La ionosfera ( / aɪ ˈ ɒ n ə ˌ s f ɪər / ) [1] [2] es la parte ionizada de la atmósfera superior de la Tierra , desde aproximadamente 48 km (30 mi) a 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 está 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 la radio a lugares distantes de la Tierra . [4] También afecta a las señales de GPS que viajan a través de esta capa.
Ya en 1839, el matemático y físico alemán Carl Friedrich Gauss postuló que una región de la atmósfera eléctricamente conductora 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 recepción soportada por una cometa de 152,4 m (500 pies). La estación transmisora en Poldhu , Cornwall, utilizó un transmisor de chispas para producir una señal con una frecuencia de aproximadamente 500 kHz y una potencia 100 veces mayor que cualquier señal de radio producida anteriormente. El mensaje recibido constaba de tres dígitos, el código Morse de la letra S. Para llegar a Terranova, la señal tendría que rebotar dos veces en la ionosfera. Sin embargo, el Dr. Jack Belrose ha cuestionado esto basándose en trabajos teóricos y experimentales. [6] Sin embargo, Marconi logró comunicaciones inalámbricas transatlánticas en Glace Bay, Nueva Escocia , un año después. [7]
En 1902, Oliver Heaviside propuso la existencia de la capa Kennelly-Heaviside de la ionosfera que lleva su nombre. [8] La propuesta de Heaviside incluía medios mediante 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. [9]
En 1912, el Congreso de 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 llevó al descubrimiento de la propagación de radio HF a través de la ionosfera en 1923. [10]
En 1925, las observaciones durante un eclipse solar en Nueva York realizadas 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. [11]
En 1926, el físico escocés Robert Watson-Watt introdujo el término ionosfera en una carta publicada recién en 1969 en Nature : [12]
En años bastante recientes hemos visto la adopción universal del término 'estratosfera'... y... el término acompañante 'troposfera'... El término 'ionosfera', para la región en la que la característica principal es la ionización a gran escala con considerable significa caminos libres, parece apropiado como complemento a esta serie.
A principios de la década de 1930, las transmisiones de prueba de Radio Luxemburgo proporcionaron inadvertidamente pruebas de la primera modificación radioeléctrica de la ionosfera; HAARP realizó una serie de experimentos en 2017 utilizando el efecto Luxemburgo del mismo nombre . [13]
Edward V. Appleton recibió el Premio Nobel en 1947 por haber confirmado en 1927 la existencia de la ionosfera. Lloyd Berkner midió por primera vez la altura y la densidad de la ionosfera. Esto permitió la primera teoría completa de la propagación de radio de onda corta. Maurice V. Wilkes y JA Ratcliffe investigaron el tema de la propagación radioeléctrica de ondas de radio muy largas en la ionosfera. Vitaly Ginzburg ha desarrollado una teoría de la propagación de ondas electromagnéticas en plasmas como la ionosfera.
En 1962 se lanzó el satélite canadiense Alouette 1 para estudiar la ionosfera. A su éxito le siguieron el Alouette 2 en 1965 y los dos satélites ISIS en 1969 y 1971, además de 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 geosincrónico operativo Syncom 2. [14] 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 la órbita geoestacionaria hasta un receptor terrestre. (La rotación del plano de polarización mide directamente el TEC a lo largo del camino). La geofísica australiana Elizabeth Essex-Cohen desde 1969 en adelante estuvo utilizando esta técnica para monitorear la atmósfera sobre Australia y la Antártida. [15]
La ionosfera es una capa de electrones y átomos y moléculas cargados eléctricamente que rodea la Tierra, [16] y se extiende desde una altura de aproximadamente 50 km (30 millas) hasta más de 1000 km (600 millas). Existe principalmente debido a la radiación ultravioleta del Sol .
