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Llamaradas solares y perturbaciones para la propagación por radio

Llamaradas solares y perturbaciones para la propagación por radio

Como ondas electromagnéticas, y en este caso, señales de radio viajan, interactúan con los objetos y los medios en los que viajan. Al hacer esto, las señales de radio pueden reflejarse, refractarse o difractarse. Estas interacciones hacen que las señales de radio cambien de dirección y lleguen a áreas que no serían posibles si las señales de radio viajaran en línea directa.

La condición del Sol tiene un gran impacto en la propagación de radio ionosférica. En consecuencia, afecta a una variedad de formas de comunicaciones de radio de HF, incluidas las comunicaciones de radio bidireccionales, las comunicaciones de radio móviles marítimas, las comunicaciones de radio móviles generales que utilizan las bandas de HF, las comunicaciones de radio punto a punto, la radiodifusión y las comunicaciones de radioaficionado.

Dado que el Sol proporciona la radiación que gobierna el estado de la ionosfera y, por lo tanto, la propagación de radio HF, cualquier llamarada u otra perturbación son de gran importancia. En algunas circunstancias, estos pueden mejorar las comunicaciones de radio y las condiciones de propagación de radio de HF. En otras circunstancias, pueden interrumpir las comunicaciones de radio en las bandas de HF y, al mismo tiempo, proporcionar algunas condiciones de propagación de radio que los radioaficionados pueden utilizar en VHF.

Hay varios tipos de perturbaciones que son de particular interés para las comunicaciones por radio. Las bengalas son una de las más evidentes. Sin embargo, además de las erupciones solares, se producen otras perturbaciones. Uno es la eyección de masa coronal, y también hay agujeros coronales.


Erupciones solares

Las llamaradas solares son enormes explosiones que ocurren en la superficie del Sol. Resultan en la emisión de cantidades colosales de energía. Además de esto, las erupciones solares más grandes también expulsan grandes cantidades de material principalmente en forma de protones.

Las bengalas estallan en solo unos minutos sin aparentemente ninguna advertencia. Cuando ocurren, el material se calienta a millones de grados Celsius y sale de la superficie del Sol en un gran arco, regresando un tiempo después. Las llamaradas ocurren normalmente cerca de las manchas solares, a menudo a lo largo de la línea divisoria entre ellas, donde hay fuerzas magnéticas dirigidas de manera opuesta.

Son los campos magnéticos que parecen ser los responsables de las erupciones solares. Cuando el campo magnético entre las manchas solares se tuerce y se corta, las líneas del campo magnético pueden cruzarse y volver a conectarse con una enorme energía explosiva. Cuando esto ocurre, se produce una erupción de gases a través de la superficie solar, que se extiende a varias decenas de miles de millas desde la superficie del Sol y sigue las líneas magnéticas de fuerza para formar una llamarada solar. Los gases del interior del sol comienzan a subir y el área se calienta aún más y esto hace que aumente el nivel de radiación visible y otras formas de radiación.

Durante las primeras etapas de la erupción solar, se expulsan protones de alta velocidad. Estos viajan a alrededor de un tercio de la velocidad de la luz. Luego, unos cinco minutos después de la erupción solar, siguen las partículas de menor energía. Este material sigue el arco de las líneas magnéticas de fuerza y ​​regresa al Sol, aunque parte del material es expulsado al espacio exterior, especialmente durante las llamaradas más grandes.

Efecto de las erupciones solares: Para la mayoría de las erupciones solares, el efecto principal que se siente en la Tierra es un aumento en el nivel de radiación solar. Esta radiación cubre todo el espectro electromagnético y elementos como el ultravioleta, los rayos X y similares afectarán los niveles de ionización en la ionosfera y por lo tanto tiene un efecto sobre las comunicaciones de radio a través de la ionosfera. A menudo, se nota una mejora en la propagación ionosférica de HF ya que las capas superiores de la ionosfera tienen mayores niveles de iononización. Sin embargo, si los niveles de ionización en los niveles inferiores comienzan a aumentar, esto puede resultar en niveles más altos de atenuación de las señales de radiocomunicaciones y se pueden experimentar malas condiciones. Además, también se puede detectar fácilmente un aumento en el nivel de ruido de fondo en VHF.

Las llamaradas generalmente solo duran aproximadamente una hora, después de la cual la superficie del Sol vuelve a la normalidad, aunque algunos bucles posteriores a la llamarada permanecen durante algún tiempo después. Las llamaradas afectan la propagación de radio y las comunicaciones de radio en la Tierra y los efectos pueden notarse durante algún tiempo después.

