La ionosfera ( / aɪˈɒnəˌsfɪər / ) [ 1] [2] es la parte ionizada de la atmósfera superior de la Tierra , desde unos 48 km (30 mi) hasta 965 km (600 mi) sobre el nivel del mar , [ 3] una región que incluye la termosfera y partes de la mesosfera y la exosfera . La ionosfera es ionizada por la radiación solar . Desempeña un papel importante en la electricidad atmosférica y forma el borde interior de la magnetosfera . Tiene importancia práctica porque, entre otras funciones, influye en la propagación de radio a lugares distantes de la Tierra . [4] También afecta a las señales GPS que viajan a través de esta capa.
Ya en 1839, el matemático y físico alemán Carl Friedrich Gauss postuló que una región conductora de electricidad de la atmósfera podría explicar las variaciones observadas en el campo magnético de la Tierra. [5] Sesenta años después, Guglielmo Marconi recibió la primera señal de radio transatlántica el 12 de diciembre de 1901, en St. John's, Terranova (ahora en Canadá ) utilizando una antena de 152,4 m (500 pies) sostenida por una cometa para la recepción. [6] La estación transmisora en Poldhu , Cornualles, utilizó un transmisor de chispa para producir una señal con una frecuencia de aproximadamente 500 kHz y una potencia de 100 veces más que cualquier señal de radio producida anteriormente. El mensaje recibido fue de tres dits, el código Morse para la letra S. Para llegar a Terranova, la señal tendría que rebotar en la ionosfera dos veces. Sin embargo, el Dr. Jack Belrose ha refutado esto, basándose en trabajo teórico y experimental. [7] Sin embargo, Marconi logró establecer comunicaciones inalámbricas transatlánticas en Glace Bay, Nueva Escocia , un año después. [8]
En 1902, Oliver Heaviside propuso la existencia de la capa Kennelly-Heaviside de la ionosfera que lleva su nombre. [9] La propuesta de Heaviside incluía los medios por los cuales las señales de radio se transmiten alrededor de la curvatura de la Tierra. También en 1902, Arthur Edwin Kennelly descubrió algunas de las propiedades radioeléctricas de la ionosfera. [10]
En 1912, el Congreso de los Estados Unidos impuso la Ley de Radio de 1912 a los radioaficionados , limitando sus operaciones a frecuencias superiores a 1,5 MHz (longitud de onda de 200 metros o menos). El gobierno pensó que esas frecuencias eran inútiles. Esto condujo al descubrimiento de la propagación de radio de alta frecuencia a través de la ionosfera en 1923. [11]
En 1925, las observaciones realizadas durante un eclipse solar en Nueva York por el Dr. Alfred N. Goldsmith y su equipo demostraron la influencia de la luz solar en la propagación de ondas de radio, revelando que las ondas cortas se volvían débiles o inaudibles mientras que las ondas largas se estabilizaban durante el eclipse, contribuyendo así a la comprensión del papel de la ionosfera en la transmisión de radio. [12]
En 1926, el físico escocés Robert Watson-Watt introdujo el término ionosfera en una carta publicada recién en 1969 en Nature : [13]
En años bastante recientes hemos visto la adopción universal del término "estratosfera"...y...el término complementario "troposfera"... El término "ionosfera", para la región en la que la característica principal es la ionización a gran escala con considerables trayectorias libres medias, parece apropiado como una adición a esta serie.
A principios de la década de 1930, las transmisiones de prueba de Radio Luxemburgo proporcionaron inadvertidamente evidencia de la primera modificación de radio de la ionosfera; HAARP realizó una serie de experimentos en 2017 utilizando el epónimo Efecto Luxemburgo . [14]
Edward V. Appleton recibió el Premio Nobel en 1947 por confirmar en 1927 la existencia de la ionosfera. Lloyd Berkner fue el primero en medir la altura y la densidad de la ionosfera, lo que permitió elaborar la primera teoría completa sobre la propagación de ondas de radio de onda corta. Maurice V. Wilkes y J. A. Ratcliffe investigaron el tema de la propagación de ondas de radio muy largas en la ionosfera. Vitaly Ginzburg desarrolló una teoría sobre la propagación de ondas electromagnéticas en plasmas como la ionosfera.
