricas repentinas (SID): reflexiones ionosféricas anómalas.
  • Erupción solar: Anomalías repentinas de fase. Errores en sistemas de radionavegación de hasta 10 millas naúticas.
  • Tormenta geomagnética: Distorsión en fase y amplitud
    (atenuación) en trayectos que atraviesan los polos (PCA),
    especialmente de noche. Duración: varias horas en latitudes medias,
    hasta 10-20 días en latitudes altas y trayectos transpolares.
  • Aumento de los niveles de señal sobre 16 kHz, en trayectos de zona de día.
LF 30 kHz

300 kHz


  • Radionavegación (Loran-C, Chayka).


  • Erupción solar: Anomalías repentinas de fase. Errores en sistemas de radionavegación de hasta 10 millas naúticas.
  • Tormenta geomagnética: Distorsión en fase y amplitud (atenuación) en trayectos que atraviesan los polos (PCA).
MF 300 kHz

3 MHz


  • Radiodifusión.


  • Erupción solar: Anomalías repentinas de fase.
  • Tormenta geomagnética: Distorsión en fase y amplitud (atenuación) en trayectos que atraviesan los polos (PCA).
  • Mejora de la SNR en enlaces por onda de tierra, al disminuir
    el nivel de ruido por onda aérea, debido al incremento en la
    absorción.
HF 3 MHz

30 MHz


  • Usos del Estado.
  • Radiodifusión.
  • Servicio móvil marítimo.
  • Servicio móvil aeronáutico.
  • Radioaficionados.



  • Perturbaciones ionosféricas repentinas (SID): aumento de la
    absorción en la capa D (fading) durante unos 30 minutos.
    Ocurrencia 2 veces/semana durante el máximo.
  • Aumento de la absorción en trayectos que atraviesan los polos
    (PCA), hasta en 100 dB, comenzando unas horas tras la erupción y
    con una duración de uno a varios días.
  • Tormenta geomagnética: aumento de la frecuencia crítica foF2
    en el primer día. A continuación, descenso importante de la foF2 y de
    la MUF (hasta un 50%).
  • Mejora de la SNR en enlaces por onda de tierra, al disminuir
    el nivel de ruido por onda aérea, debido al incremento en la
    absorción.
VHF 30 MHz

300 MHz


  • Usos del Estado.
  • Radiodifusión.
  • Servicio móvil terrestre.
  • Servicio móvil aeronáutico.
  • Radioaficionados.
  • Teléfonos analógicos sin cordón.
  • Radiobúsqueda.
  • Telemandos.
  • Aplicaciones ICM.


  • Incremento en el nivel de ruido, empeoramiento de la SNR.
UHF 300 MHz

3 GHz


  • Usos del Estado.
  • Telefonía móvil.
  • Televisión.
  • Servicio móvil terrestre.
  • Servicio fijo.
  • Teléfonos digitales sin cordón
  • Radioaficionados.
  • Radiobúsqueda.
  • Radiolocalización.
  • Aplicaciones ICM.


  • Incremento en el nivel de ruido, empeoramiento de la SNR.






Tabla 7. Posibles efectos de las erupciones solares en las distintas bandas de radio.



Algunas fuentes [1]
también hablan de la posible afectación de las tormentas geomagnéticas
a los cables submarinos, que tendrían un gran impacto en Internet y en
las redes de telefonía.

La NASA también cita los siguientes sistemas de telecomunicación que pueden verse afectados por el clima espacial [18]:
tecnologías basadas en microchips, telefonía móvil, relojes atómicos,
radioenlaces de televisión comercial, sistemas de telefonía de larga
distancia y radares.