La parte más baja de la atmósfera terrestre , la troposfera, se extiende desde la superficie hasta unos 10 km (6 millas). Por encima está la estratosfera , seguida de la mesosfera. En la estratosfera, la radiación solar entrante crea la capa de ozono . A alturas superiores a 80 km (50 millas), en la termosfera , la atmósfera es tan delgada que los electrones libres pueden existir durante cortos períodos de tiempo antes de ser capturados por un ion positivo cercano . El número de estos electrones libres es suficiente para afectar la propagación de radio . Esta porción 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 tras la absorción. En este proceso el electrón ligero adquiere una alta velocidad de modo que la temperatura del gas electrónico creado es mucho mayor (del orden de miles de 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 durante la recombinación. A medida que aumenta la densidad del gas en altitudes más bajas, prevalece el proceso de recombinación, ya que las moléculas del gas y los iones están más juntos. 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 rayos X, que varía fuertemente con la actividad solar . Cuanto más magnéticamente activo es el Sol, más regiones activas de manchas solares habrá en él en un momento dado. Las regiones activas de manchas solares son la fuente de un mayor calentamiento coronal y los consiguientes aumentos en la irradiancia EUV y de rayos X, particularmente durante 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. Así, el grado de ionización en la ionosfera sigue tanto un ciclo diurno (hora del día) como un ciclo solar de 11 años . También existe una dependencia estacional en el grado de ionización, ya que el hemisferio invernal local está alejado del Sol, por lo que se recibe menos radiación solar. La radiación recibida también varía según la ubicación geográfica (zonas polares, 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 [17] (la atmósfera neutra ). [18] [19]
Por la noche, la capa F es la única capa de ionización significativa presente, 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 capa más interna, de 48 km (30 millas) a 90 km (56 millas) sobre 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) de óxido nítrico ionizante (NO). Además, las erupciones solares pueden generar rayos X duros (longitud de onda < 1 nm ) que ionizan N 2 y O 2 . Las tasas de recombinación son altas en la capa D, por lo que hay muchas más moléculas de aire neutras que iones.
Las ondas de radio de frecuencia media (MF) y de alta frecuencia (HF) 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 neutras, renunciando a su energía. Las frecuencias más bajas experimentan una mayor absorción porque mueven los electrones más lejos, lo que genera mayores posibilidades de colisiones. Esta es la razón principal de la absorción de las ondas de radio HF , particularmente a 10 MHz e inferiores, con una absorción progresivamente menor en frecuencias más altas. Este efecto alcanza su punto máximo alrededor del mediodía y se reduce durante la noche debido a una disminución en el espesor de la capa D; sólo queda una pequeña parte debido a los rayos cósmicos . Un ejemplo común de la capa D en acción es la desaparición de estaciones distantes de la banda de transmisión AM 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 tan raros se conocen como eventos de absorción del casquete polar (o PCA), porque el aumento de la ionización mejora significativamente la absorción de las señales de radio que pasan a través de la región. [20] 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 media, de 90 km (56 millas) a 150 km (93 millas) sobre la superficie de la Tierra. La ionización se debe a la ionización del oxígeno molecular (O 2 ) por rayos X suaves (1 a 10 nm) y radiación solar ultravioleta lejana (UV) . Normalmente, en incidencia oblicua, esta capa sólo puede reflejar ondas de radio que tengan frecuencias inferiores a aproximadamente 10 MHz y puede contribuir un poco a la absorción en frecuencias superiores. Sin embargo, durante eventos E intensos y esporádicos , la capa E s 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 de la puesta del sol, un aumento en la altura del máximo de la capa E aumenta el rango al que las ondas de radio pueden viajar por reflexión de 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 s (capa E esporádica) se caracteriza por nubes pequeñas y delgadas de ionización intensa, que pueden soportar la reflexión de ondas de radio, frecuentemente hasta 50 MHz y raramente hasta 450 MHz. Los eventos esporádicos de E pueden durar desde unos pocos minutos hasta muchas horas. La propagación esporádica de E hace que el funcionamiento de VHF por parte de radioaficionados sea muy interesante cuando rutas de propagación de larga distancia que generalmente son inalcanzables se "abren" a la comunicación bidireccional. Existen múltiples causas de E esporádica que los investigadores aún están investigando. Esta propagación ocurre todos los días durante junio y julio en las latitudes medias del hemisferio norte, cuando a menudo se alcanzan niveles altos de señal. Las distancias de salto son generalmente de alrededor de 1.640 km (1.020 millas). Las distancias para la propagación de un salto pueden oscilar entre 900 km (560 mi) y 2500 km (1600 mi). La propagación de múltiples saltos a lo largo de 3500 km (2200 millas) también es común, a veces a distancias de 15 000 km (9300 millas) o más.
