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Tormenta Solar 13 de octubre 2017: G1 menor. Atentos

Aurora Ovation Model
Producto: discusión de pronóstico
: emitido: 2017 oct 13 1230 UTC
# Preparado por el Departamento de Comercio de Estados Unidos, NOAA, Centro de Predicción Meteorológica Espacial.

Actividad solar

.24 HR Resumen ...
La actividad solar seguía siendo muy baja sin puntos en el disco visible y
no se observó ninguna CMEs orientado a la Tierra en las imágenes coronógrafo disponibles.
Crédito NASA/ESA Soho Lasco 2

Nota EQ: Observen las erupciones ... Ninguna dirigida por tierra...Pero estas mancha pasaron por delante, frente a la Tierra, para detonar del otro lado...

Me lleva a decir como siempre: "Dios Juega en el Equippo de la Humanidad" 

La luz que pasa por arriba es Mercurio.

Pronóstico ...
Se espera que la actividad solar continúe a niveles muy bajos los próximos tres
días (13-15 Oct).

Partícula energética

.24 HR Resumen ...
El flujo de Electrones mayor de 2 MeV alcanzó altos niveles, con un máximo
flujo de 2.810 PFU en 13/0400 UTC.
GOES Electron Flux Plot
El flujo de electrones medido por los satélites Goes indica la intensidad del cinturón de radiación de electrones externo en la órbita geoestacionaria. Las mediciones se realizan en dos canales de flujo integral, un canal midiendo todos los electrones con energías superiores a 800.000 voltios de electrones (MeV) y un canal midiendo todos los electrones con energías superiores a 2 MeV.

Las alertas de eventos de electrones se emiten cuando el flujo de electrones de > 2 MeV excede 1000 partículas/(cm2 s Sr). Los altos flujos de electrones energéticos se asocian a un tipo de carga de la nave espacial referida como carga profunda-dieléctrica.

La carga de dieléctrica profunda se produce cuando los electrones energéticos penetran en los componentes de las naves espaciales y producen una acumulación de carga dentro del material.

Cuando la carga acumulada se vuelve suficientemente alta, puede producirse una descarga o arqueamiento. Esta secreción puede causar un comportamiento anómalo en los sistemas de naves espaciales y puede resultar en pérdida temporal o permanente de la funcionalidad.

IMPACTOS:

Satélites de Comunicaciones
Satellite Communication Messages
(el enlace es externo)
(el enlace es externo)
.
Las comunicaciones por satélite tienden a usar señales de alta frecuencia: ultra alta frecuencia (UHF), 300 MHz-3 GHz y super alta frecuencia (SHF), 3-30 GHz. las señales de radio que se propagan hacia y desde un satélite en órbita se ven afectadas por las condiciones ambientales a lo largo del Ruta de propagación. En un vacío, las señales de radio se propagan a la velocidad de la luz, pero en presencia de plasma en la ionosfera, las señales se ven afectadas por retraso de grupo y avance de fase y atenuación por absorción y centelleo. El efecto del ambiente sobre la señal es dependiente de la frecuencia y a una primera aproximación es proporcional a la cantidad de estructura en el plasma presente a lo largo de la trayectoria de la propagación.

Debido a la variabilidad de la Ionosfera (Clima Espacial), los efectos en las señales de propagación son muy variables. Hasta cierto nivel, los efectos del Clima Espacial en la propagación pueden ser mitigados a través de soluciones de diseño de ingeniería, pero el Clima Espacial puede llevar a una pérdida total de la comunicación debido a la atenuación y/o el centelleo severo cuando las señales de transmisión cruzan el Ionosfera.

En la propagación de la Ionosfera, el centelleo se refiere a la rápida variación de la amplitud y fase de una señal recibida. El centelleo es producido por la estructura en la Ionosfera.

La severidad del centelleo depende de la frecuencia de la señal usada y de la estructura espacial de la densidad del plasma y de las derivas del plasma a lo largo de la trayectoria de la propagación.

Específicamente, el centelleo en el receptor es producido por interferencia constructiva y destructiva de los componentes refractados y difractada de la señal de la difusión.

Bibliografía
Basu et al., especificación de la ocurrencia de centelleos de la ionosfera ecuatorial durante la fase principal de grandes tormentas magnéticas dentro del ciclo solar 23, radio Science, Vol. 45, RS5009, doi: 10.1029/2009RS004343, 2010.
Bruce R. Elbert, introducción a las comunicaciones por satélite, 3ª Ed. (2008).
Virgil s. Labrador y Peter I. Galace, los cielos llenan de comercio: una breve historia de la industria de satélites de comunicaciones (2005).
Virgil s. Labrador et al., la guía de tecnología satelital para el siglo XXI (2008).
Joseph n. Pelton, los fundamentos de las comunicaciones satelitales 2ª ed. (2006).
David J. Whalen, los orígenes de las comunicaciones satelitales 1945 – 1965 (2002).