En 1962 se lanzó el satélite canadiense Alouette 1 para estudiar la ionosfera. Después de su éxito, se lanzaron el Alouette 2 en 1965 y los dos satélites ISIS en 1969 y 1971, y los AEROS-A y -B en 1972 y 1975, todos ellos para medir la ionosfera.
El 26 de julio de 1963 se lanzó el primer satélite geoestacionario operativo, el Syncom 2. [15] Las radiobalizas a bordo de este satélite (y sus sucesores) permitieron, por primera vez, medir la variación del contenido total de electrones (TEC) a lo largo de un haz de radio desde una órbita geoestacionaria hasta un receptor terrestre. (La rotación del plano de polarización mide directamente el TEC a lo largo de la trayectoria). La geofísica australiana Elizabeth Essex-Cohen utilizó esta técnica a partir de 1969 para monitorear la atmósfera sobre Australia y la Antártida. [16]
La ionosfera es una capa de electrones y átomos y moléculas cargados eléctricamente que rodea la Tierra, [17] extendiéndose desde una altura de aproximadamente 50 km (30 mi) hasta más de 1000 km (600 mi). Existe principalmente debido a la radiación ultravioleta del Sol .
La parte más baja de la atmósfera de la Tierra , la troposfera , se extiende desde la superficie hasta unos 10 km (6 mi). Por encima de ella se encuentra la estratosfera , seguida de la mesosfera. En la estratosfera, la radiación solar entrante crea la capa de ozono . A alturas superiores a los 80 km (50 mi), en la termosfera , la atmósfera es tan delgada que los electrones libres pueden existir durante cortos períodos de tiempo antes de que sean capturados por un ion positivo cercano . La cantidad de estos electrones libres es suficiente para afectar la propagación de radio . Esta parte de la atmósfera está parcialmente ionizada y contiene un plasma que se conoce como ionosfera.
La radiación ultravioleta (UV), los rayos X y las longitudes de onda más cortas de la radiación solar son ionizantes, ya que los fotones en estas frecuencias contienen suficiente energía para desalojar un electrón de un átomo o molécula de gas neutro al ser absorbido. En este proceso, el electrón ligero obtiene una alta velocidad, de modo que la temperatura del gas electrónico creado es mucho más alta (del orden de mil K) que la de los iones y los neutros. El proceso inverso a la ionización es la recombinación , en la que un electrón libre es "capturado" por un ion positivo. La recombinación se produce de forma espontánea y provoca la emisión de un fotón que se lleva la energía producida en la recombinación. A medida que aumenta la densidad del gas a menor altitud, prevalece el proceso de recombinación, ya que las moléculas de gas y los iones están más cerca entre sí. El equilibrio entre estos dos procesos determina la cantidad de ionización presente.
La ionización depende principalmente del Sol y su irradiancia ultravioleta extrema (EUV) y de rayos X, que varía fuertemente con la actividad solar . Cuanto más activo magnéticamente es el Sol, más regiones activas de manchas solares hay en el Sol en un momento dado. Las regiones activas de manchas solares son la fuente del aumento del calentamiento coronal y los aumentos acompañantes de la irradiancia EUV y de rayos X, particularmente durante las erupciones magnéticas episódicas que incluyen erupciones solares que aumentan la ionización en el lado iluminado de la Tierra y eventos de partículas energéticas solares que pueden aumentar la ionización en las regiones polares. Por lo tanto, el grado de ionización en la ionosfera sigue tanto un ciclo diurno (hora del día) como el ciclo solar de 11 años . También existe una dependencia estacional en el grado de ionización, ya que el hemisferio de invierno local está alejado del Sol, por lo que hay menos radiación solar recibida. La radiación recibida también varía con la ubicación geográfica (polar, zonas aurorales , latitudes medias y regiones ecuatoriales). También existen mecanismos que perturban la ionosfera y disminuyen la ionización.
