Cum functioneaza undele scurte?
Propagarea! Ce-o fi aia?
Nikolaus Kintsch DL5MHR
Adaptare dupa DL8MDV
De multe ori, in discutiile dintre radioamatori se aud diferite pareri in ce priveste propagarea .
Dar ce este in fond asta si cum functioneaza propagarea pe unde scurte?
Se aud tot felul de pareri din ce cauza este asa si nu altfel.
In CQDL Nr.6 si 7 a aparut un articol scris de DL8MDW Cristian Reiber care incearca sa explice acest lucru.
In urma unui E-Mail scris lui Cristian, acesta mi-a acordat permisiunea de a folosi materialul din articolul sau pentru un articol in limba romana.
Sa facem pentru inceput o excursie in bazele propagarii de U.S.
Cum functioneaza undele scurte
Toate efectele propagarii pe US au un singur vinovat si anume soarele nostru. Soarele este cel, care prin radiatii energetice - in principal in Ultravioletul Extrem (EUV) si in zona Röntgen, determina despartirea in particule elementare a atomilor respectiv a moleculelor care se afla in ionosfera. Aceasta este conditia de baza care determina reflectia si refractia undelor scurte inapoi in directia suprafetei terestre.
De specificat ca aceasta radiatie nu este singura radiatie dela astrul nostru central care influenteaza ionosfera, o foarte mare influenta o are si doza de radiatie care cade pe ionosfera, un "prea mult" inrautateste lucrurile in loc sa le imbunatateasca. Pe linga toate astea, influenta acestor radiatii de la soare, este dependenta de latitudinea geografica. Daca adunam la cele de mai sus si faptul ca cele ce se intimpla in ionosfera nu sunt complect determinate si cu atit mai mult fenomenele solare sunt si mai putin determinate, incercarea de a face o previziune a propagarii se aseamana cu previziunile viitorului facute intr-o bila de cristal sau eventual in cafea.
Sa privim lucrurile putin mai exact. Soarele nostru, prezinta o stabilitate remarcabila in ce priveste intensitatea radiatiilor daca vorbim de radiatii temice sau luminoase - conditie extrema pentru existenta vietii asa cum o cunoastem noi. La frecvente mai mari, deci in zona radiatiilor ultraviolete si radiatiilor Röntgen, cantitatea absoluta de energie radiata, este mult mai mica, insa aceste radiatii sunt mult mai putin stabile.
Fig.1 Numarul relativ al petelor solare in ciclul trecut. Valorile medii zilnice (galben) si chiar cele lunare (albastru) variaza puternic, numai dupa o mediere pe 13 luni, (rosu) , apare diagrama tipica a curvei de activitate solara (sursa SID).
Ca baza, apare un ritm de cca 11 ani, in care intensitatea mediata a radiatiilor extreme de ultra violete (EUV) ca si a radiatiilor Röntgen, creste, atinge un maxim la 4,3 ani (valoare mediata) si in urmatoarele 7 ani, scade din nou. Ca un simptom usor de observat, paralel cu cele de mai sus, cresc si scad numarul de pete solare. Cuvintul "mediat" este de luat foarte in serios . Variatiile scurte sunt asa de numeroase si significante, incit pentru determinarea mediei este necesara folosirea valorilor masurate zilnic, pe un interval de mai multe luni, pentru a se obtine curba ciclului solar cunoscut. (Fig.1).
Libertate pentru electroni
In timp ce straturile inferioare ale atmosferei terestre la o altitudine de 50 - 60 Km este foarte bine amestecata, aceasta nu mai e valabil la altitudini mai mari. Acolo dominant sunt anumiti atomi respectiv molecule la altitudini specifice si prin aceasta se creiaza zone bine definite intre ele. Radiatia puternic energetica a emisiunii solare in componenta EUV respectiv Röntgen, determina scoaterea din atomi a unor electroni, transformind atomii neutrii din punct de vedere electric, in ioni incarcati pozitiv.
