PAGINAS DE CONSULTA DE LA NASA Y GRAFICAS

O TAMBIÉN LLAMADOS
Datos para el Mundo de la ionosfera foF2
La línea de negro en el mapa representa el ecuador geomagnético

Una de las características de la ionosfera es su capacidad para reflejar ondas de radio

El mapa
puede retrasarse el comportamiento de la ionosfera reales en alrededor
de una hora, especialmente en los periodos del amanecer local.


Al buscar información en la web se pueden ver muchas definiciones y yo me quedo con esta que mas se complementa y de porque me interese de hacer este seguimiento


Observaciones y pruebas en el laboratorio demuestran, que la presión que se produce en las rocas a varios kilómetros de profundidad
días antes del terremoto,las rocas provocan una corriente eléctrica que asciende
hasta la superficie y trastorna después el equilibrio eléctrico de la
ionosfera, días antes de que se produzca el sísmo.
“Las rocas contienen partes eléctricas que se activan cuando son presionadas”, . “Durante este proceso las rocas se convierten en semiconductores, las cargas eléctricas pueden salir fuera, y avanzan a unos 200 metros por segundo,
puede que más rápido, hasta la superficie. Y forman corrientes
eléctricas en la profundidad de la corteza terrestre que pueden alcanzar
cientos de miles, quizá millones, de amperios. Cuando esta corriente
fluye y aumenta en intensidad se convierte en una especie de gran
estación de radio que emite ondas electromagnéticas en frecuencias muy
bajas. Y estas ondas han sido medidas durante muchos años, aunque nadie
entendía de dónde venían hasta ahora”.[/b]
Una vez en la superficie estas corrientes ascendentes crean campos
electromagnéticos lo suficientemente fuertes como para ionizar el aire
En los casos de grandes terremotos, estas [b]protuberancias atmosféricas
han sido detectadas habitualmente en torno a cuatro o cinco días antes
del seísmo, aunque a veces han llegado a registrase hasta diez días
antes. Uno o dos días después de la sacudida, el fenómeno de la
ionización atmosférica desaparece completamente del mapa. La
electricidad que emana de estas rocas, sería también la causa de las luces que miles de testigos ven en el cielo durante un terremoto, y al que se han atribuido todo tipo de explicaciones esotéricas.

Se conocen tres sistemas eléctricos generados en la Tierra y en la atmósfera por procesos geofísicos naturales.
Uno de ellos está en la atmósfera y otro está dentro de la Tierra,
fluyendo paralelo a la superficie. El tercero, que traslada carga
eléctrica entre la atmósfera y la Tierra, fluye en vertical.
La electricidad atmosférica, excepto aquella que se asocia con cargas
dentro de una nube y ocasiona el relámpago, es el resultado de la
ionización de la atmósfera por la radiación solar y a partir del
movimiento de nubes de iones conducidas por mareas atmosféricas

Las mareas atmosféricas se producen por la atracción gravitatoria del
Sol y la Luna sobre la atmósfera de la Tierra y, al igual que las mareas
oceánicas, suben y bajan a diario. La ionización y, por consiguiente,
la conductividad eléctrica de la atmósfera cercana a la superficie de la
Tierra es baja, pero crece con rapidez al aumentar la altura. Entre los
40 y los 400 Km por encima de la Tierra, la ionosfera constituye una
capa esférica casi perfectamente conductora. La capa refleja las señales
de radio de ciertas longitudes de onda, ya se originen en la Tierra o
lleguen a la Tierra desde el espacio. La ionización de la atmósfera
varía mucho, no sólo con la altura sino también con la hora del día y la
latitud.

Alrededor del 87% de los rayos cósmicos son protones (núcleos de
hidrógeno), y aproximadamente el 12% son partículas alfa (núcleos de
helio).El Sol emite rayos cósmicos de baja energía en los períodos en que se producen grandes erupciones solares.

La ionización del aire simplemente se refiere a la pérdida o
ganancia de electrones de las moléculas que están en los gases
atmosféricos.
Los datos presentados en esta página se derivan de la interpretación automática de ionogramas de todo el mundo.



Aquí una información bien importante y parte del comentario publicado acá
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mil gracias luchito por tu colaboracion¡¡¡¡¡
si alguien mas quiere colaborar solo tiene que mandarme un privado
gracias a todos

La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de ésta es radiación ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos ultravioleta (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones.

