A and K Solar Index

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Fluxo solar, índice A e índice K A observação solar em todos os comprimentos de onda pode ser considerada de fundamental importância para a compreensão do Cosmos. Pode-se afirmar que sua compreenção é o primeiro passo em direção ao Espaço. O Sol é, e sempre será, laboratório para a obtenção “in situ” dos dados necessários para a elaboração das teorias necessárias ao entendimento dos processos, fenômenos e suas causas , que ocorrem em todos os corpos a partir do Sistema Solar em direção ao Universo, incluindo a Terra. A atividade solar representada pelas explosões, pelos ventos solares entre outros efeitos, causa diversas alterações em todo o Planeta Terra (E Sistema Solar), tais como variabilidade climática, as tempestades, as variações ionosféricas, geomagnéticas, além da modulação dos raios cósmicos entre outros efeitos que também seguem as peridiocidades do nosso Astro Rei. A chamada conexão Terra-Sol, tem uma interação estreita e complexa, cujas causas e efeitos estão sendo estudados e mapeados para posterior entendimento dos processos que ocorrem no ambiente espacial que interconecta o nosso Planeta à sua Estrela. Entre os processos utilizados na compilação de dados, estão as técnicas de sensoriamento. Através destas, podemos obter informações dos objetos que compõem a superfície solar e ambiente espacial (Manchas, chamas, a ejeção de massa coronal, etc). Desta forma, temos o chamado ''fluxo solar'', obtido pelos índices A e K, que são produzidos através da recepção direta dos ''sinais'' emitidos pelo Sol em 2,8 Ghz. Os índices fornecem dados, que interpretados adequadamente, nos dão com relativa precisão as condições de propagação das ondas de rádio através da ionosfera. A propagação das ondas de rádio, conforme afirmado anteriormente, é intimamente ligada às condições solares, ou seja, à atividade solar como um todo, em especial ao número de manchas, cujas áreas ao seu redor emitem grandes quantidades de radiações ionizantes. Entre estas estão a radiação ultravioleta em todas gamas de freqüência, os raios X, e outras radiações eletromagnéticas dos mais diversos comprimentos de onda, além de íons acelerados em altíssimas velocidades trazidos pelo vento solar. Desta forma, se torna necessário compreender os processos físicos básicos envolvidos na determinação do clima espacial, de maneira que se permita criar modelos e fazer previsões do ambiente espacial Terra-Sol e por conseqüência a determinação não somente das condições de propagação, mas de todo um sistema interativo. A quantidade de manchas solares pode ser considerada determinante das condições de propagação eletromagnética a nível mundial. É sabido que em épocas de maior atividade solar, a radiação e partículas diversas são lançadas ao espaço e chegam na ionosfera terrestre interando e influindo em todo o sistema atmosférico e iônico. As ondas de rádio ao se propagar através da atmosfera terrestre, acabam refletindo e/ou refratando nas partículas ionizadas que formam verdadeiras nuvens, melhorando, ou piorando assim a propagação nas bandas de HF, conforme as condições de emissão solar. O número de manchas é calculado por amostragem observada na superfície solar visível, levando-se em consideração também a sua área. Para termos uma leitura precisa em tempo real das condições solares, convém escutar a W1AW ou checar as condições solares em gráficos publicados na Internet, nos mais diversos sites que oferecem estes serviços, em especial pode-se consultar o endereço: http://www.sec.noaa.gov/today.html Os dados são compilados por observações que incluem a monitoração do fluxo solar na faixa de comprimento de onda de 10,7 cm (2,8 Ghz), que forma os índices Boulder A e Boulder K . O fluxo solar em 10,7 cm é a medida da radiação térmica que contribui no processo de ionização. Este fluxo é lido em muitos quadrantes da terra. Um exemplo é Penticton, Columbia Britânica. Para obter as condições em tempo real, é utilizada uma antena apontada diretamente para o Sol, conectada a um receptor sintonizado em 2,8 Ghz. Em 12 meses de observação e compilação de dados, se obtém a média de manchas solares que é chamada de número plano de spots (SSN) . Quanto maior o ''número plano'', presume-se que se tornam melhores as condições de propagação. Este número é conhecido como SFI ( Solar Flux Index ), seu aumento aponta para a melhora das condições de propagação. Outros tipos de atividades solares interessantes são os ''Solar FLARES'' ( dilatação solar ) e os ''Solar Holes'' ( buracos solares ) , estes podem emitir alta energia em prótons e raios X causando assim significante aumento na velocidade do vento solar. Os prótons podem causar o fenômeno do aparecimento