Clima EspacialASTROFÍSICA CONIDA

AGENCIA ESPACIAL DEL PERÚ

OBJETIVOS

�Elevar el nivel del Conocimiento y la calidad de lainvestigación en Astronomía y Astrofísica

�Realizar y desarrollar Investigación de fenómenos de ClimaEspacial, Conexión Sol-Tierra, Radioastronomía, Astrono míaEstelar y Rayos Cósmicos para garantizar la generación deconocimientos y desarrollo del país.

�Desarrollar e implementar el Observatorio AstronómicoNacional – Fase I

�Elaborar Efemérides Astronómicas y Alertas de ClimaEspacial.

OBJETIVOS

La Dirección de Astrofísica investiga, desarrolla y

gestiona actividades de astronomía y astrofísica

en función de un programa espacial (propuesto)

relacionados actualmente a temas de:

•Física Solar

•Conexión Sol-Tierra.

•Clima Espacial

•Astrofísica de altas energías.

•Radio astrofísica y Geofísica Espacial.

•Radiotelescopios Pequeños

•Astrofísica Estelar.

FÍSICA SOLAR -CONEXIÓN SOL TIERRA – CLIMA ESPACIAL

Se realiza monitoreo permanente de los siguientes parámetros atmosféricos, los que son

publicados

en la web en tiempo real:

�Radiación UV

con publicación de Alertas de protección

�Radiación Solar (Irradiancia)

�Radiación Corpuscular

�Explosiones solares y Actividad Solar

�Temperatura

�Humedad

Además se elaboran pronóstico de actividad solar.

Clima EspacialVIENTO SOLAR

CME – Emisión de partículas

EXPLOSIONES SOLARES

CICLO DE ACTIVIDAD SOLAR DE 11 AÑOS

Clima Espacial: Efectos en la Tierra

Clima Espacial:Anomalía Magnética del Atlántico Sur

Clima Espacial

PROYECTOS EN LA DIAST-CONIDA

Prof. Dale E. Gary

NJIT

Red e-CALLISTOEl proyecto CALLISTO es Integrante de laIniciativa de Clima Espacial (ISWI)auspiciado por Naciones Unidas (NNUU),la NASA y JAXA.

FALTA DE OBSERVACIÓN !

PERÚ

SAN ISIDRO

HUAYAO

PUNTA LOBOS

( 45 – 870 MHz )

Red e-CALLISTO

Explosiones solares observadascon el espectrómetro CALLISTOdesde distintos lugares. Derecha:arriba desde Alaska y debajodesde México.

Aceleracion de Partículas

Gopalswamy, 2000?

Fi: Frecuencia InicioFf: Frecuencia FinalFc: Frecuencia central (Fi+Ff)/2∆f: Banda de Frecuencia (Ff-Fi)t1/2: Duración de Media PotenciaS: Flujo de PicoDf/dt: Tasa de Deriva

bfADf +=

if

iff tt

ff

dt

dfD

−−

==

La rapidez en la cuál la frecuencias de emisióncambia, es conocida como tasa de deriva ycorresponde al movimiento del agente excitado(choque MHD) a través de la corona.

A partir de Analizar el Espectro dinámico (tiempo, Frecuencia, Intensidad) Se deduce relación entre la

tasa de deriva y Frecuencia de Inicio (300 – 3000MHz)

TRATAMIENTO DE DATOS Y PARAMETROSTasa de Deriva, Duración e Intensidad

��

��� � � ��

TRATAMIENTO DE DATOS Y PARAMETROSTasa de Deriva, Duración e Intensidad

fi = 759,25MHzff = 467,875MHzfc = 613,5625MHz∆f = 291,375MHz

Ajuste gaussiano del perfil temporal de una explosión solar tipo III a unafrecuencia de 550.563 MHz.tm = 49,477 sS = 305,63 ufst1/2 = 1,0032 s

Luego de hacer el ajuste lineal el valor de la tasa de deriva de la explosión tipo IIIocurrido después de las 12:07:47 TU se tiene:df /dt = −193,45682MHz/s

Se necesita un modelo de densidad para zonas activas consistente con la medida estadística de la deriva para explosiones solares en radio tipo III (adaptado de Aschwanden and Benz), en la baja corona y con una transición continua a la atmósfera isotérmica y barométrica en la corona superior.