Electronii eliberati pot fi adusi in stare de oscilatie de catre semnalele radio de US ceace face in final ca aceste semnale sa fie reflectate respectiv refractate de pe drumul drept, inapoi in directia suprafetei terestre. Desi electronii acestia liberi se unesc rapid cu ionii creind din nou atomi , atita timp cit soarele e vizibil, ionizarea se face "vesel" mai departe. Aceasta face ca in tot timpul exista o cantitate oarecare de electroni liberi, cu atit mai multi cu cit radiatia venita de la soare este mai intensiva.
Aceasta ionizatie se poate imparti in 3 - 4 straturi, straturi care , de jos in sus sunt denumite cu literele D, E, si F, In timpul zilei, stratul F se imparte in F1 si un strat deasupra lui F1 notat F2. Acesta din urma (F2) determina in primul rind propagarea la distanta mare. Altitudinea lui, intre 250 respectiv 400 de Km permite printr-o refractie si reflectie pe suprafata ionosferei, ca o distanta de pina la 4000 de Km sa fie strabatuta de undele radio, bineinteles cu conditia ca antena de emisie sa radieze orizontal cu un unghi de aproape 0 grade. Cu cit mai jos in ionosfera se intimpla aceasta ionizare (electroni scosi din atomi), cu atit trebuie sa fie mai intensiva radiatia care o determina. In stratul D care se gaseste la inaltimea intre 50 si 90 de Km, in majoritatea cazurilor radiatiile Röntgen sunt acelea care fura electronii moleculelor de oxigen si hidrogen, majoritari in acest strat. In stratul F2 unde domina atomii de oxigen, ajunge pentru ionizare, radiatiile EUV, deci radiatiile ultraviolete in lungimea de unda de 100-10 nm.
Ionizarea incepe paralel cu rasaritul soarelui, la apogeul pozitiei soarelui se atinge cantitatea maxima si dispare rapid dupa apusul soarelui. Asta ar insemna ca noaptea nu exista nici un DX via ionosfera? Spre norocul nostru asta nu se intimpla caci in stratul F2 atit de important pentru utilizatorii undelor scurte, ceasul merge putin diferit ; Din cauza densitatii mult mai subtiri ca si din cauza elementelor care domina in acest strat, dureaza mult mai mult pina un electron liber gaseste un ion la care sa se ataseze. Din aceasta cauza, aici se gasesc si noaptea un numar suficient de electroni liberi care sa mentina reflectia undelor scurte spre suprafata terestra.
Aceasta este ceace putem astepta de la un "soare linistit", si daca soarele nostru ar radia in zonele EUV si Röntgen tot atit de pacifist si egal ca in infrarosu si in radiatii luminoase previziunea propagariiar fi foarte simpla. Oricum cca 80% din timp, guverneaza acest soare linistit si conditiile se pot socoti ca fiind normale. In restul timpului apar insa efecte, care pentru propagarea US sind de regula stricatoare. Sa aruncam si asupra lor o privire.
Undele scurte asa cum sunt
Anotimpurile dirijeaza tendinta timpului terestru, vara mai cald, iarna mai frig. Noi stim ca furtunile apar cu precadere toamna iar timpul cu traznete si tunete cu precadere vara, cu toate acestea, aceste fenomene pot apare in orice anotimp al anului. La fel se intimpla si cu soarele: soarele linistit urmeaza in general celor prevazute de mersul inainte al ciclului solar. Totusi, intre diferite faze, soarele devine "nelinistit" si ne surprinde spre exemplu cu acele fulgere de radiatie , acele "FLARES".
Un Flares este o crestere brusca locala de radiatie in cromosfera solara, care este produs de cimpuri magnetice extrem de puternice.
(Cromosfera este zona de deasupra suprafetei solare vizibile (photosfera) . Are cca 10000 Km latime si se termina cu corona)
Asemenea eruptie, dureaza de la citeva minute pina la mai multe ore. Ele incalzesc gazul din apropierea zone eruptiei la temperaturi enorme si determina aceste gaze la emisiuni si radiatii. Prin aceasta o cantitate enorma de radiatii ultraviolete si röntgen ca si materie incarcata (de regula protoni) este transmisa in spatiu.; intensitatea de radiatie poate sa se ridice pina la mai mult de 100 de ori din valoarea intensitatii normale.