Sydney Chapman propuso que la región debajo de la ionosfera se llamara neutrosfera [18] (la atmósfera neutra ). [19] [20]
Por la noche, la capa F es la única capa con una ionización significativa, mientras que la ionización en las capas E y D es extremadamente baja. Durante el día, las capas D y E se ionizan mucho más, al igual que la capa F, que desarrolla una región adicional de ionización más débil conocida como capa F 1. La capa F 2 persiste durante el día y la noche y es la principal región responsable de la refracción y reflexión de las ondas de radio.
La capa D es la más interna y se encuentra entre 48 y 90 km (30 y 56 mi) por encima de la superficie de la Tierra. La ionización aquí se debe a la radiación de hidrógeno alfa de la serie Lyman a una longitud de onda de 121,6 nanómetros (nm) que ioniza el óxido nítrico (NO). Además, las erupciones solares pueden generar rayos X duros (longitud de onda < 1 nm ) que ionizan el N 2 y el O 2 . Las tasas de recombinación son altas en la capa D, por lo que hay muchas más moléculas de aire neutrales que iones.
Las ondas de radio de frecuencia media (MF) y de frecuencia alta (HF) más baja se atenúan significativamente dentro de la capa D, ya que las ondas de radio que pasan hacen que los electrones se muevan, que luego chocan con las moléculas neutrales, cediendo su energía. Las frecuencias más bajas experimentan una mayor absorción porque mueven los electrones más lejos, lo que genera una mayor probabilidad de colisiones. Esta es la razón principal de la absorción de las ondas de radio de HF , particularmente a 10 MHz y menos, con una absorción progresivamente menor a frecuencias más altas. Este efecto alcanza su punto máximo alrededor del mediodía y se reduce por la noche debido a una disminución en el espesor de la capa D; solo una pequeña parte permanece debido a los rayos cósmicos . Un ejemplo común de la capa D en acción es la desaparición de estaciones de transmisión de banda AM distantes durante el día.
Durante los eventos de protones solares , la ionización puede alcanzar niveles inusualmente altos en la región D en latitudes altas y polares. Estos eventos muy raros se conocen como eventos de absorción de casquete polar (o PCA), porque la ionización aumentada mejora significativamente la absorción de señales de radio que pasan a través de la región. [21] De hecho, los niveles de absorción pueden aumentar en muchas decenas de dB durante eventos intensos, lo que es suficiente para absorber la mayoría (si no todas) las transmisiones de señales de radio HF transpolares. Estos eventos suelen durar menos de 24 a 48 horas.
La capa E es la capa intermedia, de 90 a 150 km (56 a 93 mi) por encima de la superficie de la Tierra. La ionización se debe a la ionización del oxígeno molecular (O2 ) por la radiación solar de rayos X suaves (1–10 nm) y ultravioleta (UV) . Normalmente, en incidencia oblicua, esta capa solo puede reflejar ondas de radio con frecuencias inferiores a unos 10 MHz y puede contribuir un poco a la absorción en frecuencias superiores. Sin embargo, durante eventos E esporádicos intensos, la capa E puede reflejar frecuencias de hasta 50 MHz y superiores. La estructura vertical de la capa E está determinada principalmente por los efectos competitivos de la ionización y la recombinación. Por la noche, la capa E se debilita porque la fuente primaria de ionización ya no está presente. Después del atardecer, un aumento en la altura máxima de la capa E aumenta el rango al que las ondas de radio pueden viajar por reflexión desde la capa.
Esta región también se conoce como capa Kennelly-Heaviside o simplemente capa Heaviside. Su existencia fue predicha en 1902 de forma independiente y casi simultánea por el ingeniero eléctrico estadounidense Arthur Edwin Kennelly (1861-1939) y el físico británico Oliver Heaviside (1850-1925). En 1924 su existencia fue detectada por Edward V. Appleton y Miles Barnett .