da coroa polar e eventos de absorção em altas latitudes. Os raios-X podem causar black-out no lado diurno da terra devido aumento da absorção eletromagnética na região D. O aumento da velocidade do vento solar pode resultar em tempestades geomagnéticas que geralmente tendem a piorar os números MUF ( máxima freqüência utilizável ) degenerando assim as comunicações em HF. O índice A é a média quantitativa da medida da atividade geomagnética derivada de uma série de medidas físicas. O índice Boulder A anunciado na W1AW e na Internet, é por natureza linear e tem uma escala entre 0 e 400, e é o índice A das últimas 24 horas que é derivado do índice K das últimas 3 horas gravado em Boulder no estado do Colorado. O índice K é logarítmico e tem uma escala de 0 a 9 , é o resultado das medidas das últimas 3 horas magnetométricas medidas, comparadas com o campo geomagnético orientado e sua intensidade que são obtidos sob condições geomagnéticas calmas. É adequado dizer-se então que a atividade geomagnética, tempestades solares, raios - X , Flares ( dilatações solares ) Tc , podem causar uma reação adversa na propagação. O índice A nos mostra a ESTABILIDADE GEOMAGNÉTICA . Magnetômetros ao redor do planeta são usados para gerar o número chamado INDICE PLANETÁRIO K . Um ponto alterado no índice K é totalmente significante. O índice K lido abaixo de 3 geralmente indica na média, estáveis e boas condições de propagação. Qualquer número acima de 3 indica absorção nas ondas de rádio. A cada ponto mudado, reflete-se significantes mudanças nas condições. Geralmente as medidas mais elevadas são encontradas nas altas latitudes do globo terrestre. Quando se obtém uma leitura de valores altos de A e K , estes podem ser devidos efeitos de instabilidade geomagnética que tendem a ser mais concentradas nas regiões polares. A simplificação pode corromper os dados relativos às condições de propagação, mas em geral, para longa distância, a regra para manuseio será sempre: mais alto SFI e os mais baixos números A e K nos darão as melhores condições em faixas altas no geral . O índice A deverá preferencialmente estar abaixo de 14, e a atividade solar baixa ou moderada. Se o índice A declina abaixo de 7 por alguns dias, na tabela, e o SFI (Solar Flux Índex) é alto, haverá melhora na propagação intercontinental . Pode-se escutar o SFI e os índices A e K na WWV aos 45 minutos de cada hora, nas freqüências de 5, 10 e 15 MHz . Ou observar nos sites específicos da internet. Para gráficos a cada 5 minutos , na internet http://www.sec.noaa.gov/today.html Bibliografia: Steffen, A. C., Moraes, E. C., Gama, F. F. Radiometria óptica espectral. In: Simpósio Brasileiro de Sensoriamento Remoto, VIII. Salvador, 14-19. Abr., 1996. Tutorial São José dos Campos. INPE, 1996. 43p. BARNES, A. Solar system plasma physics. Amsterdam: North-Holland Publishing Company, 1979.	Ionosphere > Índice K : K0 = Inativo K1 = Muito quieto K2 = Quieto K3 = Incerto K4 = Ativo K5 = Tempestade menor K6 = Tempestade maior K7 = Tempestade severa K8 = Tempestade muito severa K9 = Tempestade extremamente severa Índice A: A 0 - A7 = Quieto A8 - A15 = Incerto A16 - A29 = Ativo A30 - A49 = Tempestade menor A50 - A99 = Tempestade maior A100 - A400 = Tempestade severa O que é Mancha Solar? Mancha Solar é uma região na superfície do Sol onde ocorre uma redução de temperatura e pressão das massas gasosas, estando intimamente relacionadas ao seu campo magnético, cuja intensidade média é de 1 Gauss, chegando a milhares de Gauss próximo a si. Quanto maior sua quantidade, maiores são as alterações na ionosfera terrestre, influindo nas comunicações de rádio. Composição A composição do Sol é basicamente hidrogênio em forma de plasma, sua rotação é diferenciada, sendo de 30 dias nos pólos e 26 dias no equador. Durante a rotação, as linhas do campo magnético comprimem-se e, por conseqüência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, colapsando, e, assim aumentando a pressão e a temperatura até haver a ruptura de massa e consequentemente a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando assim a matéria da fotosfera em direção das linhas, com conseqüente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada. Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas surgindo desta forma as manchas, com temperatura média de 4300 Kelvin, enquanto que, normalmente, em sua superfície, o Sol tem cerca de 6.000 K nas regiões ausentes de manchas. Comportamento As manchas podem surgir isoladas ou em grupos, o campo magnético associado é bem mais intenso no período conhecido como ciclo solar (de onze anos). O tamanho das manchas solares é bem diversificado, geralmente maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos - quase 1/7 do disco solar.