Dupa intensitatea acestei radiatii, se clasifica Flares in clasele A, B, C, M si X, energia creste cu fiecare clasa de 10 ori. Cu cit e mai mare activitatea solara, cu atit mai mare este si riscul de Flares. In timpul activitatii solare maxime, observatorii inregistreaza in medie 10 Flares pe zi, din care una pe saptamina poate fi clasificata in clasa X. La Flares-uri de la clasa M in sus apar sigur influentari asupra ionosferei, bineinteles daca pamintul se afla pe linia sosirii acestei explozii energetice. In acest caz ionizatia in straturile inferioare ale ionosferei creste mult.
In acest caz, stratul D al ionosferei, nu mai reflecteaza radiatia de unde scurte (radio) spre tera ci face exact contrariul: radiatia este atenuata. Normal acest lucru se intimpla numai pina la frecvente de 10 MHz, totusi radiatiile röntgen foarte puternice ale Flares, duce aceasta limita de 10 MHz mult in sus. Ca urmare apare o atenuare mai mare sau mai mica a US pe partea terestra luminata de soare. Asta poate duce in extrem pina la stingerea totala a US.
Efectul apare in citeva minute si poate dura chiar citeva ore. Efectul este cu atit mai puternic, cu cit frecventa este mai mica. Acest fenomen este cunoscut sub mai multe denumiri: Sudden Ionospheric Disturbance (SID), Shortwave Fadeout (SWF) sau dupa descoperitorul sau Mögel-Dellinger-Effekt (MDE). (vezi fig 2 sursa NOAA/SWC).
Fig.2 Un flares X6 a lansat in 6 Aprilie 2001 un Shorthwave Fadeout. NOAA a determinat atenuarea prin regiunea D. Figura arata ca in toata partea terestra aflata sub lumina solara a fost supusa unei atenuari masive care a distrus si propagarea pe benzile superioare de US.
Fig.3 Pe 28 Oct.2003 aprinde regiunea cu Nr.10486 (vezi sageata) un Flares de clasa. X17- In partea stinga a figurii se vede fulgerul de radiatie in ultraviolet extrem la lungimea de unda de 19,5 nm. Flares a determinat un eveniment protonic si a determinat o masiva expulsare de materie coronariana. Ca urmare au aparut aurore masive ca si masive influente negative ale propagarii de US. Aceiasi regiune a emis dupa o saptamina un flare X-28, cel mai puternic masurat vreodata. [3]
Salve din tunul protonic
Influente mai lungi in timp pot fi urmarile materiei solare, care ating pamintul. Flares-uri puternice au proprietatea de a declansa un eveniment protonic daca Flares-ul pusca un nor protonic in directia terei. Particulele pot atinge viteze de 1/3 din viteza luminii si au nevoie de cca 0,5 ore pina la pamint.
Ajunse acolo, sunt obligate sa urmeze liniile magnetice ale cimpului magnetic terestru si intra in sectoarele mai dense ale atmosferei in regiunile polare. Asta determina o ionizare puternica in special ale stratului D ceace duce la o foarte puternica atenuare a US care strabat aceasta zona. (Fig.4).
Acest efect se numeste Polar Cap Absorbtion (PCA) si care daca apare, face transmisiile de US peste pol, inutilizabile pe mai multe zile. Intensitatea unui PCA poate fi diferita la polul nord respectiv polul sud ca si ziua sau noaptea. Spre noroc, un PCA puternic este relativ rar. Nu ne va mira daca aflam ca el este mai des atunci cind activitatea solara este maxima.