La gráfica mostrada, ofrecida por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos, muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por el satélite GOES-15.

En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una erupción solar en función de la densidad de flujo de radiación ionizante medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una erupción solar pequeña, el nivel M a una erupción mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes.
La imagen mostrada más arriba en el panel, corresponde al espectro de los rayos X y está tomada porel mismo satélite GOES-15. Los satélites GOES-14 y GOES-15 incorporan una sofisticada cámara para monitorizar los rayos X del Sol, con el objetivo de servir de instrumento de alerta temprana para la detección de llamaradas solares, eyecciones de masa coronal (CME) y otros fenómenos que pueden perturbar el entorno geoespacial. La detección temprana es importante porque estas perturbaciones afectan no solamente a los vuelos de gran altura y a los astronautas, sino también a las comunicaciones militares y civiles vía satélite. En el caso de las eyecciones de masa coronal, también pueden verse afectadas las plantas de suministro eléctrico, provocando grandes apagones.
Finalmente, se ofrece un enlace al informe actualizado de IPS sobre las últimas llamaradas solares en la banda de rayos X (únicamente las de categoría superior a C8) y la zona de la Tierra en la que pueden causar un apagón de HF.
Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) en la banda de rayos X, medida por el satélite GOES-15. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una emisión de rayos X en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una emisión de pequeña magnitud, el nivel M a una emisión mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes. Los niveles más altos suelen registrarse en las épocas de alta actividad dentro del ciclo solar de 11 años. A mayor intensidad de la emisión, mayor atenuación por absorción en la banda de HF. En caso de erupción importante, chequee los Monitores de Espectro y los Niveles de absorción en HF, que podrán ser importantes en periodos comprendidos entre minutos y horas.
informe actualizado de las ultimas llamaradas solares registradas con categoria superior a c8
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informacion recogida de
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Las emisiones del Sol en la banda de radio de centimétricas se deben principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos existentes en las regiones activas del Sol. Existe, por tanto, una relación entre el nivel de actividad del Sol y estas emisiones, que se refleja en el Índice de Flujo Solar (Solar Flux Index), conocido por sus siglas SFI o F10.7. El SFI es una medida del flujo solar por unidad de frecuencia a una longitud de onda de 10,7 cm.

Las primera gráfica, recopilada por N0NBH a partir de datos de NOAA, muestra la evolución de los siguientes parámetros en el último mes:

Las gráficas muestran la evolución de los siguientes parámetros en el último mes: - Línea verde: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SDO EVE) - Línea azul: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SOHO CELIAS SEM). - Línea roja: SFI medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá). - Línea amarilla: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), fórmula Wolf. El valor del SFI se actualiza todos los días a las 21:00 UTC a través de la Estación WWV de NOAA. -----------------------------------------------------------------------------------------------------

El "Número de Manchas Solares de Boulder" se calcula por el NOAA/SWPC a partir de la fórmula propuesta por Rudolph Wolf en 1848: R=k(10g+s) donde "R" es el número de manchas solares, "g" es el número de grupos de manchas solares en el disco solar, "s" es el número total de manchas individuales en todos los grupos y "k" es un factor de escalado variables (normalmente <1) que considera las condiciones de observación y el tipo de telescopio (binoculares, telescopios espaciales, etc). Los científicos combinan datos de muchos observatorios (cada uno con su propio factor "k") para calcular el valor diario. El valor del SFI se actualiza todos los días a las 21:00 UTC a través de la Estación WWV de NOAA. La siguiente gráfica está elaborada por el Hermanus Magnetic Observatory de Sudáfrica y muestra la evolución de los siguientes parámetros en los últimos 30 días: Línea verde: índice de flujo solar (SFI) medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá). Línea rosa: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), calculado con la fórmula de Wolf. Línea azul: área de las manchas solares, tomando como unidad de medida la millonésima parte de la superficie del hemisferio solar visible. Línea naranja: número de llamaradas solares registradas pertenecientes a las clases C, M y X.

Otra forma de cuantificar la actividad del Sol en un instante determinado viene dada, por la contabilización del número de manchas solares (SSN, Sun Spot Number), que puede realizarse a través de diversos métodos. Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radía aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la ionosfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando el establecimiento de radioenlaces por reflexión ionosférica en las bandas más altas de la HF. Existe una fuerte correlación entre el SFI y el SSN.