La capa o región F, también conocida como capa Appleton-Barnett, se extiende desde aproximadamente 150 km (93 millas) hasta más de 500 km (310 millas) sobre la superficie de la Tierra. Es la capa con mayor densidad electrónica, lo que implica que las señales que penetren 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 F 1 ) en el perfil de densidad electrónica. 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 de radio y de las comunicaciones de radio de alta frecuencia (HF u onda corta ) a larga distancia.
Por encima de la capa F, el número de iones de oxígeno disminuye y los iones más ligeros, como el hidrógeno y el helio, se vuelven dominantes. Esta región por encima del pico de la capa F y por debajo de la plasmasfera se llama ionosfera superior.
De 1972 a 1975 la NASA lanzó los satélites EROS y EROS B para estudiar la región F. [21]
Un modelo ionosférico es una descripción matemática de la ionosfera en función de la ubicación, altitud, día del año, fase del ciclo de las manchas solares y actividad geomagnética. Geofísicamente, el estado del plasma ionosférico puede describirse mediante cuatro parámetros: densidad de electrones, temperatura de electrones e iones y, dado que hay varias especies de iones presentes, composición iónica . La propagación de radio depende únicamente de la densidad de electrones.
Los modelos suelen expresarse como programas de ordenador. 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), [22] que se basa en datos y especifica los cuatro parámetros que acabamos de mencionar. El IRI es un proyecto internacional patrocinado por el Comité de Investigación Espacial (COSPAR) y la Unión Internacional de Radiociencia (URSI). [23] 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 , y los instrumentos in situ en varios satélites y cohetes. El IRI se actualiza anualmente. El IRI es más preciso al describir la variación de la densidad electrónica desde el fondo de la ionosfera hasta la altitud de densidad máxima que al describir el contenido total de electrones (TEC). Desde 1999 este modelo es "Estándar Internacional" para la ionosfera terrestre (estándar TS16457).
Los ionogramas permiten deducir, mediante cálculo, la verdadera forma de las diferentes capas. La estructura no homogénea del plasma electrón / ion produce trazas de eco rugosas, que se ven predominantemente de noche y en latitudes más altas, y durante condiciones de perturbación .
En latitudes medias, la producción diurna de iones de la capa F 2 es mayor en verano, como se esperaba, ya que el Sol brilla más directamente sobre la Tierra. Sin embargo, hay cambios estacionales en la proporción 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 durante el verano supera el aumento de la producción durante el verano, y la ionización total de F 2 es en realidad menor en los meses locales de verano. 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 . Se trata de la aparición de una depresión en la ionización en la capa F 2 en el ecuador y una cresta a unos 17 grados en la latitud magnética. 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 crea una lámina de corriente eléctrica en la región E que, con el campo magnético horizontal , fuerza la ionización hacia la capa F, concentrándose a ± 20 grados del ecuador magnético. Este fenómeno se conoce como fuente ecuatorial .
El viento mundial impulsado por el sol da como resultado el llamado sistema de corriente Sq (solar quiet) en la región E de la ionosfera de la Tierra ( región de dinamo ionosférica ) (100 a 130 km (60 a 80 millas) de altitud). Como resultado de esta corriente se genera 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 como resultado un flujo de corriente mejorado hacia el este dentro de ± 3 grados del ecuador magnético, conocido como electrochorro ecuatorial .