Fluxo solar, índice A e índice K

A observação solar em todos os comprimentos de onda pode ser considerada de fundamental importância para a compreensão do Cosmos. Pode-se afirmar que sua compreenção é o primeiro passo em direção ao Espaço. O Sol é, e sempre será, laboratório para a obtenção “in situ” dos dados necessários para a elaboração das teorias necessárias ao entendimento dos processos, fenômenos e suas causas , que ocorrem em todos os corpos a partir do Sistema Solar em direção ao Universo, incluindo a Terra.

A atividade solar representada pelas explosões, pelos ventos solares entre outros efeitos, causa diversas alterações em todo o Planeta Terra (E Sistema Solar), tais como variabilidade climática, as tempestades, as variações ionosféricas, geomagnéticas, além da modulação dos raios cósmicos entre outros efeitos que também seguem as peridiocidades do nosso Astro Rei. A chamada conexão Terra-Sol, tem uma interação estreita e complexa, cujas causas e efeitos estão sendo estudados e mapeados para posterior entendimento dos processos que ocorrem no ambiente espacial que interconecta o nosso Planeta à sua Estrela.

Entre os processos utilizados na compilação de dados, estão as técnicas de sensoriamento. Através destas, podemos obter informações dos objetos que compõem a superfície solar e ambiente espacial (Manchas, chamas, a ejeção de massa coronal, etc). Desta forma, temos o chamado ''fluxo solar'', obtido pelos índices A e K, que são produzidos através da recepção direta dos ''sinais'' emitidos pelo Sol em 2,8 Ghz. Os índices fornecem dados, que interpretados adequadamente, nos dão com relativa precisão as condições de propagação das ondas de rádio através da ionosfera.

A propagação das ondas de rádio, conforme afirmado anteriormente, é intimamente ligada às condições solares, ou seja, à atividade solar como um todo, em especial ao número de manchas, cujas áreas ao seu redor emitem grandes quantidades de radiações ionizantes. Entre estas estão a radiação ultravioleta em todas gamas de freqüência, os raios X, e outras radiações eletromagnéticas dos mais diversos comprimentos de onda, além de íons acelerados em altíssimas velocidades trazidos pelo vento solar. Desta forma, se torna necessário compreender os processos físicos básicos envolvidos na determinação do clima espacial, de maneira que se permita criar modelos e fazer previsões do ambiente espacial Terra-Sol e por conseqüência a determinação não somente das condições de propagação, mas de todo um sistema interativo. A quantidade de manchas solares pode ser considerada determinante das condições de propagação eletromagnética a nível mundial. É sabido que em épocas de maior atividade solar, a radiação e partículas diversas são lançadas ao espaço e chegam na ionosfera terrestre interando e influindo em todo o sistema atmosférico e iônico. As ondas de rádio ao se propagar através da atmosfera terrestre, acabam refletindo e/ou refratando nas partículas ionizadas que formam verdadeiras nuvens, melhorando, ou piorando assim a propagação nas bandas de HF, conforme as condições de emissão solar. O número de manchas é calculado por amostragem observada na superfície solar visível, levando-se em consideração também a sua área. Para termos uma leitura precisa em tempo real das condições solares, convém escutar a W1AW ou checar as condições solares em gráficos publicados na Internet, nos mais diversos sites que oferecem estes serviços, em especial pode-se consultar o endereço: http://www.sec.noaa.gov/today.html

Os dados são compilados por observações que incluem a monitoração do fluxo solar na faixa de comprimento de onda de 10,7 cm (2,8 Ghz), que forma os índices Boulder A e Boulder K . O fluxo solar em 10,7 cm é a medida da radiação térmica que contribui no processo de ionização. Este fluxo é lido em muitos quadrantes da terra. Um exemplo é Penticton, Columbia Britânica.

Para obter as condições em tempo real, é utilizada uma antena apontada diretamente para o Sol, conectada a um receptor sintonizado em 2,8 Ghz. Em 12 meses de observação e compilação de dados, se obtém a média de manchas solares que é chamada de número plano de spots (SSN) . Quanto maior o ''número plano'', presume-se que se tornam melhores as condições de propagação. Este número é conhecido como SFI ( Solar Flux Index ), seu aumento aponta para a melhora das condições de propagação.
Outros tipos de atividades solares interessantes são os ''Solar FLARES'' ( dilatação solar ) e os ''Solar Holes'' ( buracos solares ) , estes podem emitir alta energia em prótons e raios X causando assim significante aumento na velocidade do vento solar.

Os prótons podem causar o fenômeno do aparecimento da coroa polar e eventos de absorção em altas latitudes. Os raios-X podem causar black-out no lado diurno da terra devido aumento da absorção eletromagnética na região D. O aumento da velocidade do vento solar pode resultar em tempestades geomagnéticas que geralmente tendem a piorar os números MUF ( máxima freqüência utilizável ) degenerando assim as comunicações em HF. O índice A é a média quantitativa da medida da atividade geomagnética derivada de uma série de medidas físicas.