Imagen del Sol tomada con la cámara doppler Michelson (MDI) de la sonda SOHO de la NASA, en la que se pueden apreciar las manchas y grupos de manchas solares actuales. En los mínimos de cada ciclo solar el número de manchas solares se reduce sustancialmente, pudiendo éstas incluso desaparecer. Cada ciclo solar puede identificarse por la polaridad magnética de las manchas solares: las manchas de un hemisferio solar determinado (Norte o Sur) tendrán la misma polaridad en el transcurso de un ciclo. mientras que las manchas del hemisferio opuesto tendrán polaridad inversa. Cuando concluye cada ciclo de 11 años, el Sol invierte su polaridad y las manchas a su vez invierten su orientación.

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Imagen del Sol en la banda de 284 Å, tomada con el telescopio de ultravioleta extremo EIT de la sonda SOHO de NASA/ESA, mostrando las regiones NOAA del Sol y los grupos de manchas solares observados desde el Observatorio de Catania (Italia).

El número de manchas solares se necesita como parámetro en muchos programas de cálculo de propagación en la banda de HF y presenta varios formatos. Se ofrece un enlace al Centro Nacional de Datos Geofísicos de la NOAA, donde se puede obtener el número de manchas solares actual en diferentes formatos, incluyendo el ISN (Número de Manchas Solares Internacional, compilado por el centro SIDC en Bélgica), Número americano relativo de manchas solares, datos antiguos sobre manchas solares y Números de Grupos de manchas solares. También hay un enlace para obtener la Media Móvil del Número de Manchas Solares Internacional, utilizado como parámetro de cálculo por el programa VOACAP.

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Finalmente, se ofrecen unas gráficas muestran la evolución del número de manchas solares en los últimos años. Puede apreciarse que dicho número sigue ciclos con una duración estimada de 11 años. En los picos del ciclo hay mayor número de manchas solares y mejoran las condiciones de propagación. Dado que algunas manchas solares pueden aparecer agrupadas, en el cómputo total se utiliza el "número de Wolf", que considera tanto a los grupos como a las manchas aisladas. Las dos gráficas están elaboradas por el SIDC (Solar Influences Data Center) de Bélgica:



Trazo azul: evolución del número mensual de manchas solares en los últimos cinco ciclos solares
Trazo rojo: media móvil del número mensual de manchas solares en los últimos cinco ciclos solares.

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Trazo amarillo: número diario de manchas solares desde 1994.

• Trazo azul: número mensual de manchas solares desde 1994.
  

• Trazo rojo: media móvil del número mensual de manchas solares desde 1994.
  

.....................................................

• Trazo discontinuo rojo de puntos (SM): (.....) predicción de la media móvil del número mensual de manchas solares para los próximos 12 meses, usando el método de predicción clásico basado en interpolaciones de las curvas estándar de Waldmeier.
  

• Trazo discontinuo rojo de líneas (CM): (----) predicción de la media móvil del número mensual de manchas solares para los próximos 12 meses, usando el método combinado de Denkmayr, que usa técnicas de regresión acoplando un estimador basado en dinamos con las curvas estándar de Waldmeier.
  

informacion sacada de
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El medidor de la izquierda registra el valor de la media de los últimos 15 minutos del campo magnético interplanetario (IMF) en el eje Z (Bz), en nanoTeslas (nT), de acuerdo al sistema de coordenadas GSM (Geocentric Solar Magnetospheric System). Las letras N y S hacen referencia al Norte y el Sur del ecuador magnético. La escala de colores indica verde para valores positivos, amarillo para valores negativos pequeños y rojo para valores negativos grandes. En este último caso, la actividad geomagnética aumenta, así como la probabilidad de aparición de auroras boreales. En el medidor hay dos tipos de escalas lineales distintas: una para el tramo (-10, 10) nT y otra para los tramos [-10, -50] nT y [10, 50] nT.