La capa E ( capa E esporádica) se caracteriza por nubes pequeñas y delgadas de intensa ionización, que pueden soportar la reflexión de ondas de radio, frecuentemente de hasta 50 MHz y raramente de hasta 450 MHz. Los eventos de E esporádica pueden durar desde unos pocos minutos hasta muchas horas. La propagación de E esporádica hace que la operación en VHF por parte de los radioaficionados sea muy emocionante cuando las rutas de propagación de larga distancia que generalmente son inalcanzables "se abren" a la comunicación bidireccional. Existen múltiples causas de E esporádica que aún están siendo investigadas por los investigadores. Esta propagación ocurre todos los días durante junio y julio en las latitudes medias del hemisferio norte, cuando a menudo se alcanzan altos niveles de señal. Las distancias de salto son generalmente de alrededor de 1.640 km (1.020 mi). Las distancias para la propagación de un salto pueden ser de entre 900 y 2.500 km (560 a 1.550 mi). La propagación de múltiples saltos a lo largo de 3.500 km (2.200 mi) también es común, a veces a distancias de 15.000 km (9.300 mi) o más.
La capa o región F , también conocida como capa Appleton-Barnett, se extiende desde unos 150 km (93 mi) hasta más de 500 km (310 mi) sobre la superficie de la Tierra. Es la capa con la mayor densidad de electrones, lo que implica que las señales que penetran en esta capa escaparán al espacio. La producción de electrones está dominada por la radiación ultravioleta extrema (UV, 10-100 nm) que ioniza el oxígeno atómico. La capa F consta de una capa (F 2 ) durante la noche, pero durante el día, a menudo se forma un pico secundario (etiquetado como F 1 ) en el perfil de densidad de electrones. Debido a que la capa F 2 permanece durante el día y la noche, es responsable de la mayor parte de la propagación de ondas ionosféricas de ondas de radio y comunicaciones de radio de alta frecuencia (HF u onda corta ) a larga distancia .
Por encima de la capa F, la cantidad de iones de oxígeno disminuye y predominan los iones más ligeros, como el hidrógeno y el helio. Esta región por encima del pico de la capa F y por debajo de la plasmasfera se denomina ionosfera superior.
Entre 1972 y 1975 la NASA lanzó los satélites AEROS y AEROS B para estudiar la región F. [22]
Un modelo ionosférico es una descripción matemática de la ionosfera en función de la ubicación, la altitud, el día del año, la fase del ciclo de manchas solares y la actividad geomagnética. Geofísicamente, el estado del plasma ionosférico puede describirse mediante cuatro parámetros: densidad electrónica, temperatura de los electrones y los iones y, dado que hay varias especies de iones presentes, composición iónica . La propagación de radio depende únicamente de la densidad electrónica.
Los modelos se expresan generalmente como programas de computadora. El modelo puede basarse en la física básica de las interacciones de los iones y electrones con la atmósfera neutra y la luz solar, o puede ser una descripción estadística basada en un gran número de observaciones o una combinación de física y observaciones. Uno de los modelos más utilizados es la Ionosfera de Referencia Internacional (IRI), [23] que se basa en datos y especifica los cuatro parámetros que acabamos de mencionar. La IRI es un proyecto internacional patrocinado por el Comité de Investigación Espacial (COSPAR) y la Unión Internacional de Radiociencia (URSI). [24] Las principales fuentes de datos son la red mundial de ionosondas , los potentes radares de dispersión incoherente (Jicamarca, Arecibo , Millstone Hill, Malvern, St Santin), las sondas de superficie ISIS y Alouette , e instrumentos in situ en varios satélites y cohetes. La IRI se actualiza anualmente. El IRI es más preciso para describir la variación de la densidad electrónica desde el fondo de la ionosfera hasta la altitud de máxima densidad que para describir el contenido total de electrones (TEC). Desde 1999, este modelo es el "estándar internacional" para la ionosfera terrestre (estándar TS16457).