Arrastre por satélite:

Satellite Drag

La fricción es una fuerza ejercida sobre un objeto que se mueve a través de un fluido, y está orientado en la dirección del flujo de fluido relativo. Arrastre los actos opuestos a la dirección del movimiento y tiende a ralentizar un objeto.

Como ejemplo, piense en correr contra un viento alto y sentir la fricción que le empuja hacia atrás en la dirección del flujo de fluido relativo.

Esta misma fuerza actúa sobre naves espaciales y objetos volando en el ambiente espacial.

El arrastre tiene un impacto significativo en la nave espacial en la órbita terrestre baja (Leo), generalmente definida como una órbita por debajo de una altitud de aproximadamente 2.000 kilómetros (1.200 millas). Aunque la densidad del aire es mucho más baja que cerca de la superficie de la Tierra, la resistencia del aire en esas capas de la atmósfera donde los satélites en el recorrido del Leo es todavía bastante fuerte para producir la fricción y tirarlos más cerca de la Tierra (Figura 1, demostrado arriba, la región de la Atmósfera de la Tierra donde la fricción atmosférica es un factor importante que perturba las órbitas de las naves espaciales. (NASA/GSFC)). La Estación Espacial internacional (ISS) y el telescopio espacial Hubble son ejemplos de naves espaciales que operan en Leo.

La fuerza de arrastre en los satélites aumenta durante los tiempos en que el Sol está activo.

Cuando el Sol agrega energía adicional la atmósfera que las capas de baja densidad del aire en las altitudes del Leo suben y son substituidas por las capas más altas de la densidad que estaban previamente en altitudes más bajas. Como resultado, la nave espacial ahora vuela a través de la capa de mayor densidad y experimenta una fuerza de arrastre más fuerte.

Cuando el Sol está tranquilo, los satélites en Leo tienen que aumentar sus órbitas unas cuatro veces al año para compensar el arrastre atmosférico. Cuando la actividad solar está en su máximo durante el ciclo solar de 11 años, los satélites pueden tener que ser maniobrados cada 2-3 semanas para mantener su órbita [1].

Además de estos cambios a largo plazo en la temperatura atmosférica superior y la densidad causada por el ciclo solar, las interacciones entre el viento solar y el campo magnético de la Tierra durante las tormentas geomagnéticas pueden producir grandes aumentos a corto plazo en la atmósfera superior temperatura y densidad, aumentando la fricción en los satélites y cambiando sus órbitas.

El comando de defensa aeroespacial norteamericana (NORAD) tiene que volver a identificar cientos de objetos y registrar sus nuevas órbitas después de un gran evento de Tormenta solar (Figura 2). Durante el acontecimiento de la tormenta de marzo de 1989, por ejemplo, la nave espacial de la misión máxima solar de la NASA (SMM) fue divulgada por haber "caído como si golpeara una pared de ladrillo" debido a la fricción atmosférica creciente.
Fig 2. Number of satellites lost in connection with the March 13-14, 1989 storm.
Figura 2. Número de satélites perdidos en relación con el marzo 13-14, 1989 Storm (UCAR).

El impacto de la fricción satelital y los esfuerzos actuales para modelarlo se discuten en el siguiente fragmento de Fedrizzi et al., 2012 [2]:

Es extremadamente importante llevar un registro de naves espaciales y objetos volando en el espacio para evitar colisiones con basura espacial y desechos orbitales que puedan estar en su camino.

La evitación de la colisión ha pasado con la preocupación cada vez mayor debido a la colisión accidental reciente de la hipervelocidad de dos naves espaciales intactas en febrero de 2009. La colisión ocurrió a una altitud de 790 km, dejando pedazos de escombros que han sido gradualmente separados en diferentes planos orbitales alrededor de la Tierra, amenazando a otros satélites para las próximas décadas.

Desde 1957, más de 25.000 desechos espaciales artificiales han sido catalogados (Figura 3), muchos de los cuales se han descompuesto naturalmente en la atmósfera inferior. Actualmente, la red de vigilancia espacial de los Estados Unidos (SSN) rastrea más de 20.000 objetos hechos por el hombre de más de 10 cm de tamaño, que se conocen como la población "catalogada". Los desechos entre 1 cm y 10 cm (aproximadamente 500.000), referidos como la población "letal", son los que más se refieren ya que no pueden ser rastreados ni catalogados y pueden causar daños catastróficos al chocar con un satélite.