En el sistema de coordenadas GSM, el eje X sigue la línea directa entre la Tierra y el Sol. El eje Z es la proyección del dipolo magnético terrestre (norte positivo) en el plano perpendicular al eje X. Si la aguja apunta hacia la parte superior de la gráfica (verde), el IMF tiene el mismo sentido que el campo magnético terrestre en el Polo Norte. Si la aguja apunta hacia la parte inferior de la gráfica (rojo), el IMF tiene sentido opuesto al del campo magnético terrestre en el Polo Norte.

El medidor central registra el valor medio de los últimos 15 minutos de la velocidad del viento solar, expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s. El medidor registra velocidades comprendidas entre [200, 1000] km/s, siendo la escala lineal en todo el rango.

El medidor de la derecha indica el valor medio de los últimos 15 minutos de la presión dinámica del viento solar, expresada en nanoPascales (nPa). El medidor es capaz de medir presiones comprendidas entre [0.1, 100] nPa, siendo la escala logarítmica (10log) en todo el rango. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 50 nPa.
La fórmula usada para el cálculo de la presión dinámica del viento solar es:
siendo "P" la presión en nPa, "n" la densidad de partículas por cm^3 y "V" la velocidad del viento solar en km/s.

informacion sacada de
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El campo magnético terrestre, o campo geomagnético, sufre perturbaciones como consecuencia de la interacción con el campo magnético interplanetario (IMF). Estas perturbaciones se miden con magnetómetros instalados en distintos puntos de la Tierra, dando lugar a los llamados índices K. La combinación de los índices K medidos por distintos magnetómetros cada 3 horas da lugar al índice planetario Kp.

Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS):

Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS):

Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS):

Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma:

Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La gráfica de este apartado muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la agencia australiana del clima espacial, IPS Radio and Space Services, incluyendo los datos del último mes. Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma:

Ap	Estado
0 < Ap < 30	Campo geomagnético tranquilo
30 < Ap < 50	Tormenta geomagnética menor
50 < Ap < 100	Tormenta geomagnética mayor
Ap > 100	Tormenta geomagnética severa

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El viento solar está compuesto de partículas con carga eléctrica que se originan en las erupciones solares y que viajan a gran velocidad hacia la Tierra. Aunque la magnetosfera terrestre funciona como escudo protector, si las erupciones son muy intensas parte del viento acaba impactando en la ionosfera, afectando a las radiocomunicaciones satelitales y en HF.

Bt, Bz (gsm): media de los últimos 15 minutos del campo magnético interplanetario (IMF) total (Bt) y en el eje Z (Bz), en nanoTeslas (nT), de acuerdo al sistema de coordenadas GSM (Geocentric Solar Magnetospheric System).

• Phi (gsm): ángulo entre el vector actual del campo magnético interplanetario (IMF) y el eje Z (coordenadas GSM) en el Polo Norte.
  

• Density (/cm3): valor medio de los últimos 15 minutos de la densidad de partículas por cm^3 del viento solar.
  

• Speed (km/s): valor medio de los últimos 15 minutos de la velocidad del viento solar, expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
  

• Temp (K): valor medio de los últimos 15 minutos de la temperatura del plasma del viento solar, expresada enºK.
  

La segunda gráfica, ofrecida por la Universidad de Maryland, está elaborada con datos recopilados por el instrumento CELIAS/MTOF de la astronave SOHO, sobre medias de 2 minutos en las últimas 48 horas:

Vsw (km/s): velocidad del viento solar, expresada en km/s.

• Density (1/cm**3): densidad de protones del viento solar, expresada en protones por cm^3.
  

• Vth (km/s): velocidad térmica más probable del viento solar, expresada en km/s=Sqrt(2kT/m).
  

• Angle (deg): dirección del flujo del viento solar en el plano perpendicular al plano de la eclíptica, con valores positivos indicando flujos desde el Sur. En algunas ocasiones, el ángulo de alabeo de la astrobave cambia durante cortos periodos de tiempo, durante los cuales la dirección del flujo puede referirse a un plano distinto.
  

El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, cancela en parte al campo geomagnético, favoreciendo la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.

Las dos gráficas ofrecidas por Solar Terrestrial Dispatch recopilan las siguientes mediciones del IMF:

Bt: campo magnético interplanetario total, expresado en nanoTeslas (nT).

• Bz: campo magnético interplanetario en el eje Z, expresado en nanoTeslas (nT).
  

El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica (coordenadas GSM). Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá favorecer la llegada a la Tierra de tormentas geomagnéticas. Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).

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