Daca se masoara in timpul unui PCA, atenuarea unui semnal US care atinge perpendicular ionosfera, aceasta va atinge la un PCA puternic "numai" cca 5 dB. Acest 5 dB apare pentru fiecare trecere prin stratul D si in afara de asta semnalele noastre DX nu cad perpendicular pe stratul D ci inclinat ceace duce la un drum prin strat mult mai lung. Toate astea se sumeaza repede la 30 dB atenuare sau mai mult pentru fiecare "hop" ceace "termina" majoritatea semnalelor.
Pina aici am discutat despre mecanismele principiale ale propagarii pe US ca si despre "soarele linistit". Cu Flares am cunoscut primul factor care duce la deranjarea propagarii. Pina acum am tratat in general numai despre radiatiile bogate in energie. Din pacate, acum va veni si mai dur. Particule incarcate electric pot duce la deranjamente dure in cimpul magnetic terestru ca si in ionosfera.
Sub salva protonica
O enorma expulsare de masa coronara a avut loc in 4 ianuarie 2002. A fost determinata de o protuberanta magnetica eruptiva (poza din stinga) urmata de o expulsare a unui enorm nor de plasma, care s-a indepartat de soare cu mai mult de 500 Km/s. (In poza din mijloc si din dreapta, cercul alb simbolizeaza suprafata solara vizibila.)Pamintul nu a simtit nimic din aceasta eruptie care a trecut lateral de tera (sursa SOHO [NASA SI ESA])
Ce soseste continuu la noi sub poetica denumire de "vint solar" este o cantitate enorma de particule incarcate, majoritar protoni, electroni si atomi de heliu, care creiaza o plasma inalt
conductiva electric. Soarele emite mai mult de un milion de tone pe sec. din acest material, in spatiu. Aceste particule au o viteza de 300...1000 Km/s si au nevoie de 2-3 zile pina ajung in apropierea pamintului, unde se lovesc de cimpul magnetic terestru. Particule incarcate electric care se misca intr-un cimp magnetic determina un curent electric, care in mod natural intra in influenta reciproca cu cimpurile magnetice. Furtuna de particule din vintul solar, diformeaza foarte mult cimpul magnetic terestru. Partea indreptata spre soare a acestui cimp, va fi presata si acolo apare un front de presiune care determina ca particulele sa ia drumul in lungul liniilor magnetice ale cimpului terestru. Pe partea opusa soarelui, vintul solar transporta partial liniile magnetice terestre ceace face ca ele sa se extinda mult in spatiu creind "Coada magnetica" (Magnetotail) (fig 4); (Vezi si simulariile din [5] si [6]). Prin aceasta, cimpul magnetic terestru impiedica inca odata, ca particulele sa cada nefrinate pe suprafata terei, bombardament care , pentru noi, vietuitoare terestre, ar fi extrem de nesanatos.
In timpi linistiti in ce priveste activitatea solara, masuram un "vint solar" incet care are o viteza constanta de cca 400 Km/s si o densitate de 4 la 5 particule pe cm.cub (ceace, oricum, este mai subtire ca cel mai bun vid pe care il putem creia pe suprafata terei). Deformarea cimpului magnetic creiat de acesta este relativ constant si stabil.
Anumite evenimente care apar pe soare, fac ca acest vint solar sa devina mai rapid, mai subtire si mai fierbinte. Cimpul magnetic terestru poate fi compimat prin aceasta atit de puternic, incit particule incarcate electric, patrund deasupra zonelor polare in paturile mai adinci ale atmosferei. O urmare bine observabila a acestor coliziuni cu oxigenul si hidrogenul care se afla in aceste spatii, sunt aurorele polare [7].
Fig.4 Asa arata cimpul magnetic terestru in spatiu. Vintul solar care vine din stinga (galben) preseaza cimpul magnetic (rosu) pe partea in care se vede soarele iar in partea opusa il intinde."Pilniile polare" care se creiaza, deschid drumul particulelor incarcate energetic, in zonele mai dense ale atmosferei peste regiunile polare. In zonele de lovire, pot apare reconexiuni (sursa NASA).