Los ionogramas permiten deducir, mediante cálculo, la forma real de las diferentes capas. La estructura no homogénea del plasma electrón / ión produce ecos irregulares que se observan predominantemente de noche y en latitudes más altas, y en condiciones de perturbación.
En latitudes medias, la producción de iones de F 2 durante el día es mayor en verano, como se esperaba, ya que el Sol brilla más directamente sobre la Tierra. Sin embargo, hay cambios estacionales en la relación molecular-atómica de la atmósfera neutra que hacen que la tasa de pérdida de iones en verano sea aún mayor. El resultado es que el aumento de la pérdida en verano supera al aumento de la producción en verano, y la ionización total de F 2 es en realidad menor en los meses de verano locales. Este efecto se conoce como anomalía invernal. La anomalía siempre está presente en el hemisferio norte, pero suele estar ausente en el hemisferio sur durante los períodos de baja actividad solar.
Dentro de aproximadamente ± 20 grados del ecuador magnético , se encuentra la anomalía ecuatorial . [25] [26] Es la aparición de un valle en la ionización en la capa F 2 en el ecuador y crestas a unos 17 grados de latitud magnética. [25] Las líneas del campo magnético de la Tierra son horizontales en el ecuador magnético. El calentamiento solar y las oscilaciones de las mareas en la ionosfera inferior mueven el plasma hacia arriba y a través de las líneas del campo magnético. Esto establece una capa de corriente eléctrica en la región E que, con el campo magnético horizontal , fuerza la ionización hacia arriba en la capa F, concentrándose a ± 20 grados del ecuador magnético. Este fenómeno se conoce como la fuente ecuatorial .
El viento solar de todo el mundo da lugar al llamado sistema de corriente Sq (solar quiet) en la región E de la ionosfera de la Tierra ( región de la dinamo ionosférica ) (100-130 km (60-80 mi) de altitud). El resultado de esta corriente es un campo electrostático dirigido de oeste a este (amanecer-anochecer) en el lado diurno ecuatorial de la ionosfera. En el ecuador de inclinación magnética, donde el campo geomagnético es horizontal, este campo eléctrico da lugar a un flujo de corriente mejorado hacia el este dentro de ± 3 grados del ecuador magnético, conocido como el electrochorro ecuatorial .
Cuando el Sol está activo, pueden producirse fuertes erupciones solares que alcanzan el lado iluminado de la Tierra con rayos X duros. Los rayos X penetran en la región D, liberando electrones que aumentan rápidamente la absorción, causando un apagón de radio de alta frecuencia (3-30 MHz) que puede persistir durante muchas horas después de fuertes erupciones. Durante este tiempo, las señales de frecuencia muy baja (3-30 kHz) se reflejarán en la capa D en lugar de la capa E, donde la mayor densidad atmosférica generalmente aumentará la absorción de la onda y, por lo tanto, la atenuará. Tan pronto como terminan los rayos X, la perturbación ionosférica repentina (SID) o apagón de radio disminuye de manera constante a medida que los electrones en la región D se recombinan rápidamente y la propagación regresa gradualmente a las condiciones previas a la erupción en cuestión de minutos a horas, dependiendo de la intensidad y frecuencia de la erupción solar.
Las erupciones solares se asocian a la liberación de protones de alta energía. Estas partículas pueden impactar la Tierra entre 15 minutos y 2 horas después de la erupción solar. Los protones giran en espiral alrededor y a lo largo de las líneas del campo magnético de la Tierra y penetran en la atmósfera cerca de los polos magnéticos, lo que aumenta la ionización de las capas D y E. Las eyecciones de masa coronal suelen durar entre una hora y varios días, con un promedio de entre 24 y 36 horas. Las eyecciones de masa coronal también pueden liberar protones energéticos que mejoran la absorción de la región D en las regiones polares.
Las tormentas geomagnéticas y las tormentas ionosféricas son perturbaciones temporales e intensas de la magnetosfera y la ionosfera de la Tierra .
