Estudio de la Perturbación repentina de la ionosfera

Este Proyecto vinculado a la Radioastronomía y creado desde el IECYTA (Instituto de Estudios Científicos y Tecnológicos Andinos)  es parte del Campus Tecnológico Educativo en Uspallata en la Ruta Nacional 149, Km. 9,6

El estudio del Sol estará accesible a los estudiantes de los diferentes niveles educativos (Primaria, Secundaria y Universitarios) de Cuyo especialmente a los estudiantes de la Villa montañesa de Uspallata y de Mendoza.

La Fundación Da Vinci en colaboración con el Stanford Center Solar (Universidad de Stanford) y por intermedio del Coordinador del Proyecto en Mendoza el Dr. Ing. David Westman por la Fundación Da Vinci en los EE.UU, instalará en Uspallata un Centro de Estudios de la Perturbación Repentina Solar (SuperSID).

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Son una serie de dispositivos que captarán las ondas emanadas del Sol en sus diferentes frecuencias y una ves digitalizadas se analizarán en un software que pasaremos a explicar a continuación.

La Stanford Solar Center ha desarrollado un borrador de la actividad introductoria para presentar a los estudiantes y a los monitores que llevarán estas tareas educativas en Mendoza.  Esta actividad se está probando actualmente en las aulas. Se realiza mejor con datos de su propio monitor, es decir se estudiarán los datos en tiempo real en el lugar de recepción, en Uspallata.

La Antena será construida por los alumnos seleccionados en Uspallata e instalarán los equipos con un Monitor que los orientarán en este proceso, indicando los conceptos de; Frecuencia, Onda, y otros necesarios vinculados a la Física, la Matemática y la Astronomía.

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Por medio de la Computadora y su software especial se obtendrán los gráficos necesarios que serán interpretados por los alumnos que observarán la señal de Perturbación producida por el Sol.

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En los casos especiales de Eclipses, será de interés para los estudiantes, visualizar el comportamiento físico de las ondas emanadas por el Sol en ese momento.

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Materiales de aula

El Centro Espacial y de Ciencias Chabot se está asociando con el Centro Solar de Stanford para desarrollar materiales para el aula, actividades de laboratorio y capacitación de maestros para el Proyecto del Monitor del Clima Espacial. El enfoque de los materiales es el clima solar y espacial. Un borrador de estos materiales ya está disponible:

Pronóstico del tiempo espacial – Guía del maestro (pdf)

Un plan de estudios solar desarrollado y probado en la escuela secundaria San Leandro, San Leandro, California, se ha utilizado y probado con éxito con varias clases de ciencias generales de la escuela secundaria. Una breve descripción está disponible en:

Acerca del Programa Monitor Espacial del Tiempo

El programa Monitor del Tiempo Espacial es un proyecto educacional diseñado para construir y distribuir monitores de la ionosféra de bajo costo a estudiantes a través del mundo. Los monitores detectan destellos solares así como otros disturbios ionosféricos. Existen dos versiones del monitor – uno sencillo y de bajo costo llamado SID, y uno de calidad de investigación, llamado AWESOME.

La ionósfera de la Tierra reacciona fuertemente a las intensas radiaciones de los rayos X y ultravioleta que emanan del Sol durante un evento solar. Usando un receptor para monitorear la fuerza de la señal de transmisores VLF distantes, y anotando los cambios inusuales de las ondas al rebotar de la ionósfera, los estudiantes alrededor del mundo pueden monitorear y rastrear directamente estos Disturbios Ionosféricos Repentinos (Sudden Ionospheric Disturbances o SID en inglés).

El Centro Solar de Stanford, junto con el grupo de Muy Baja Frecuencia del Departamento de Ingeniería Eléctrica y educadores locales, han desarrollado monitores económicos SID, los cuales pueden ser instalados por estudiantes para su uso en sus escuelas secundarias. Los estudiantes se integran al proyecto construyendo sus propias antenas, una simple estructura costando menos de $10 dólares y destinando unas pocas horas para su ensamble. Una PC local maneja la recopilación y el análisis de datos, la cual no necesita ser ni rápida ni elaborada. Stanford provee un repositorio de datos centralizado y un sitio blog donde los estudiantes intercambian y discuten los datos.


Tierra desde la baja ionosfera

Foto cortesia de Jorgen Hedin

Acceso a Datos

Debido a que los transmisores VLF están diseminados a través del mundo, los monitores pueden ser colocados virtualmente en cualquier lugar donde haya corriente eléctrica.

Quisiéramos hacer arreglos para que los Mentores sirvan como contacto y apoyo para los maestros y alumnos en varias regiones en vías de desarrollo del mundo los cuales están actualmente usan nuestros monitores.Nuestros monitores SID estuvieron inspirados en el Programa AAVSO SID y los monitores AWESOME derivados del Programa HAIL.
Para mayor información acerca de proyectos relacionados y sitios de Web, visite nuestras páginas de referencia .