Furtuna in cimpul magnetic terestru
O asemenea modificare a vintului solar are urmari mari, daca modificarea se intimpla brusc. Asemanator cu o bubuitura la trecerea unui avion in viteze suprasonice, unda creiata determina o accelerare brusca a ionilor in apropierea terei.
Aceasta determina o deformare masiva si brusca a cimpului magnetic terestru. Apare o furtuna magnetica. Daca directia cimpului magnetic interplanetar urmeaza ca directie vintul solar si acesta este in directie contrara cu cimpul magnetic terestru - in acest caz este directionat spre sud - pot apare reconexiuni magnetice. Liniile de cimp care au directii inverse se cupleaza. Prin aceasta,particule bogate energetic se cupleaza in ionosfera, ceace determina o si mai mare turbulenta in cimpul magnetic terestru ( ca si in aurora polara).
Atacul cu particule la care este supusa partea iluminata de soare a terei, determina si o presare a stratului F2 ceace determina o marire a densitatii de electroni in acest strat ceace face ca granita de frecventa la care apare reflexia si refractia undelor scurte sa creasca ceace duce la o imbunatatire a propagarii.
Aceasta faza pozitiva nu dureaza prea mult deoarece puternicul vint solar determina pe frontul de presiune ca liniile cimpului magnetic sa se deschida si sa fie dirijate spre asa zisa "coada magnetica".
Aceasta are o forma asemanatoare ca si tragerea dopului in vana de la baia plina cu apa. Pe liniile cimpului magnetic sunt legati electrozii liberi ai stratului F2, electroni atit de necesari unei propagari la distanta mare. Prin deschiderea liniilor de cimp terestre, acesti electroni din stratul F sunt "subtzi"in "coada magnetica". Cu cit mai multi electroni dispar din ionosfera in acest fel, cu atit mai putin este ea capabila sa reflecte undele scurte spre pamint. Frecventele maxime scad simtitor. Functie de puterea furtunii magnetice, soarele, prin radiatia sa, are nevoie de citeva zile pentru a complecta electronii scursi din stratul F.
Parca asta nu ar fi destul ca efect prost, prin miscarea particulelor incarcate intr-un cimp magnetic, duce la inducerea unui cimp, in cazul nostru se induc curenti alternativi cu frecvente foarte diferite si prin asta apare un zgomot puternic de banda larga, Prin aceasta, in receptorul nostru creste zgomotul pe banda, ceace duce la un raport semnal/zgomot dezavantajos pentru semnalele utile. Acest efect poate fi atit de important, incit poate duce la imposibilitatea propagarii DX. Noroc, ca asemenea furtuni magnetice de categoria k8 respectiv k9 sunt rare.
Aparitia acestor furtuni magnetice (dar nu puterea lor) poate fi prevazute cu o oarecare probabilitate, (flares-urile nu pot fi prevazute), deoarece furtunile sunt produse de vintul solar , care poate fi recunoscut, inainte ca particulele pe care le transporta sa ajunga la tera.
Cine creeaza vintul solar? Cauzele in numar de trei au fost identificate: eruptiile coronare de masa ale soarelui (CME), protuberante eruptive si gauri coronare.
Am vorbit mai sus de cimpul magnetic interplanetar. Acesta este cimpul magnetic masurabil intre planetele sistemului solar. Intre soare si pamint, el este creiat si dominat majoritar de soare. El are o forma spiralata din cauza rotatiei soarelui.
Soarele se roteste la ecuator o data la 25 de zile in jurul axei sale, la poli in cca 30 de zile. Deoarece, in acest interval de timp si tera se roteste in aceiasi directie, dureaza 27,3 zile, pina noi, pe tera, vedem exact aceiasi parte a soarelui.
CME sunt acceleratoare de particule solare
Zonele active pe soare, creiaza cimpuri magnetice locale puternice.In plasma - adica intr-un gaz ionizat, stare majoritara pe soare - asemenea cimpuri isi pot schimba instantaneu structura prin reconectiuni magnetice (vezi mai sus), prin aceia ca liniile magnetice opuse ca sens se combina brusc. Acest "scurtcircuit magnetic" elibereaza energie, ceace determina ca o parte din plasma, este accelerata explosiv de la soare (fig.5). Acest fenomen se numeste expulsare coronara de masa (Coronar Mass Ejection (CME)). Creiaza o unda de soc foarte bine definita in vintul solar care la intilnirea cu cimpul magnetic terestru determina tulburari majore [4].