ESCENARIO DE LAS EXPLOSIONES SOLARES TIPO IIIModelo de densidad y sus parámetros

��

��� � � ��

� ℎ

�

��ℎ

ℎ�

�

, ��ℎ ≤ ℎ�

�����−ℎ

�, ��ℎ > ℎ�

Donde:h: altura en la atmósfera solar,h1: altura de la transición en el régimen de variación de la densidad,El modelo de ley de potencia se transforma en una exponencialN1: Transición de densidad, Nq: Densidad de electrones en la parte inferior de la corona solar tranquila obtenido por modelo barométricop: Indice de la ley de potenciaH: Altura de la densidad de escala.

Para una transición suave entre los dos regímenes h=h1 se considera la condiciones de continuidad �� � ����� −�

ℎ� � ��

Y según Aschwanden y Benz las constantes serán.

� �2

� − 1

�� ���

2�

� � 8980 �!

Recordando:

Asume una dependencia de ley de potencia para la baja de corona y una forma exponencial para la corona superior

Dinámica de las zonas magnetoactivas de la fotósfera solar

Actividad solar medida desde la Tierra para el ciclo solar 23-24

00.0

20.0

40.0

60.0

80.0

100.0

120.0

140.0

160.0

180.0

ago-96

ago-97

ago-98

ago-99

ago-00

ago-01

ago-02

ago-03

ago-04

ago-05

ago-06

ago-07

ago-08

ago-09

ago-10

ago-11

ago-12

ago-13

ago-14

ago-15

ago-16

ago-17

N°R

elat

ivo

Zur

ich

Mes / Año

Pronóstico de la Actividad Solar - Ciclo 24

ASTRONOMIA 2014 - CONIDA

Series1Series2Series3

Schwabe, 11 year cycle(1843, 1849, 1876)

Comparison with 14C

SOL SOL SOL SOL –––– CLIMA ESPACIALCLIMA ESPACIALCLIMA ESPACIALCLIMA ESPACIAL

Observatorio Astronómico

• Proyecto para un Sistema satelital aplicado de alta resolución1

• Proyecto para un Sistema terreno de observación de objetos espaciales2

• Plan de desarrollo de actividades espaciales de APSCO3

• Plan de desarrollo de Educación y Entrenamiento de APSCO4

Bangladesh

Irán

China

Mongolia

Turquía

Tailandia Indonesia

Pakistán

Perú

OTROS TEMAS DE INTERESASIA PACIFIC SPACE COOPERATION ORGANIZATION

Acuerdos del Cuarto CONSEJO DE APSCO Tailandia 25-27 Enero 2011

OTROS TEMAS DE INTERESASIA PACIFIC SPACE COOPERATION ORGANIZATION

Acuerdos del Quinto CONSEJO DE APSCO Beijing 7-8 de septiembre 2011

Tema de Agenda Nº 11: Informe sobre Proyectos Aprobados APSCO, comoconsecuencia del acuerdo Nº 1 del Cuarto Consejo de APSCO.

El informe sobre los proyectos aprobados APSCO fue presentado.Estos proyectos fueron:Intercambio de datos Plataforma de Servicios yProyecto piloto de aplicación APOSOS: Proyecto de Observación deSatélites y basura espacial.

14 temas de agenda

Como consecuencia del Acuerdo Nº 4 del Cuarto Conse jo de APSCO

• Un doctorando• Tres masterandos

� Antecedentes:

� APOSOS (Asia-Pacific Ground-Based Optical Space Objets Observation System) es un proyecto propuesto por los representantes de Turquia, China y Perú el 2008 y aprobado durante la plenaria de APSCO del 2009.