Cuando el Sol está activo, pueden producirse fuertes erupciones solares que golpean el lado iluminado de la Tierra con fuertes rayos X. Los rayos X penetran hasta la región D, liberando electrones que aumentan rápidamente la absorción, provocando un apagón de radio de alta frecuencia (3 a 30 MHz) que puede persistir durante muchas horas después de fuertes llamaradas. Durante este tiempo, las señales de muy baja frecuencia (3–30 kHz) serán reflejadas por la capa D en lugar de por la capa E, donde el aumento de la densidad atmosférica generalmente aumentará la absorción de la onda y, por lo tanto, la amortiguará. Tan pronto como terminan los rayos X, la perturbación ionosférica repentina (SID, por sus siglas en inglés) o el apagón de radio disminuye constantemente a medida que los electrones en la región D se recombinan rápidamente y la propagación regresa gradualmente a las condiciones previas a la llamarada durante minutos u horas, dependiendo de la radiación solar. intensidad y frecuencia de la llamarada.
Asociada con las erupciones solares hay una liberación de protones de alta energía. Estas partículas pueden golpear la Tierra entre 15 minutos y 2 horas después de la erupción solar. Los protones giran alrededor y descienden por las líneas del campo magnético de la Tierra y penetran en la atmósfera cerca de los polos magnéticos, aumentando la ionización de las capas D y E. Los PCA 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 VLF (muy baja frecuencia) lanzadas a la magnetosfera . Estas ondas denominadas en modo "silbador" pueden interactuar con las partículas del cinturón de radiación y hacer que se precipiten en la ionosfera, añadiendo ionización a la región D. Estas perturbaciones se denominan eventos de " precipitación de electrones inducida por rayos " (LEP).
También puede producirse una ionización adicional por calentamiento/ionización directa como resultado de grandes movimientos de carga en la caída de un rayo. Estos eventos se denominan tempranos/rápidos.
En 1925, CTR Wilson propuso un mecanismo mediante el cual la descarga eléctrica de las tormentas eléctricas podría propagarse 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 estar mejorada como resultado de los rayos, pero que se necesitaba más trabajo. En 2005, C. Davis y C. Johnson, trabajando en el Laboratorio Rutherford Appleton en Oxfordshire, Reino Unido, demostraron que la capa E s efectivamente se había intensificado como resultado de la actividad de los rayos. Su investigación posterior se ha centrado en el mecanismo por el cual puede ocurrir este proceso.
Debido a la capacidad de los gases atmosféricos ionizados para refractar ondas de radio de alta frecuencia (HF u onda corta ), la ionosfera puede reflejar ondas de radio dirigidas hacia el cielo y de regreso a la Tierra. Las ondas de radio dirigidas en ángulo hacia el cielo pueden regresar a la Tierra más allá del horizonte. Esta técnica, denominada propagación por "salto" o " onda celeste ", se utiliza desde los años 1920 para comunicarse a distancias internacionales o intercontinentales. Las ondas de radio que regresan pueden reflejarse nuevamente en la superficie de la Tierra hacia el cielo, lo que permite alcanzar mayores alcances con múltiples saltos . Este método de comunicación es variable y poco confiable, y la recepción a través de 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 servicios telefónicos y telégrafos transoceánicos, y para comunicaciones comerciales y diplomáticas. Debido a su relativa falta de fiabilidad, la industria de las telecomunicaciones ha abandonado en gran medida las comunicaciones por radio de onda corta, aunque sigue siendo importante para las comunicaciones en latitudes altas, donde las comunicaciones por radio por satélite no son posibles. La radiodifusión de onda corta es útil para cruzar fronteras internacionales y cubrir grandes zonas a bajo costo. Los servicios automatizados todavía utilizan 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 de onda corta las hacen atractivas para los operadores de bolsa, donde los milisegundos cuentan. [24]
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 cede a esta oscilación resonante. Los electrones oscilantes se perderán por recombinación o volverán a irradiar la energía de 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 lo normal en lugar de acercarse a lo normal, 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 tanto, de la ionosfera, depende de la frecuencia; consulte Dispersión (óptica) . [25]
La frecuencia crítica es la frecuencia límite en o por debajo de la cual una onda de radio es reflejada por una capa ionosférica en incidencia vertical . Si la frecuencia transmitida es mayor que la frecuencia del plasma de la ionosfera, entonces los electrones no pueden responder lo suficientemente rápido y no pueden volver a irradiar la señal. Se calcula como se muestra a continuación:
donde N = densidad de electrones por m 3 y f crítica está en Hz.