3.3.1. Tormentas de ruido.


El Sol emite ondas de radio en diferentes bandas, desde las
centimétricas hasta las decamétricas, ya sea la actividad solar baja o
alta. Estas emisiones de ruido se clasifican, según su intensidad, en una escala que va de 1 a 5 [19]:


  • Tipo I: tormentas de ruido formadas por gran
    número de ráfagas cortas y de reducido ancho de banda, en el rango de
    las ondas métricas (300-50 MHz) y de intensidad extremadamente variable.
    Pueden durar desde varias horas a varios días.


  • Tipo II: emisiones de reducido ancho de banda
    que comienzan en las bandas métricas (300 MHz) y van cambiando
    lentamente (decenas de minutos) hacia el rango de las decamétricas (10
    MHz). Este tipo de emisiones tienen cierta relación con llamaradas
    solares de gran intensidad y son indicadoras de una onda de choque que
    se mueve a través de la atmósfera solar.


  • Tipo III: ráfagas de reducido ancho de banda que
    cambian rápidamente (segundos) desde la banda de decimétricas a la de
    decamétricas (500-0,5 MHz). Normamente suceden en grupos y
    ocasionalmente son una característica de las regiones solares activas
    más complejas.


  • Tipo IV: ráfagas contínuas de ruido de banda
    ancha, sobre todo en el rango de las ondas métricas (300-30 MHz). Estas
    ráfagas están asociadas a las grandes erupciones solares, comenzando
    entre 10 y 20 minutos tras la erupción y con una duración que puede ser
    de varias horas.


  • Tipo V: ruido contínuo de poca duración (algunos minutos) en el rango de las decamétricas, asociado a las emisiones de tipo III.

Durante eventos relacionados con el máximo solar, las emisiones de
ruido pueden llegar a tener una duración de varios días, dando lugar a
una tormenta de ruido contínuo (CTM, Continuum storm),
que puede afectar a las bandas de radio de longitud de onda
comprendida entre los metros y los decímetros, dándose casos de
particular intensidad en frecuencias en torno a 250 MHz,

En estas bandas se ubican gran parte de los sistemas de
radiocomunicaciones terrestres públicos (telefonía móvil) y privados,
entre los que se encuentran los dedicados a redes terrestres de corto y
medio alcance relacionadas con la Protección Civil.

Desde el momento de su generación, las tormentas de ruido tardan
unos 8 minutos en alcanzar a la Tierra y su duración puede ser de 1-2
días [11].



3.3.2. Tormentas ionosféricas.


Las tormentas geomagnéticas pueden provocas importantes perturbaciones en la capa F de la ionosfera terrestre, dando lugar a tormentas ionosféricas. Generalmente, las tormentas ionosféricas tienen dos fases [12] [6]:


  • Fase inicial o fase positiva, con un incremento en la densidad de electrones que dura unas horas.


  • Fase final o fase negativa, con una disminución en la densidad de electrones, que puede durar varios días.

En latitudes bajas, generalmente sólo se observa la fase positiva.
Las tormentas ionosféricas presentan grandes variaciones en función de
la latitud geomagnética, la estación del año y la hora local.

En ocasiones, pueden registrarse fenómenos de gran intensidad denominados Perturbaciones Ionosféricas Repentinas (SID, Sudden Ionospheric Disturbances),
provocando anomalías en la propagación de las ondas de radio:
desvanecimientos en la banda de decamétricas, desplazamientos de fase,
absorción del ruido cósmico y en ocasiones incluso mejoras en el nivel
de las señales. Estas anomalías pueden tener una duración desde varios
minutos a varias horas.



3.3.3. Eventos de absorción polar (PCA).


Los eventos de absorción polar (PCA) provocan un aumento
significativo de la absorción en la banda de HF para trayectos
radioeléctricos que atraviesen los polos. Estos fenómenos son críticos
para los aviones comerciales que utilizan rutas transpolares, por
ejemplo entre Norteamérica y Asia, ya que a latitudes superiores a 82º
no suele existir cobertura en las comunicaciones vía satélite y han de
confiar exclusivamente en la radio de HF.