� Orientado a la observación conjunta y unificada de satélites y otros objetos espaciales utilizando instrumental astronómico óptico.

Proyecto APOSOS

� Objetivos

� General:− Desarrollar Capacidades para el monitoreo de

desechos espaciales y satélites utilizando telescopios pequeños.

� Especificos:− Determinar el sitio para la instalación del observatorio.

− Implementar el observatorio− Poner en operación el observatorio

− Integrar el observatorio al APOSOS Network de APSCO

Proyecto APOSOS

� La participación de CONIDA reportaría un beneficio económico, al contar con una herramienta a bajo costo, que permitiría reducir los riesgos y costos por pérdidas y accidentes de los futuros proyectos aeroespaciales públicos y privados.

� Beneficio Técnico-Científico al promover la modernización del instrumental astronómico existente y la formación y promoción de cuadros cientícos y técnicos.

� Permitirá adquirir capacidades para participar en el proyecto NEOs de la NASA.

� Permitirá tener un sistema de Vigilacia Espacial permanente para la seguridad nacional.

APOSOS

La red SAVNET(South America VLF Network)

Red SAVNET

9 VLF tracking receiver stations deployed in Brazil, Peru , Argentina and Mexico.5 years of operation since 2007

3 new stations installed North of Brazil (06/13), and Quito (11/13)

Cada estación SAVNET esta

compuesta por tres antenas :

“LOOP” ou quadro (B)

VERTICAL (Ez)

(South America VLF Network)

• Ondas de VLF

( Very Low Frequency : 3 -30 kHz)

Guia de Ondas Tierra - Ionosfera

Teoría de modos

- Modo : Distribución de campo EM (eq. de Maxwell)

- Ventajoso para grandes distancias pues apenas losprimeros modos son relevantes, siendo los demasfuertemente atenuados (Wait and Spies, 1964).

Propagación de ondas VLF

Red SAVNET

• Long-term and transient solar activity (Ly-α ; solar flares)

• Physics of the lower ionospheric (C/D) regions

• mesospheric disturbances (T, NO, O3)

• Detection of Remote astrophysical objects

• Subionospheric radio propagation modeling

• Search for seismic-EM effects

MEX

Objetivos Científicos:

• Educación y formación de recursos humanos

35

SAVNET: ALGUNOS RESULTADOSCIENTÍFICOS

Explosión solar menos intensa detectada : B 2.7 � 2.7 10-7 W/m2

(Raulin et al. 2010, JGR)

TRANSIENT SOLAR FORCING: FLARESP

ha

se a

nd

So

ft X

-ra

y

Flu

x

15 grados

100 % de explosiones solares ≥ B4 son detectados

TRANSIENT SOLAR FORCING: FLARES

(Raulin et al. 2010, JGR)

Red SAVNET: Algunos resultados

Trayecto VLF desde el transmisor NPM (Hawaii)

hacia la estacion receptora ATI (São Paulo,

Brasil). Son mostradas otras 4 estaciones

transmisoras VLF (NLK, NDK, NAA y NAU). El

Hemisferio de color oscuro indica el lado de

noche de la Tierra a las 06:48 UT (explosión mas

intensa). La parte iluminada de la Tierra por

rayos-γ a las 6:48 UT es tambien mostrado en la

figura como la region subrayada. Explosiones

fueron tambien detectados en otras estaciones

de la red SAVNET: Palmas, TO (PAL), São

Martinho da Serra, RS (SMS) y Piura, Perú (PIU).