O índice Boulder A anunciado na W1AW e na Internet, é por natureza linear e tem uma escala entre 0 e 400, e é o índice A das últimas 24 horas que é derivado do índice K das últimas 3 horas gravado em Boulder no estado do Colorado.

O índice K é logarítmico e tem uma escala de 0 a 9 , é o resultado das medidas das últimas 3 horas magnetométricas medidas, comparadas com o campo geomagnético orientado e sua intensidade que são obtidos sob condições geomagnéticas calmas.

É adequado dizer-se então que a atividade geomagnética, tempestades solares, raios - X , Flares ( dilatações solares ) Tc , podem causar uma reação adversa na propagação. O índice A nos mostra a ESTABILIDADE GEOMAGNÉTICA . Magnetômetros ao redor do planeta são usados para gerar o número chamado INDICE PLANETÁRIO K . Um ponto alterado no índice K é totalmente significante. O índice K lido abaixo de 3 geralmente indica na média, estáveis e boas condições de propagação. Qualquer número acima de 3 indica absorção nas ondas de rádio. A cada ponto mudado, reflete-se significantes mudanças nas condições. Geralmente as medidas mais elevadas são encontradas nas altas latitudes do globo terrestre. Quando se obtém uma leitura de valores altos de A e K , estes podem ser devidos efeitos de instabilidade geomagnética que tendem a ser mais concentradas nas regiões polares. A simplificação pode corromper os dados relativos às condições de propagação, mas em geral, para longa distância, a regra para manuseio será sempre: mais alto SFI e os mais baixos números A e K nos darão as melhores condições em faixas altas no geral . O índice A deverá preferencialmente estar abaixo de 14, e a atividade solar baixa ou moderada. Se o índice A declina abaixo de 7 por alguns dias, na tabela, e o SFI (Solar Flux Índex) é alto, haverá melhora na propagação intercontinental . Pode-se escutar o SFI e os índices A e K na WWV aos 45 minutos de cada hora, nas freqüências de 5, 10 e 15 MHz . Ou observar nos sites específicos da internet. Para gráficos a cada 5 minutos , na internet http://www.sec.noaa.gov/today.html

Bibliografia:

*Steffen, A. C., Moraes, E. C., Gama, F. F. Radiometria óptica espectral. In:

Simpósio Brasileiro de Sensoriamento Remoto, VIII. Salvador, 14-19. Abr.,

1996. Tutorial São José dos Campos. INPE, 1996. 43p.

*BARNES, A. Solar system plasma physics. Amsterdam: North-Holland

Publishing Company, 1979.

Ionosphere >

Índice K :
K0 = Inativo
K1 = Muito quieto
K2 = Quieto
K3 = Incerto
K4 = Ativo
K5 = Tempestade menor
K6 = Tempestade maior
K7 = Tempestade severa
K8 = Tempestade muito severa
K9 = Tempestade extremamente severa

Índice A:
A 0 - A7 = Quieto
A8 - A15 = Incerto
A16 - A29 = Ativo
A30 - A49 = Tempestade menor
A50 - A99 = Tempestade maior
A100 - A400 = Tempestade severa

O que é Mancha Solar?

Mancha Solar é uma região na superfície do Sol onde ocorre uma redução de temperatura e pressão das massas gasosas, estando intimamente relacionadas ao seu campo magnético, cuja intensidade média é de 1 Gauss, chegando a milhares de Gauss próximo a si. Quanto maior sua quantidade, maiores são as alterações na ionosfera terrestre, influindo nas comunicações de rádio.

Composição

A composição do Sol é basicamente hidrogênio em forma de plasma, sua rotação é diferenciada, sendo de 30 dias nos pólos e 26 dias no equador. Durante a rotação, as linhas do campo magnético comprimem-se e, por conseqüência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, colapsando, e, assim aumentando a pressão e a temperatura até haver a ruptura de massa e consequentemente a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando assim a matéria da fotosfera em direção das linhas, com conseqüente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada.

Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas surgindo desta forma as manchas, com temperatura média de 4300 Kelvin, enquanto que, normalmente, em sua superfície, o Sol tem cerca de 6.000 K nas regiões ausentes de manchas.

Comportamento

As manchas podem surgir isoladas ou em grupos, o campo magnético associado é bem mais intenso no período conhecido como ciclo solar (de onze anos). O tamanho das manchas solares é bem diversificado, geralmente maiores que o nosso planeta. Elas são medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos - quase 1/7 do disco solar.