3.3.4. Escala NOAA de apagones de radio.


La agencia NOAA de los Estados Unidos ha diseñado una escala para
cuantificar la intensidad y los efectos de los apagones de radio, que
se muestra en la tabla 8. La escala tiene 5 posibles valores
directamente relacionados con las mediciones del flujo de rayos X
procedentes del Sol, realizadas por los satélites GOES, facilitándose
además la frecuencia con la que los eventos de cada tipo pueden ocurrir
dentro de un mismo ciclo solar de 11 años.



Categoría Efectos Parámetro físico Frecuencia promedio
Escala Descriptor La duración del evento influye en la severidad de los efectos Pico de rayos X registrado por el satélite GOES (clase y flujo) Nº de eventos por ciclo solar
R5 Extremo

  • Radiocomunicaciones en HF: Apagón completo en la zona del
    día terrestre, durante varias horas. Imposibilidad de establacer
    enlaces en las comunicaciones aeronáuticas y marítimas en estas
    bandas.
  • Radionavegación: Los sistemas de radionavegación
    aeronáuticos y marítimos de baja frecuencia se ven afectados durante
    varias horas en la zona del día terrestre, provocando pérdidas de
    posicionamiento. Aumento de errores en los sistemas de radionavegación
    satelitales en la zona del día terrestre, que pueden durar hasta
    entrada la noche.
X20
(2x10-3)
Menos de 1 por ciclo
R4 Severo

  • Radiocomunicaciones en HF: Apagón en la mayor parte de la
    zona del día terrestre, durante una o dos horas. Imposibilidad de
    contactar en estas bandas durante ese tiempo.
  • Radionavegación: Afecciones a los sistemas de
    radionavegación de baja frecuencia durante una o dos horas. Pueden
    producirse afecciones menores en los sistemas de radionavegación
    satelitales en la zona del día terrestre.
X10
(10-3)
8 por ciclo
(8 días por ciclo)
R3 Fuerte

  • Radiocomunicaciones en HF: Apagón en las comunicaciones de
    HF en áreas extensas. Pérdida de las comunicaciones radio en esta
    banda durante una hora, en la zona del día terrestre.
  • Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja frecuencia se ven degradados durante una hora.
X1
(10-4)
175 por ciclo
(140 días por ciclo)
R2 Moderado

  • Radiocomunicaciones en HF: Apagones de radio limitados en
    las comunicaciones de HF en algunas zonas del día terrestre, durante
    decenas de minutos.
  • Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja frecuencia se ven degradados durante decenas de minutos.
M5
(5x10-5)
350 por ciclo
(300 días por ciclo)
R1 Menor

  • Radiocomunicaciones en HF: Apagones de radio débiles en las
    comunicaciones de HF en algunas zonas del día terrestre. Pérdidas
    ocasionales del contacto radio.
  • Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja
    frecuencia se ven degradados durante intervalos de corta duración.
M1
(10-5)
2000 por ciclo
(950 días por ciclo)






Tabla 8. Escala NOAA de apagones de radio.




3.4. Riesgos en redes de transporte eléctrico y de combustible.


Las tormentas geomagnéticas también pueden afectar a los sistemas de
suministro eléctrico y a algunos sistemas de transporte de
combustible, como oleoductos y gasoductos, sobre todo el latitudes
elevadas.

Las corrientes de inducción geomagnética (GIC, Geomagnetically Induced Currents),
son corrientes de muy baja frecuencia, cercanas a la corriente
contínua (DC), que se inducen en conductores eléctricos de gran
longitud como líneas de alta tensión, oleoductos y gasoductos, como
consecuencia de una tormenta geomagnética de gran intensidad [15] [20].

En la tabla 9, se muestra una estimación de la GIC contínua neutral
que puede inducirse en un transformador en función de la intensidad de
la tormenta geomagnética [1].