Los objetos de más de 1 cm (aproximadamente 135 millones que miden entre 1 mm y 2 cm, y muchos más pequeños que un milímetro) que podrían deshabilitar un satélite sobre el impacto se denominan "riesgo" a la población [3].
Figura 3. Miles de objetos hechos por el suelo — 95% de ellos "basura espacial" — ocupan la órbita terrestre baja. Cada punto negro de esta imagen muestra un satélite en funcionamiento, un satélite inactivo o un trozo de escombros. Aunque el espacio cerca de la Tierra parece abarrotado, cada punto es mucho más grande que el satélite o escombros que representa, y las colisiones son extremadamente raras. (ilustración de la NASA oficina de programa de desechos orbitales cortesía)

Las consecuencias de una colisión de naves espaciales con desechos pueden variar desde la degradación del rendimiento hasta el fracaso y la fragmentación satelital. En Leo, los desechos tan pequeños como unos pocos milímetros de diámetro pueden perforar las líneas de combustible sin protección y dañar los componentes sensibles, mientras que los desechos menores de 1 mm de diámetro pueden erosionar las superficies térmicas y dañar la óptica. Aunque los objetos más pequeños pueden mitigarse en parte mediante el uso de parachoques de meteoritos, como en la ISS, la única manera de mitigar el impacto de objetos más grandes es maniobrar la nave espacial para evitar colisiones. Estas maniobras son caras, impactan la operación de experimentos sensibles a bordo, y idealmente sólo deben hacerse si la posibilidad de colisión es alta. Para evaluar el riesgo y mitigar la probabilidad de colisión, el SSN supervisa estos objetos y predice sus órbitas unos tres días antes.

Los modelos de propagación de la órbita se utilizan para determinar la ubicación de los objetos espaciales en el relativamente cercano plazo (típicamente durante un período de unos pocos días o menos) con el fin de evitar las predicciones de colisión o de volver a entrar en la misma, y también para hacer predicciones a largo plazo (típicamente (durante un período de años) sobre el entorno de escombros.

Tanto los modelos de propagación a corto como a largo plazo deben tener en cuenta las distintas fuerzas que actúan sobre los objetos espaciales en la órbita de la Tierra, incluida la fricción atmosférica. Puesto que los modelos exactos de la propagación de la órbita que incluyen todas las fuerzas que actúan en un objeto que orbita pueden ser mismo cómputo intensivo, la mayoría de los modelos tienen en cuenta solamente las fuerzas que afectan lo más fuertemente posible los objetos espaciales particularmente regiones orbitales. Las fuerzas primarias que actúan sobre un objeto espacial en Leo son la fricción atmosférica y la atracción gravitacional de la Tierra [4].

La mayor incertidumbre en la determinación de órbitas para satélites que operan en órbita terrestre baja es la fricción atmosférica. La fricción es la fuerza más difícil de modelar principalmente debido a la complejidad de las variaciones de la atmósfera neutra impulsadas por el Sol, y la propagación de abajo de las ondas de la atmósfera más baja [5,6]. Los modelos de densidad neutra atmosférica utilizados habitualmente en las aplicaciones de determinación de órbita son principalmente empíricos.

Estos modelos se basan en observaciones históricas a las que se han instalado ecuaciones paramétricas, representando las variaciones conocidas de la atmósfera superior con la hora local, la latitud, la estación, la actividad solar y la geomagnética [7, 8, 9].

Los modelos de primer principio (o basados en la física) también pueden proporcionar información sobre las condiciones de densidad atmosférica. A diferencia de los modelos empíricos, los primeros principios de los modelos de física buscan calcular una cantidad física comenzando directamente desde las leyes establecidas de la física sin hacer suposiciones tales como parámetros empíricos o ajustados. Teniendo en cuenta las interacciones entre los vientos de la atmósfera superior, la composición y las densidades, los modelos de primer principio son capaces de proporcionar una representación realista de la densidad neutra en la atmósfera superior si la magnitud, la distribución espacial y la evolución temporal de las fuentes solares se puede definir con la suficiente exactitud, especialmente en acontecimientos magnéticos de larga duración de la tormenta [10].