Fig.5 In maximul solar trecut pe 27 februarie 2000 a avut loc aceasta expulsie de masa coronara cu o forma tipica: Un simbure luminos inconjurat de un cimp de ciocnire sub forma unui bec electric. Fotografia a fost facuta de Koronagraful LASCO pe SOHO. Acesta este un telescop la care soarele se vede acoperit de o blenda (Saiba din mijloc reprezentata de cercul alb, reprezinta partea vizibila solara). Simburele luminos al CME in, fotografia din dreapta, este mare de cca 3 Milioane de Km si la o distanta de cca 8 Milioane Km distanta de soare. (5% din distanta tera-soare) (Sursa: SOHO [NASA si ESA]).
CME-urile sunt evenimente enorme care sunt cuplate strins de activitatea solara, deci in timpul activitatii maxime apar mult mai des ca in minime. Ele, trimit in calatorie miliarde de tone de materie. Apar deobicei, dar nu intodeauna, deasupra regiunilor active a suprafetei solare, deci acolo unde apar si flares-uri. Astazi, se considera ca furtunile magnetice puternice sunt creiate exclusiv de CME-uri.
Desi soarele, in medie, in minimum de activitate, odata la citeva zile, produce un CME (in maximum de activitate sunt citeva pe zi [9] ) pe pamint, deobicei nu se observa nimic, deoarece zona activa pe soare e limitata, si materia este aruncata intr-o directie determinata ceace determina ca majoritatea acestor socuri de energie vor trece linga tera pe care nu o ating. Daca totusi , iau directia spre tera se numesc geoefective si atunci fotografiile de pe satelitii SOHO arata cu un inel in jurul soarelui, vorbim de CME-Halo (fig.6). Chiar si in acest caz, este greu de facut o previziune ale efectelor CME caci pe linga marime si viteza a expulzarii de plasma ca si de directia cimpului magneti existent in interiorul norului de plasma, importanta este si felul cum va reactiona acesta cu cimpul magnetic terestru.
Fig.6 Aceste 4 fotografii ale Coronagrafului LASCO arata formarea unui CME-Halo, care "ocheste tera". ("Norul" formeaza un inel in jurul soarelui). In dreapta jos, primele particule bogate energetic ating telescopul si creiaza "zapada" in imagine. (Sursa SOHO [NASA si ESA]).
Filamente si protuberante
Foarte asemanator unui CME actioneaza un alt fenomen solar. Actorul principal este o plasma mai rece, inchisa intr-un cimp magnetic. Aceste zone se disting optic ca structuri lunguiete inchise la culoare, pe suprafata solara, denumite si "filamente". La marginea soarelui ele se recunosc ca arcuri de cerc luminoase, care urmeaza liniile de cimp ale cimpului magnetic local, si se numesc si "protuberante". La implozia unui asemenea cimp magnetic local, plasma inchisa in acest cimp este eliberata exploziv (fig.7). Asemenea protuberante eruptive (disappearing solar filaments (DSF)) se gasesc cu precadere in zonele active pe soare fiind cauza aprinderii initiale pentru flares si CME.
Fig.7 O protuberanta se desprinde de pe suprafata solara. Fotografia a fost facute in ultraviolet extrem la lungimea de unda de 30 nm.
Vint solar din gauri
Un alt caracter are cea de a treia cauza care determina modificari in vintul solar: gauri coronare (Coronal Holes (CH)), care sunt comparativ evenimente incete. Sunt zone in corona solara, in care gazul este mult mai putin dens si mai putin fierbinte ca pe celelalte parti ale soarelui. Un gaz mai rece, emite radiatie mai putina, si intradevar asemenea zone produc mult mai putine radiatii UV ca si radiatii röntgen, care in pozele respective apar ca pete intunecoase. (fig.8).