Severidad de la GIC GIC continua neutral
inducida en el transformador (Amps)
Índice geomagnético K
Menor 5 – 14
Moderada 15 – 29 K7
Mayor 30 – 59 K8
Severa > 60 K9






Tabla 9. Severidad de las GIC en función de la intensidad de una tormenta geomagnética.



Normalmente, las GIC se asocian a eyecciones de masa coronal (CME) o a regiones de interacción corrotativa (CIR, Corotating Interaction Regions).
Las CIR son estructuras de plasma a gran escala y de larga duración,
generadas en latitudes bajas y medias de la heliosfera por la
interacción de un flujo rápido estable de viento solar con el viento
solar de velocidad más baja que tiene alrededor [21].

En el caso de las líneas de alta tensión, las GIC incrementan el nivel de corriente existente en dichos conductores, pudiendo provocar los siguientes efectos [8]:


  • Incremento de armónicos.
  • Disparos innecesarios de relés.
  • Caídas de tensión.
  • Daños permanentes a transformadores, debido al sobrecalentamiento producido por las GIC.
  • Apagón completo de sistemas eléctricos, debido a la interconexión entre diferentes redes de transporte y distribución.

Según un estudio de la Metatech Corporation, auspiciado por la
Agencia Federal de Gestión de Emergencias de Estados Unidos (FEMA) y la
Comisión sobre Pulsos Electromagnéticos (EMP), las tormentas
geomagnéticas extremas suponen riesgos de averías de larga duración en
grandes áreas de la red eléctrica norteamericana, pudiendo provocar
apagones cuya solución podría extenderse durante periodos de tiempo
extraordinarios, con el consiguiente impacto en cualquier otro sistema
dependiente del suministro eléctrico [1].
Por ejemplo, la fabricación de un gran trasformador de alta tensión
para sustituir a otro averiado puede demorarse durante 12 meses o más.

En el caso de oleoductos y gasoductos,
las GIC pueden fluir entre la tubería y el suelo, incrementando la
corrosión. Además, los voltajes asociados a las corrientes pueden
afectar al sistema de protección catódico y a los sistemas de control [8].

Aunque, como ya se ha indicado, existe una mayor probabilidad de
aparición de estos eventos en latitudes elevadas, en algunos países
como Sudáfrica (entre -35ºS y -22ºS) se han llegado a producir fallos
en los transformadores de algunas subestaciones eléctricas [22], por lo que ha de considerarse que podrían existir riesgos similares en España.

AnaPaula
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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 27, 2011 1:06 am

Eventos históricos.


Los siguientes eventos históricos del clima espacial que tuvieron un
impacto significativo, están recopilados de diversas referencias
bibliográficas [1] [6] [8] [12] [23] [24] [25].


  • 1859 (Evento Carrington): Durante los dos
    primeros días de septiembre, en el ciclo solar 10, se registró la que
    pudo ser la tormenta geomagnética más grande de la historia, originada
    por una eyección de masa coronal. Tras la CME, la tormenta tardó 17
    horas y 40 minutos en recorrer la distancia entre el Sol y la Tierra,
    teniendo la componente Bz del IMF una orientación predominantemente
    Sur. Las auroras boreales resultantes se vieron con tal intensidad en
    la noche de las Montañas Rocosas que sus habitantes pensaron que estaba
    amaneciendo. Las auroras llegaron a verse en latitudes muy bajas,
    hasta el Caribe, Roma y Hawaii. Las líneas telegráficas cayeron de
    forma generalizada en Estados Unidos y Europa, provocando incluso
    incendios. Las erupciones solares se venían observando desde el 28/08,
    siendo el astrónomo inglés Richard Carrington quien observó la más
    intensa al mediodía del 01/09. Se estima que la tormenta fue tres veces
    más poderosa que la registrada en marzo de 1989.