References:
1. “Achieving and Maintaining Orbit”. http://earthobservatory.nasa.gov/Features/OrbitsCatalog/ (link is external)
2. Fedrizzi, M., T. J. Fuller-Rowell, and M. V. Codrescu (2012), Global Joule heating index derived from thermospheric density physics-based modeling and observations, Space Weather, 10, S03001, doi:10.1029/2011SW000724.
3. Crowther, R. (2003), Orbital debris: A growing threat to space operations, Philos. Trans. R. Soc. London, Ser. A, 361, 157–168, doi:10.1098/rsta.2002.1118.
4. National Research Council (NRC) (1995), Orbital Debris: A Technical Assessment, Natl. Acad. of Sci., Washington, D. C.
5. Marcos, F., B. R. Bowman, and R. E. Sheehan (2006), Accuracy of Earth’s thermospheric neutral density models, paper presented at AIAA 2006–6167, AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference, Am. Inst. of Aeronatu. and Astronaut., Keystone, Colo., 21–24 Aug.
6. Doornbos, E. (2007), Thermosphere density model calibration, in Space Weather: Research Towards Applications in Europe, Astrophys. Space Sci. Libr. Ser., vol. 344, edited by J. Lilensten, pp. 107–114, Springer, New York.
7. Bruinsma, S., G. Thullier, and F. Barlier (2003), The DTM-2000 empirical thermosphere model with new data assimilation and constraints at lower boundary: Accuracy and properties, J. Atmos. Sol. Terr. Phys., 65, 1053–1070, doi:10.1016/S1364-6826(03)00137-8.
8. Picone, J. M., A. E. Hedin, D. P. Drob, and A. C. Aikin (2002), NRLMSISE-00 empirical model of the atmosphere: Statistical comparisons and scientific issues, J. Geophys. Res., 107(A12), 1468, doi:10.1029/2002JA009430.
9. Bowman, B. R., W. K. Tobiska, F. A. Marcos, C. Y. Huang, C. S. Lin, and W. J. Burke (2008), A new empirical thermospheric density model JB2008 using new solar and geomagnetic indices, paper presented at the AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference, Am. Inst. of Aeron. and Astron., Honolulu, Hawaii, 18–21 Aug.
10. Fuller-Rowell, T. J., and S. C. Solomon (2010), Flares, coronal mass ejections, and atmospheric responses, in Space Storms and Radiation: Causes and Effects, edited by C. J. Schrijver and G. L. Siscoe, pp. 321–357, Cambridge Univ. Press, New York.
11. Codrescu, M. V., C. Negrea, and M. Fedrizzi, T. J. FullerRowell, A. Dobin, N. Jakowsky, H. Khalsa, T. Matsuo, and N. Maruyama (2012), A real-time run of the coupled thermosphere ionosphere plasmasphere electrodynamics (CTIPe) model, Space Weather, 10, S02001, doi:10.1029/2011SW000736.

Nota EQ: Amigas/os esto es largo pero Uds se merecen saberlo por todo respeto a sus personas.

El mayor de 10 MeV flujo de Protones se mantuvo en los valores de fondo.
GOES Proton Flux 3-day Plot

Los productos de eventos de protones se emiten para varios umbrales y para dos niveles de energía de partículas. Los productos de ≥ 10 MeV coinciden con los umbrales de tormenta de radiación solar (S-Scale) NOAA (10, 100, 1000, 10000, 100000 PFU), basados en los valores observados o esperados en el satélite primario Goes. Los productos del MeV del ≥ 100 se basan en un solo umbral del flujo de 1 unidad del flujo del protón (PFU).

Las advertencias de los eventos de protones son pronósticos de un evento de protón y son emitidos por SWPC bajo dos condiciones: ADVERTENCIA del comienzo esperado de un evento de protón, y advertencia de la persistencia esperada de un evento de protón que ya está en curso. La advertencia de flujo integral del MeV ≥ 10 se emite basándose en la expectativa de alcanzar o exceder los niveles de flujo de 10 PFU.

La advertencia de flujo integral de ≥ 100 MeV se emite basándose en la expectativa de alcanzar o exceder los niveles de flujo de 1 PFU.

Las advertencias de los eventos de protones incluyen una indicación específica de qué condición-Inicio o persistencia-se aplica a la advertencia. El período de advertencia se expresa en términos de tiempos "válidos" y "válidos". Si es necesario, el período de advertencia se puede extender por medio de una advertencia extendida.

Las advertencias extendidas siempre tienen el mismo tiempo "válido de" que la advertencia original, con una hora revisada "ahora válida hasta" especificada en el mensaje. La advertencia de flujo integral del MeV ≥ 10 incluye el nivel de actividad pronosticado basado en la escala S de la NOAA.