IHY logo
El Comité de Organización Año Internacional Heliofísico (IHY, en inglés), 2007, ha designado a nuestros Monitores del Tiempo Espaciales como proyectos apoyados del IHY.Mendoza, Uspallata es un de estos sitios.
UN logo

Fuente: IECyTA, Fundación Da Vinci


Visualizando la ionosfera a 150 km

Comparación del tiempo de silencio y el tiempo de tormenta para cada hemisferio

La actividad que ve en las simulaciones a continuación se debe a una tormenta geomagnética causada por una eyección de masa coronal (CME) del Sol que comprime la magnetosfera de la Tierra. Tenga en cuenta que durante la tormenta el efecto significativo está en el lado nocturno. Las CME entregan corrientes de partículas de alta energía desde el Sol a la Tierra. Los monitores del clima espacial (SID) no miden estos. Por el contrario, rastrean el efecto de las erupciones solares, es decir, la radiación de alta energía , golpeando la ionosfera de la Tierra. Por lo tanto, el único efecto en estas visualizaciones que se relaciona directamente con los monitores SID es el ciclo día-noche y la diferencia entre verano e invierno (es decir, la diferencia entre hemisferios).

Si mira la página web de predicción de absorción de la región D , encontrará la predicción de la frecuencia más alta cortada por un evento de brote. Esto está relacionado con el aumento de la densidad plasmática debido al brote. Ahora es relativamente tranquilo, pero al final de la página se muestran ejemplos de algunas llamaradas dramáticas pasadas. Este es un producto de Space Environment Center impulsado por datos S-Ray de GOES y actualmente disponible en línea. Las aerolíneas y los controladores de tránsito aéreo, entre otros, utilizan esta información para identificar períodos de apagón de radio y ajustar sus comunicaciones y planes de vuelo en consecuencia.

Breve descripción: Estos resultados de simulación muestran la densidad de electrones en la ionosfera a 150 km. Las dos películas principales muestran resultados de simulaciones que utilizan un modelo de la magnetosfera y los niveles de radiación solar EUV típicos del máximo solar durante el verano del hemisferio norte. Las películas de fondo se generaron con las mismas condiciones pero con una tormenta geomagnética simulada. Se pueden observar características como el aumento de la ionización en el lado del día, el óvalo auroral y la expansión del óvalo.

Escala de tiempo y duración: cada película representa un día completo. La tierra está representada a escala y todas las vistas son desde el lado del amanecer con la luz solar que entra desde la derecha. El hemisferio norte se ve desde un punto a 40 grados de latitud, mientras que el hemisferio sur se ve desde un punto a 45 grados de latitud.

Autor principal: Alan Burns y Stan Solomon, Centro NSF para modelado integrado del clima espacial

Citar así: AG y Solomon, SC. El paquete fue desarrollado por Ben Foster y aplicado por Zach Mullen.

Modelo y archivos de entrada: estos resultados de simulación se generaron utilizando el modelo TIEGCM impulsado por una magnetosfera emperical. El flujo de radiofrecuencia F10.7 se utiliza como proxy de los niveles de radiación EUV que controlan el modelo ionosférico. El modelo de magnetosfera toma el potencial del casquete polar como entrada. Los valores típicos para estos parámetros se utilizan para el mínimo solar (no se muestra), el máximo solar y el tiempo de tormenta.

Representación de datos: Los cuatro enlaces a los avi presentados a continuación muestran la densidad de electrones en la ionosfera a aproximadamente 150 km. El mapa de colores es el registro de la densidad de electrones en partículas por cm ^ 3. Todas las imágenes se ven desde el amanecer: a 40 grados norte en el hemisferio norte y a 45 grados sur en el hemisferio sur. Esto se hizo para ver mejor el óvalo auroral en el sur. El lado de sunlite se puede identificar por su alta ionización (amarillo). Los videos consisten en 24 cuadros ejecutados a 5 fps que muestran 24 horas de tiempo (UT 0: 00-23: 00, una rotación de la tierra). Las imágenes superiores son un solo día durante el verano del hemisferio norte y el máximo solar. Las imágenes inferiores son las mismas, solo una tormenta geomagnética comienza antes de las 1000 UT y termina antes de las 2100 UT.

40 grados norte Quie bajar animación

 

45 grados sur Quie
40 grados norte Stor 45 grados sur Stor

Bajar animación AVI

 

¿Qué evento o situación se estaba simulando ?: Este es un caso idealizado. El efecto del máximo solar en relación con el mínimo solar es aumentar la radiación EUV que impulsa la termosfera y la ionosfera. El flujo de radiofrecuencia F10.7 se utiliza como proxy del flujo EUV y representa una entrada al modelo de termosfera-ionosfera. El potencial de la capa polar se utiliza como un controlador para el modelo de magnetosfera emperical. Se utilizan valores apropiados para conducir el sistema al máximo solar, y luego a una tormenta cuando una eyección de masa coronal interplanetaria golpea la magnetosfera.

¿Por qué se realizó esta ejecución ?: Las ejecuciones fueron parte de un estudio para comparar la diferencia entre los casos “ideal” solar mínimo y máximo solar, y luego comparar el caso máximo solar con el caso del tiempo de tormenta.

Características notables: el aumento en la ionización durante el día en más de 2 órdenes de magnitud es claramente visible, así como el óvalo auroral. El desplazamiento de los polos magnéticos de los polos rotacionales también es claramente visible, así como el reflejo entre los polos norte y sur. Finalmente, durante la tormenta, la aparición repentina de la expansión del óvalo auroral y la disminución dramática al final de la tormenta se deben al corto tiempo de recombinación de iones y electrones en las altitudes que estamos viendo. A mayores altitudes, la densidad es tan baja que la recombinación lleva mucho más tiempo. Por lo tanto, a mayores altitudes, los efectos de la tormenta pueden durar horas o incluso un día después de que la tormenta haya terminado.

Fuente: http://solar-center.stanford.edu