  • 1921: Los días 14-15/05 se registra una tormenta
    geomagnética que induce corrientes GIC unas 10 veces mayores a las del
    evento de marzo de 1989. Según un estudio de la Metatech Corporation,
    la repetición de una tormenta de similares características en la
    actualidad provocaría fallos permanentes en unos 350 transformadores
    eléctricos de los Estados Unidos, dejando sin suministro a más de 130
    millones de personas.


  • 1940: El día 23/03 se registra una tormenta
    geomagnética con nivel máximo Ap = 277. Seis días después se registra
    otra con nivel máximo Ap = 226.


  • 1941: Se registran varias tormentas
    geomagnéticas entre marzo y septiembre: 01/03 con nivel máximo Ap = 212;
    05/07 con Ap = 222; 18/09 con Ap = 312 (máximo histórico registrado
    con instrumentos).


  • 1942: una erupción solar provoca fallos en algunos radares aliados, durante la Segunda Guerra Mundial.


  • 1946: Se registran varias tormentas
    geomagnéticas entre febrero y septiembre: 07/02 con Ap = 199; 24/03 con
    Ap = 195; 28/03 con Ap = 215; 26/07 con Ap = 212; 22/09 con Ap = 214.


  • 1949: El día 12/05 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 196.


  • 1950: El día 19/08 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 203.


  • 1957: El día 02/09 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 221.


  • 1958: Se registran varias tormentas geomagnéticas entre febrero y julio: 11/02 con Ap = 199; 08/07 con Ap = 216.


  • 1959: El día 15/07 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 252.


  • 1960: Se registran varias tormentas
    geomagnéticas entre marzo y noviembre: 31/03 con Ap = 251; 04/10 con Ap =
    258; 12/11 con Ap = 293.


  • 1967: El día 25/05 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 241.


  • 1972: El día 04/08 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 223.


  • 1982: Se registran varias tormentas geomagnéticas entre julio y septiembre: 11/07 con Ap = 229; 04/09 con Ap = 201.


  • 1984: una erupción solar intensa provoca fallos
    en las radiocomunicaciones en la banda de HF, afectando a los enlaces
    radio del avión presidencial norteamericano (Air Force One) en ruta hacia China.


  • 1986: El día 07/02 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 228.


  • 1989: Intensa actividad solar entre marzo y
    octubre: el día 13/03 se registra una tormenta geomagnética con nivel
    máximo Ap = 285, la más intensa de los últimos 48 años, que provoca
    caídas de tensión (pérdida de generación de 9,45 MW sobre una carga de
    red de 21,35 MW) en las redes de transporte eléctrico de Quebec
    (Canadá), dejando sin electricidad a 6 millones de usuarios durante 9
    horas, tras un fallo en cadena que tardó sólo 90 segundos en
    propagarse. En la red eléctrica de Estados Unidos se registraron
    alrededor de 200 fallos de importancia, entre ellos el de un
    transformador de la planta nuclear de Salem, en New Jersey, que estuvo
    sometido a una GIC de 80 A cuando su nivel normal de trabajo era de tan
    sólo 2-4 A. Fallos similares en las redes de transporte eléctrico de
    Suecia. La órbita de varios satélites sufrió alteraciones, causando a
    la NASA problemas de seguimiento con algunos de ellos durante cortos
    intervalos de tiempo. Fallos en satélites de radionavegación y
    degradadación en las comunicaciones en HF. Auroras visibles en
    latitudes casi ecuatoriales. El día 12/08 se produce una tormenta de
    radiación solar con nivel 9,2x10E3 pfu (unidades de flujo de protones).
    El día 16/08 se produce una erupción solar con nivel X20 en el rango
    de los rayos X. El día 19/10 se produce una tormenta de radiación solar
    con nivel 40x10E3 pfu.


  • 1991: El día 23/03 se produce una tormenta de
    radiación solar con nivel 43x10E3 pfu; Entre los días 01/06-17/06 se
    registran tormentas geomagnéticas con nivel máximo Ap = 196, generadas
    por 5 erupciones solares, que causaron la saturación de los sensores de
    la sonda espacial GOES.