Clasificaciones de llamaradas solares: Las llamaradas se clasifican por su intensidad en longitudes de onda de rayos X, es decir, longitudes de onda entre 1 y 8 Angstroms. La intensidad de los rayos X del Sol es monitoreada continuamente por la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA) utilizando detectores en algunos de sus satélites. Con estos datos es posible clasificar las llamaradas. Las bengalas más grandes se denominan bengalas X-Class. Los destellos de la Clase M son más pequeños y tienen una décima parte de la intensidad de los rayos X de los de la Clase X. Las bengalas de la Clase C tienen entonces una décima parte de la intensidad de las de la Clase M.

Se encuentra que la aparición de estas erupciones se correlaciona bien con el ciclo de las manchas solares, aumentando en número hacia el pico del ciclo de las manchas solares.

CME

Las eyecciones de masa coronal, CME, son otra forma de alteración que puede afectar las comunicaciones por radio. Aunque son mucho mayores que las llamaradas en muchos aspectos, las CME no se descubrieron hasta que las naves espaciales pudieron observar el Sol desde el espacio. La razón de esto es que las eyecciones de masa coronal, CME, solo se pueden ver mirando la corona del Sol, y hasta la era espacial, esto solo se podía lograr durante un eclipse. Como los eclipses ocurren con poca frecuencia y solo duran unos minutos. Usando una nave espacial, la corona se puede ver a través de un coronógrafo, un telescopio especializado con lo que se denomina un disco ocultador que le permite cortar el área principal del Sol y solo ver la corona. Esto permitió ver la corona.

Aunque los coronógrafos terrestres están disponibles, solo pueden ver el área interior muy brillante de la corona. Los basados ​​en el espacio pueden obtener una vista mucho mejor de la corona que se extiende a distancias muy grandes del Sol y de esta manera ver mucha más actividad en esta región y, por lo tanto, ver las CME.

Eyecciones de masa coronal, las CME son enormes burbujas de gas que se enroscan con líneas de campo magnético, y las burbujas se expulsan en el espacio de varias horas. Durante muchos años se pensó que las erupciones solares eran las encargadas de expulsar las masas de partículas que daban lugar a las perturbaciones aurorales que se experimentan en la tierra. Ahora se entiende que las CME son la causa principal.

Ahora se entiende que las CME interrumpen el flujo constante del viento solar produciendo un gran aumento en el flujo. Esto puede resultar en grandes perturbaciones que podrían golpear la Tierra si salen del Sol en dirección a la Tierra.

Eyecciones de masa coronal, las CME a menudo se asocian con erupciones de llamaradas solares, pero también pueden ocurrir por sí solas. Al igual que las erupciones solares, su frecuencia varía según la posición en el ciclo de las manchas solares, alcanzando un pico alrededor del máximo de la mancha solar y cayendo alrededor del mínimo. En el mínimo solar puede haber alrededor de uno por semana, mientras que en el pico pueden observarse dos o tres cada día. Afortunadamente, no todos afectan a la Tierra. El material es arrojado desde el Sol en una dirección general y solo si está en una trayectoria de intersección afectará a la Tierra.

Las CME pueden dar lugar a tormentas ionosféricas. Estos pueden proporcionar una mejora de corta duración a las condiciones de propagación de radio ionosférica pero en poco tiempo esto puede resultar en un apagón de las comunicaciones de radio a través de la ionosfera.

Agujeros coronales

Los agujeros coronales son otra característica importante de la actividad solar. Son regiones donde la corona aparece oscura. Fueron descubiertos por primera vez después de que los telescopios de rayos X se lanzaran por primera vez al espacio y, al estar por encima de la atmósfera de la Tierra, pudieron estudiar la estructura de la corona a través del disco solar. Los agujeros coronales están asociados con líneas de campo magnético "abiertas" y a menudo, aunque no exclusivamente, se encuentran en los polos solares. Se sabe que el viento solar de alta velocidad se origina en ellos y esto tiene un impacto en las condiciones de propagación de radio ionosférica y, por lo tanto, en todas las comunicaciones de radio de HF.

Resumen

Las perturbaciones solares son responsables de muchos de los principales cambios en la ionosfera. Los efectos tanto de las CME como de las erupciones solares pueden causar cambios importantes en la propagación de radio ionosférica, interrumpiéndolas a menudo durante horas o, a veces, días. Como resultado, el conocimiento de cuándo están sucediendo y su tamaño puede ayudar a predecir cómo pueden ser las condiciones de radio ionosférica.

Ver el vídeo: Qué pasaría si una gran tormenta solar impactara la Tierra? (Octubre 2020).