Durante una tormenta geomagnética, la capa de F₂ se vuelve inestable, se fragmenta e incluso puede desaparecer por completo. En las regiones polares norte y sur de la Tierra se podrán observar auroras en el cielo nocturno.
Los rayos pueden causar perturbaciones ionosféricas en la región D de dos maneras. La primera es a través de ondas de radio de muy baja frecuencia (VLF) lanzadas a la magnetosfera . Estas ondas, llamadas ondas de modo "silbador", pueden interactuar con partículas del cinturón de radiación y hacer que se precipiten en la ionosfera, lo que añade ionización a la región D. Estas perturbaciones se denominan " precipitación de electrones inducida por rayos " (LEP).
También puede producirse una ionización adicional a partir del calentamiento o ionización directa como resultado de grandes movimientos de carga en los rayos. Estos eventos se denominan tempranos o rápidos.
En 1925, C. T. R. Wilson propuso un mecanismo por el cual la descarga eléctrica de las tormentas eléctricas podía propagarse hacia arriba desde las nubes hasta la ionosfera. Casi al mismo tiempo, Robert Watson-Watt, que trabajaba en la Estación de Investigación de Radio en Slough, Reino Unido, sugirió que la capa E esporádica ionosférica (E s ) parecía verse reforzada como resultado de los rayos, pero que era necesario realizar más investigaciones al respecto. En 2005, C. Davis y C. Johnson, que trabajaban en el Laboratorio Rutherford Appleton en Oxfordshire, Reino Unido, demostraron que la capa E s sí se veía reforzada como resultado de la actividad de los rayos. Sus investigaciones posteriores se han centrado en el mecanismo por el cual puede ocurrir este proceso.
Debido a la capacidad de los gases atmosféricos ionizados para refractar las ondas de radio de alta frecuencia (HF, u onda corta ), la ionosfera puede reflejar las ondas de radio dirigidas al cielo de vuelta a la Tierra. Las ondas de radio dirigidas en ángulo hacia el cielo pueden regresar a la Tierra más allá del horizonte. Esta técnica, llamada propagación por "salto" o " onda ionosférica ", se ha utilizado desde la década de 1920 para comunicarse a distancias internacionales o intercontinentales. Las ondas de radio que regresan pueden reflejarse en la superficie de la Tierra nuevamente hacia el cielo, lo que permite lograr mayores alcances con múltiples saltos . Este método de comunicación es variable y poco confiable, ya que la recepción en una ruta determinada depende de la hora del día o de la noche, las estaciones, el clima y el ciclo de manchas solares de 11 años . Durante la primera mitad del siglo XX se utilizó ampliamente para el servicio telefónico y telegráfico transoceánico y la comunicación comercial y diplomática. Debido a su relativa falta de fiabilidad, la comunicación por radio de onda corta ha sido prácticamente abandonada por la industria de las telecomunicaciones, aunque sigue siendo importante para las comunicaciones en latitudes altas, donde no es posible la comunicación por radio por satélite. La radiodifusión por onda corta es útil para cruzar fronteras internacionales y cubrir grandes áreas a bajo coste. Los servicios automatizados siguen utilizando frecuencias de radio de onda corta , al igual que los radioaficionados aficionados para contactos recreativos privados y para ayudar con las comunicaciones de emergencia durante desastres naturales. Las fuerzas armadas utilizan la onda corta para ser independientes de la infraestructura vulnerable, incluidos los satélites, y la baja latencia de las comunicaciones por onda corta las hace atractivas para los operadores de bolsa, donde los milisegundos cuentan. [27]
Cuando una onda de radio llega a la ionosfera, el campo eléctrico de la onda obliga a los electrones de la ionosfera a oscilar a la misma frecuencia que la onda de radio. Parte de la energía de radiofrecuencia se transfiere a esta oscilación resonante. Los electrones oscilantes se perderán en la recombinación o volverán a irradiar la energía de la onda original. La refracción total puede ocurrir cuando la frecuencia de colisión de la ionosfera es menor que la frecuencia de radio y si la densidad de electrones en la ionosfera es lo suficientemente grande.