  • 1992: El día 09/05 se registra una tormenta geomagnética con nivel máximo Ap = 193.


  • 1994: El 20/01 se observan niveles sostenidos de
    alta velocidad en el viento solar, que provocan el fallo del satélite
    canadiense Anik E1 durante 7 horas, como consecuencia de descargas
    eléctricas inducidas a bordo. El fallo afectó a 100 periódicos y 450
    emisoras de radiodifusión canadienses, interrumpiendo además el
    servicio telefónico en 40 comunidades. Una hora después de la
    recuperación del Anik E1, el satélite Anik E2 quedó fuera de servicio,
    provocando el corte de servicios de datos y televisión a 1600
    comunidades (100.000 usuarios). La recuperación del Anik E2 tardó 6
    meses, con un coste de 120 M$. El día 20/02 se produce una tormenta de
    radiación solar con nivel 10x10E3 pfu.


  • 1997: El satélite de comunicaciones Telstar 401,
    valorado en 130 M$ y perteneciente a la compañía norteamericana
    AT&T, pierde la telemetría y las comunicaciones a primera hora de la
    mañana del 11/01, como efecto de una tormenta geomagnética.


  • Julio de 2000 (Tormenta del Día de la Bastilla):
    Los días 14-15/07, durante el máximo del ciclo solar 23, se producen una
    tormenta de radiación solar con nivel 24x10E3 pfu (S3), que tardó 15
    minutos en llegar a la Tierra, y una tormenta geomagnética con nivel
    máximo Ap = 192, ambas causadas por una eyección de masa coronal. Los
    eventos se bautizan con el nombre de “Tormenta del Día de la Bastilla” [26].


  • Noviembre de 2000: El día 08/11/2000 se produce una tormenta de radiación solar con nivel 14,8x10E3 pfu.


  • Abril de 2001. El 02/04/2001 se registra una
    erupción solar con nivel X20 en el rango de los rayos X, la mayor
    observada hasta la fecha con instrumentos electrónicos.


  • Noviembre de 2001. El día 04/11/2001 se produce
    una tormenta de radiación solar con nivel 31,7x10E3 pfu. El día
    22/11/2001 se produce una nueva tormenta de radiación solar, con nivel
    18,9x10E3 pfu.


  • Septiembre de 2001: El día 24/09/2001 se produce una tormenta de radiación solar con nivel 12,9x10E3 pfu.


  • Octubre-Noviembre de 2003 (Tormenta de Halloween):
    Entre los días 27/10-04/11, tres años después del máximo del ciclo
    solar 23, se registró nuevamente un nivel extremo de actividad en el
    clima espacial, alcanzándose apagones radio de nivel R4 (severo) el
    28/10 a las 11:00 UTC. Un día después, se registró una tormenta de
    radiación solar de nivel S4 (severa), asociada a una eyección de masa
    coronal de nivel X17 que también provocó una tormenta geomagnética de
    nivel G5 (extrema), con Ap = 252 e índice geomagnético K=9 en latitudes
    medias y altas, al alcanzar la Tierra en unas 19 horas. La tormenta se
    mantuvo en niveles G3-G5 durante 24 horas. El satélite coreano
    KOMPSAT1, de órbita baja, sufrió variaciones en su órbita como
    consecuencia del calentamiento de la termosfera, mientras que el
    satélite japonés Kodama sufrió daños y tuvo que ser desconectado. Se
    sospecha que las tormentas también produjeron la pérdida del satélite
    ADEOS-2, valorado en 640 M$. La producción eléctrica en el norte de
    EE.UU. y Canadá tuvo que limitarse para evitar los efectos de las GIC,
    algo que fue posible gracias a las alertas emitidas por el NOAA/SWPC.
    La tripulación de la Estación Espacial Internacional tuvo que
    refugiarse en el módulo de servicio, donde el nivel de protección es más
    alto. El 30/10 se registra otra tormenta geomagnética con nivel Ap =
    220, dejando sin suministro eléctrico a 50.000 usuarios en Suecia. El
    04/11 se registró una nueva erupción solar con nivel X28e en el rango
    de los rayos X, la mayor registrada hasta la fecha por instrumentos
    electrónicos de observación. Las comunicaciones aeronáuticas en HF se
    vieron seriamente afectadas por eventos de absorción polar (PCA) en
    latitudes superiores a 57º N. También se produjeron dificultades en las
    comunicaciones transatlánticas en HF. El desvío de vuelos transpolares
    para evitar daños por radiación a pasajeros y tripulantes tuvo un coste
    de entre 10 k$ y 100 k$. Interferencias en el sistema de
    radionavegación Loran-C. Fallos de GPS en latitudes altas y desconexión
    temporal de su sistema de apoyo a aeronaves WAAS durante 30 horas.