Las alertas de eventos de protones se emiten a partir de la confirmación del flujo integral ≥ 10 MeV o ≥ 100 MeV que exceda ciertos umbrales. Las alertas iniciales para el ≥ 10 MeV y las energías del MeV del ≥ 100 se emiten para el flujo integral que alcanza o que excede 10 PFU y 1 PFU, respectivamente.

El umbral más alto ≥ 10 las alertas del MeV también se emiten para la excedencia del umbral de 100, 1.000, 10.000, y 100.000 PFU, emparejando los umbrales descritos en la escala S de NOAA. Una vez que el flujo de protones ha descendido por debajo de un umbral determinado, se emite un resumen de sucesos de protones, especificando el inicio, el máximo, los tiempos finales y el flujo máximo observado para el evento, junto con la escala S de NOAA correspondiente. Debido a que los niveles de flujo pueden caer lentamente, el tiempo de una caída "confirmada" por debajo del umbral puede a veces tomar varias horas para determinar.

Los productos de umbral más altos para los niveles del flujo del MeV del ≥ 100, tales como 100 PFU, se están considerando para la puesta en práctica futura. Los eventos de protones solares en la Tierra pueden ocurrir a lo largo del ciclo solar, pero son más frecuentes en los años máximos solares. Spes resultado de expulsiones rápidas de la masa coronal.

Durante una SPE, los satélites experimentan un aumento espectacular del bombardeo por parte de partículas de alta energía. Los flujos de partículas con las energías ≥ 10 MeV pueden alcanzar 43.500 protones/cm2/sec/ster. las tasas de evento único malestar en la electrónica de naves espaciales aumentan con altos flujos ya que existe una mayor probabilidad de impacto en un lugar sensible.

Además, estas partículas de alta energía pueden acceder a la ionosfera polar y crear una región mejorada de ionización (denominada ' d-region ') que interfiere con la comunicación de radio HF en estas áreas.

Las partículas de alta energía pueden llegar a la Tierra en cualquier lugar desde 20 minutos hasta muchas horas después del evento solar iniciador. El espectro de energía de partículas y el tiempo de llegada visto por los satélites varía con la ubicación y la naturaleza del evento en el disco solar.

Nota EQ: Volvamos a la Tormenta Solar  de hoy. Me he extendido un poco para la comprensión general del ¿Por qué? publico estos parámetros. 

Pronóstico ...
El mayor de 2 MeV el flujo de electrones se espera que sea en moderada a
niveles altos los tres días (13-15 Oct) debido a influencias del HSS del CH. La
se espera que el flujo de protón mayor de 10 MeV permanezca en el fondo
niveles los tres días.

Viento solar

.24 HR Resumen ...
Los parámetros del viento solar eran indicativos de un régimen del HSS del CH. Total campo
la fuerza varió de 5 a 9 NT. El componente BZ también varió y tenía un
pocos períodos prolongados de dirección hacia el sur. La velocidad solar del viento se extienden
desde 500-550 km/s. El ángulo de Phi era sobre todo positivo.
Viento solar
velocidad: 603,0 km/seg
densidad: 8,5 protones/cm3
Updated: Today at 1403 UT

Pronóstico ...
Se espera que la velocidad del viento solar aumente aún más el día uno (13 Oct) como
la extensión positiva de la polaridad del CH polar del norte HSS conecta más
completamente con la Tierra. Se prevé que las velocidades elevadas del viento solar continúen
en los días dos y tres (14-15 Oct), pero con un total disminuido del IMF
fuerza.

Geoespacial

.24 HR Resumen ...
El campo geomagnético alcanzó los niveles de la tormenta G1-Minor debido al HSS del CH
efectos.
Plot of the Geospace 3-Hour model

Pronóstico ...
El campo geomagnético se espera que sea en su mayoría sin resolver a activo
condiciones, con unos pocos períodos de G1-menor asalto en el día uno (13 Oct).
Días dos y tres (14-15 Oct) se espera que ver principalmente sin resolver
y las condiciones activas, con una oportunidad para los períodos aislados de asalto G1
debido a los continuos efectos de CH HSS.

Space Weather Prediction Center
National Oceanic and Atmospheric Administration

Traducción: El Quelonio Volador

PD: Me parece mentira que todo esto no se enseñe, por lo menos en Argentina, desde la escuela primaria.... Hay gente que se asusta por estas cosas y hay más para asustarse acá con los pies en el planeta que en el espacio...


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Nota EQ: Se actualizará a horas 22 Argentina
Traducción y nota: El Quelonio Volador

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