Se puede obtener una comprensión cualitativa de cómo se propaga una onda electromagnética a través de la ionosfera recordando la óptica geométrica . Dado que la ionosfera es un plasma, se puede demostrar que el índice de refracción es menor que la unidad. Por lo tanto, el "rayo" electromagnético se desvía de la normal en lugar de acercarse a ella, como se indicaría cuando el índice de refracción es mayor que la unidad. También se puede demostrar que el índice de refracción de un plasma, y por lo tanto de la ionosfera, depende de la frecuencia (véase Dispersión (óptica)) . [28]
La frecuencia crítica es la frecuencia límite a la que una onda de radio se refleja en una capa ionosférica con incidencia vertical o por debajo de ella . Si la frecuencia transmitida es mayor que la frecuencia del plasma de la ionosfera, los electrones no pueden responder con la suficiente rapidez y no pueden volver a irradiar la señal. Se calcula como se muestra a continuación:
donde N = densidad electrónica por m3 y f crítica está en Hz.
La frecuencia máxima utilizable (MUF) se define como el límite de frecuencia superior que se puede utilizar para la transmisión entre dos puntos en un momento específico.
donde = ángulo de llegada , el ángulo de la ola con respecto al horizonte , y sen es la función seno .
La frecuencia de corte es la frecuencia por debajo de la cual una onda de radio no logra penetrar una capa de la ionosfera en el ángulo de incidencia requerido para la transmisión entre dos puntos específicos por refracción desde la capa.
Existen varios modelos que se utilizan para comprender los efectos de la ionosfera en los sistemas de navegación por satélite globales. El modelo de Klobuchar se utiliza actualmente para compensar los efectos ionosféricos en el GPS . Este modelo fue desarrollado en el Laboratorio de Investigación Geofísica de la Fuerza Aérea de los EE. UU. alrededor de 1974 por John (Jack) Klobuchar . [29] El sistema de navegación Galileo utiliza el modelo NeQuick . [30] GALILEO transmite 3 coeficientes para calcular el nivel de ionización efectivo, que luego es utilizado por el modelo NeQuick para calcular un retraso de alcance a lo largo de la línea de visión. [31]
Se está investigando el sistema de anclaje electrodinámico de sistema abierto , que utiliza la ionosfera. El anclaje espacial utiliza contactores de plasma y la ionosfera como partes de un circuito para extraer energía del campo magnético de la Tierra mediante inducción electromagnética .
Los científicos exploran la estructura de la ionosfera mediante una amplia variedad de métodos, entre los que se incluyen:
Una variedad de experimentos, como el HAARP ( Programa de Investigación de Auroras Activas de Alta Frecuencia ), implican transmisores de radio de alta potencia para modificar las propiedades de la ionosfera. Estas investigaciones se centran en el estudio de las propiedades y el comportamiento del plasma ionosférico, con especial énfasis en poder comprenderlo y utilizarlo para mejorar los sistemas de comunicaciones y vigilancia tanto para fines civiles como militares. HAARP se inició en 1993 como un experimento propuesto de veinte años de duración, y actualmente está activo cerca de Gakona, Alaska.
El proyecto de radar SuperDARN investiga las latitudes altas y medias utilizando la retrodispersión coherente de ondas de radio en el rango de 8 a 20 MHz. La retrodispersión coherente es similar a la dispersión de Bragg en los cristales e implica la interferencia constructiva de la dispersión de las irregularidades de la densidad ionosférica. El proyecto involucra a más de 11 países y múltiples radares en ambos hemisferios.
Los científicos también están examinando la ionosfera a partir de los cambios en las ondas de radio que pasan a través de ella, provenientes de satélites y estrellas. El Telescopio de Arecibo, ubicado en Puerto Rico , fue originalmente diseñado para estudiar la ionosfera de la Tierra.