  • Enero de 2005: El 17/01 se registra una
    llamarada solar de tipo X3.8, elevándose el nivel de ruido 80 veces en
    la banda de 10 cm. La tormenta de radiación solar, de nivel S3, tardó
    solamente 8 minutos en llegar a la Tierra, provocando apagones de radio
    de nivel R3. Durante cuatro días consecutivos, las rutas aéreas
    comerciales transpolares quedaron cerradas.


  • Diciembre de 2006: se produce una erupción que
    provoca una intensa ráfaga de ruido solar, 10 veces más intensa que las
    registradas en los últimos 50 años. Además, se registraron atenuaciones
    de 1 dB en frecuencias de hasta 35 MHz en toda la zona de la Tierra
    orientada al Sol, debido a las emisiones solares de rayos X y rayos UV
    que alcanzaron la Tierra en latitudes medias y bajas. La atenuación en
    las zonas polares fue provocada por los protones de alto nivel
    energético que alcanzaron la Tierra en latitudes altas.


  • Abril de 2010: el día 05/04, el satélite de
    comunicaciones Intelsat Galaxy 15 comienza a tener fallos de envío de
    telemetría y de recepción de comandos, teniendo que ser sustituído por
    el Galaxy 12. Según el Oficial Jefe de Operaciones de la compañía
    constructora de estos satélites, el problema pudo deberse a un
    incremento de la actividad solar entre los días 03-05/04.
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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por AnaPaula el Dom Nov 27, 2011 1:36 am

como pueden ver compañeros han ocurrido muchos mega eventos solares y la vida aun continua.

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por Lerimar el Dom Nov 27, 2011 1:33 pm

Muchas gracias AnaPaula....
Extraordinario material!!
Namaste!
Estaremos monitoreando los mapas de la Ionosfera...muy pendientes!


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como pueden ver compañeros han ocurrido muchos mega eventos solares y la vida aun continua.

saludos

Que así sea esto!

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Re: QUE ES LA IONOSFERA

Mensaje por Lerimar el Dom Nov 27, 2011 1:49 pm

[Tienes que estar registrado y conectado para ver este vínculo]
Predicción a una hora del contenido total de electrones (TEC) mundial - Actualizado cada 5 minutos
Fuente: SWACI



Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2) será mayor cuanto mayor sea el TEC. Por tanto, estos mapas nos dan una idea de las horas del día en las que la foF2 es mayor o menor. Los mapas se derivan a partir de mediciones sobre las portadoras del GPS.[img] Predicción a una hora del contenido total de electrones (TEC) mundial - Actualizado cada 5 minutos Fuente: SWACI Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2) será mayor cuanto mayor sea el TEC. Por tanto, estos mapas nos dan una idea de las horas del día en las que la foF2 es mayor o menor. Los mapas se derivan a partir de mediciones sobre las portadoras del GPS.[/img]


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