Fig.8 O gaura coronala de suprafata mare a determinat in ultimele zile ale anului 2005 un cimp magnetic nelinistit. Gaura s-a extins din pozitia normala de la pol, mult spre sud si este in pozitia aratata in foto, geoefectiva. In curbele de temperatura (diagrama de sus) si viteza (jos) a vintului solar, se distinge sosirea vintului solar fierbinte si rapid .Pina valorile au revenit la normal, a durat citeva zile. Fotografia a fost facuta in ultraviolet extrem la lungimea de unda de 28 nm. (sursa SOHO [NASA si ESA]).
O particularitate a acestor gauri coronare este structura magnetica locala a lor. Cimpul magnetic este peste aceste zone deschis, deci liniile magnetice nu se inclina inapoi spre soare ci ajung departe in cimpul interplanetar. Asemenea linii magnetice deschise sunt adevarate "Autostrazi" pentru particule incarcate, care - daca tera sta in calea lor - creiaza cunoscuta ciocnire cu cimpul magnetic terestru. Oricum, ele creiaza situatii numai nelinistite sau eventual usoare furtuni magnetice; cu toate acestea, ele enerveaza pe utilizatorii de US prin aceia ca dureaza mult.
Gaurile coronare nu sunt evenimente explozive cum sunt expulsariile de materie coronale. Vintul solar rapid pe care le creiaza cu o viteza tipica de 500...800 Km/s nu se creiaza brusc ci crescator in timp are insa o durata lunga si dispare incet si dureaza de obicei citeva zile. Gaurile coronale au viata lunga de saptamini sau chiar luni. Avind in vedere ca se afla pe suprafata soarelui deci se rotesc cu el, dupa o rotatie, lovesc din nou tera dupa un ciclu de 27 de zile in medie, isi schimba in timp suprafata respectiv forma , trimit cu regularitatea unui orologiu, o incarcatura de vint solar rapid catre tera ca urmare sosirea lui se poate prevedea foarte bine.
Gaurile coronale nu sunt asa de cuplate de activitatea solara ca celelalte fenomene descrise. Gaurile apar in intregul ciclu solar. Majoritar, ele apar in zonele polare ale soarelui, de unde vintul solar rapid creat de ele, nu ajunge la tera. Daca totusi ele se extind spre ecuatorul solar, devin geoefectivi (fig.5). Statistic, asta se intimpla in special inainte de anii de minim solar si ceva dupa. Ele determina cauza principala a furtunilor magnetice, chiar daca se poate spune ca furtunuli magnetice tari, nu merg pe contul lor. In minimul solar, propagarea deranjata esteaproape todeauna cauzata de aceste gauri coronale.
Prin aceasta am incheiat o sumara descriere a fenomenelor care determina si influenteaza propagarea pe US prin reflectia respectiv refractia pe ionosfera. Simptomatica acestor fenomene se poate masura. Exista o statie automata de amatori pe 10.144 MHz (DK0WCY) care transmite automat aceste valori masurate. Ce date sunt acestea si ce influenta au ele, va apare intr-un material viitor.
Bibliografie
[1] Robert R.Brown NM7M "The Little Pistol's Guide to HF Propagation" Wordradio Books 1995
[2] "Unsere Sonne - Motor des Weltraumwetters " Sterne und Weltraum Nr.1/2007
[3] http://clusterlaunch.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41817
[4] www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/nicky/cme-chase.html
[5] http://center.stelab.nagoya-u.ac.jp/web1/simulation/global/jikiken
[6] http://de.wikipedia.org
[7] www.gedds.alaska.edu/AuroraForecast
[8] http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobject id=40420
[9] http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME list
[10] www.kn4lf.com/kn4l8.html
[11] http://solar.phisics.montana.edu/press/ssu/index.html
- Nikolaus Kintsch DL5MHR
-
Articol aparut la
3-8-2008
16511
Inapoi la inceputul articolului
|