Los ionogramas muestran las alturas virtuales y las frecuencias críticas de las capas ionosféricas y se miden con una ionosonda . Una ionosonda barre un rango de frecuencias, generalmente de 0,1 a 30 MHz, transmitiendo con incidencia vertical a la ionosfera. A medida que aumenta la frecuencia, cada onda se refracta menos por la ionización en la capa, y así cada una penetra más antes de ser reflejada. Finalmente, se alcanza una frecuencia que permite que la onda penetre en la capa sin ser reflejada. Para las ondas de modo ordinario, esto ocurre cuando la frecuencia transmitida apenas excede la frecuencia pico del plasma, o crítica, de la capa. Los trazados de los pulsos de radio de alta frecuencia reflejados se conocen como ionogramas. Las reglas de reducción se dan en: "URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction", editado por William Roy Piggott y Karl Rawer , Elsevier Amsterdam, 1961 (hay traducciones disponibles al chino, francés, japonés y ruso).
Los radares de dispersión incoherente operan por encima de las frecuencias críticas. Por lo tanto, la técnica permite sondear la ionosfera, a diferencia de las ionosondas, también por encima de los picos de densidad electrónica. Las fluctuaciones térmicas de la densidad electrónica que dispersan las señales transmitidas carecen de coherencia , lo que dio a la técnica su nombre. Su espectro de potencia contiene información no solo sobre la densidad, sino también sobre las temperaturas de iones y electrones, las masas de iones y las velocidades de deriva. Los radares de dispersión incoherente también pueden medir movimientos atmosféricos neutros, como las mareas atmosféricas , después de hacer suposiciones sobre la frecuencia de colisión iononeutral a través de la región de la dinamo ionosférica . [32]
La ocultación por radio es una técnica de teledetección en la que una señal GNSS roza tangencialmente la Tierra, pasando a través de la atmósfera, y es recibida por un satélite de órbita terrestre baja (LEO). A medida que la señal pasa a través de la atmósfera, se refracta, se curva y se retrasa. Un satélite LEO toma muestras del contenido total de electrones y del ángulo de curvatura de muchas de esas trayectorias de señal mientras observa al satélite GNSS salir o ponerse detrás de la Tierra. Utilizando una transformada de Abel inversa , se puede reconstruir un perfil radial de refractividad en ese punto tangente en la Tierra.
Las principales misiones de ocultación de radio GNSS incluyen GRACE , CHAMP y COSMIC .
En modelos empíricos de la ionosfera como Nequick, los siguientes índices se utilizan como indicadores indirectos del estado de la ionosfera.
F10.7 y R12 son dos índices que se utilizan habitualmente en la modelización ionosférica. Ambos son valiosos por sus extensos registros históricos que abarcan múltiples ciclos solares. F10.7 es una medición de la intensidad de las emisiones de radio solares a una frecuencia de 2800 MHz realizada con un radiotelescopio terrestre . R12 es un promedio de 12 meses de la cantidad diaria de manchas solares. Se ha demostrado que ambos índices están correlacionados entre sí.
Sin embargo, ambos índices son sólo indicadores indirectos de las emisiones de rayos X y ultravioleta del Sol, que son las principales responsables de la ionización en la atmósfera superior de la Tierra. Ahora contamos con datos de la sonda espacial GOES que miden el flujo de fondo de rayos X del Sol, un parámetro más estrechamente relacionado con los niveles de ionización en la ionosfera.
Los objetos del Sistema Solar que tienen atmósferas apreciables (es decir, todos los planetas principales y muchos de los satélites naturales más grandes ) generalmente producen ionosferas. [33] Los planetas que se sabe que tienen ionosferas incluyen Venus , Marte , [34] Júpiter , Saturno , Urano , Neptuno y Plutón .
La atmósfera de Titán incluye una ionosfera que se extiende desde aproximadamente 880 a 1.300 km (550 a 810 mi) de altitud y contiene compuestos de carbono. [35] También se han observado ionosferas en Ío , Europa , Ganímedes y Tritón .
{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )Véase pág. 229.