La frecuencia máxima utilizable (MUF) se define como el límite superior de frecuencia que se puede utilizar para la transmisión entre dos puntos en un momento específico.
donde = ángulo de llegada , el ángulo de la onda con respecto al horizonte , y sin 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 de la capa.
Hay varios modelos que se utilizan para comprender los efectos de la ionosfera en los sistemas globales de navegación por satélite. 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 EE. UU. alrededor de 1974 por John (Jack) Klobuchar. [26] El sistema de navegación Galileo utiliza el modelo NeQuick. [27]
Se está investigando el sistema abierto de atadura electrodinámica , que utiliza la ionosfera. La correa 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. Incluyen:
Una variedad de experimentos, como HAARP ( Programa de investigación de auroras activas de alta frecuencia ), involucran transmisores de radio de alta potencia para modificar las propiedades de la ionosfera. Estas investigaciones se centran en estudiar las propiedades y el comportamiento del plasma ionosférico, con especial énfasis en poder comprenderlo y utilizarlo para mejorar los sistemas de comunicaciones y vigilancia con fines tanto civiles como militares. HAARP se inició en 1993 como una propuesta de experimento de veinte años y actualmente está activo cerca de Gakona, Alaska.
El proyecto de radar SuperDARN investiga las latitudes altas y medias utilizando una 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 cristales e implica la interferencia constructiva de la dispersión debido a 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 la atraviesan procedentes de satélites y estrellas. El Telescopio de Arecibo ubicado en Puerto Rico , originalmente estaba destinado a estudiar la ionosfera de la Tierra.
Los ionogramas muestran las alturas virtuales y las frecuencias críticas de las capas ionosféricas y que se miden mediante una ionosonda . Una ionosonda barre una gama 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, por lo que cada onda penetra más antes de reflejarse. Finalmente, se alcanza una frecuencia que permite que la onda penetre la capa sin reflejarse. Para las ondas en modo ordinario, esto ocurre cuando la frecuencia transmitida excede ligeramente la frecuencia máxima del plasma, o frecuencia 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 funcionan por encima de las frecuencias críticas. Por 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 nombre a la técnica. Su espectro de potencia contiene información no sólo sobre la densidad, sino también sobre las temperaturas de los iones y electrones, las masas de los iones y las velocidades de deriva.
La ocultación de radio es una técnica de detección remota en la que una señal GNSS raspa tangencialmente la Tierra, atraviesa la atmósfera y es recibida por un satélite de órbita terrestre baja (LEO). A medida que la señal atraviesa 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 señales mientras observa cómo el satélite GNSS se eleva o se pone detrás de la Tierra. Utilizando una transformada de Abel inversa , se puede reconstruir un perfil radial de refractividad en ese punto tangente a la Tierra.
Las principales misiones de ocultación de radio GNSS incluyen GRACE , CHAMP y COSMIC .
En modelos empíricos de la ionosfera como el de Nequick, los siguientes índices se utilizan como indicadores indirectos del estado de la ionosfera.
F10.7 y R12 son dos índices comúnmente utilizados en la modelización ionosférica. Ambos son valiosos por sus largos registros históricos que cubren múltiples ciclos solares. F10.7 es una medición de la intensidad de las emisiones de radio solares a una frecuencia de 2800 MHz realizada utilizando un radiotelescopio terrestre . R12 es un promedio de 12 meses de números diarios de manchas solares. Se ha demostrado que los dos índices están correlacionados entre sí.
Sin embargo, ambos índices son sólo indicadores indirectos de las emisiones solares ultravioleta y de rayos X, que son los principales responsables de provocar la ionización en la atmósfera superior de la Tierra. Ahora tenemos datos de la nave espacial GOES que mide el flujo de rayos X de fondo 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. [28] Los planetas que se sabe que tienen ionosferas incluyen Venus , Marte , [29] Júpiter , Saturno , Urano , Neptuno y Plutón .
La atmósfera de Titán incluye una ionosfera que oscila entre aproximadamente 880 km (550 millas) y 1300 km (810 millas) de altitud y contiene compuestos de carbono. [30] También se han observado ionosferas en Ío , Europa , Ganímedes y Tritón .
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