22-Enero. 2009, 06:48 UT, explosión mas intensa

IONOSPHERIC OBSERVATIONS OF

SGR J1550-5418

22-Jan. 2009 bursts detectado por SAVNET/NPM-

ATI SAVNET/NPM-ATI

While satellites in space cannot continuously observe the whole skydue to Earthoccultation, theEarth’s ionosphere can monitor it without interruption. Very Low Frequencyobservations provide us with anew method, cheap and easy to implement, to monitorhighenergy transient phenomena of astrophysical importance.

> 25 keVRayos -γ

GEOPHYSICS AND NATURAL DISASTERS

Search for Seismic-electromagnetic effects

ACTIVIDAD SÍSMICA

• Método Terminator Time (TT)(Hayakawa, 2004) aplicado paratrayectos de propagación Este –Oeste (Samanes et al. 2010)

• Metodo del analisis de ruidonocturno o Nighttime Fluctuationdonde son definidos y analisados losparametros: Trend (T), Dispersion (D)y Noise Fluctuations (NF) (Kasaharaet al. 2010). anomalias VLF sondefinidos por: decrecimiento de Tpor ≥ 2σ a lo largo com incremento deD y NF por ≥ 2σ .Este metodo há sidoutilizado para el analissi del terremotode Haiti Earthquake (EQ 2010/01/12,M = 7.0), y otros al norte de Peruevents (Hayakawa, Raulin, Kasaharaet al. 2010).

GEOPHYSICS AND NATURAL DISASTERS:

Search for Seismic-electromagnetic effects

Nighttime Noise

GEOPHYSICS AND NATURAL DISASTERS

Search for Seismic-electromagnetic effects

VLF anomaly time periods

Earthquakes with magnitude shown

5.35.85.7 7.0

Parameters (T), (D) and (NF) were estimated for 6 months using the NAA (US) – PLO(Peru) VLF propagation path. VLF anomalies were identified during periods of few daysprior to seismic activity (M > 5) which occurred close to the VLF path.

2010-01-03 Caraz M = 5.7

2010-01-25 Puerto Inca M = 5.8

2010-03-28 TrujilloM = 5.3

(a) (b) (c)

(a)

(b)

(c)

(Hayakawa, 2004)

Haiti EQ 2010/01/12, M

= 7.0)

GEOPHYSICS AND NATURAL DISASTERS

Search of Seismic-electromagnetic effects

44

MÉTODO “TERMINATOR TIME”

Efectos Sismo-Electromagnéticos

Diagrama de fasores para los modos de primer y segundo orden

Linha terminador

Vt

Propagación Oeste - Este

Modelo de Guia de Ondas (Crombie, 1964)

Conversión modal

Interferencia de modos

DiaH ~ 70 km

T1T3T4 T2T5

ETX

WRX

NocheH ~ 90 km

“Terminator Times”(TTs)

Método “Terminator Time”

Número de días após 2007/01/01

Tem

pos

TT

[T

U]

T6

T5

T4

T3

T2

T1

16

AM

PLI

TU

DE

[dB

]

Tempo [TU]

T6

T5T4

T3T2

T1

NPM - ICA

NPM - PLO

NPM - ATI

NPM

ATI

NPM

PLOICA

dN

NPM - ICANPM - PLONPM - ATISimultaneidad de TTspara trayectos paralelos

Número de días após 2007/01/01

Tem

pos

TT

[T

U]

T6

T5

T4

T3

T2

T1

Tem

pos

TT

[T

U]

Número de días após 2007/01/01

Terminator Time Method: Estudios de OzonoA

MP

LIT

UD

E [d

B]

Tempo [TU]

T6

T5T4

T3T2

T1

NPM - ICA

NPM - PLO

NPM - ATI

χχχχ

Sol

80 – 90 km

35 km

Satélite TIMED/SABER:perfiles verticales dela concentración deO3 entre 30 y 90 kmde altura

Variaciones del TT pueden se entendidas em termos de variación de la altura de la capa de ozono

ángulo zenit solar

Gracias por su atención!!!

Director DIAST: Lic. Walter Guevara (walter@conida.gob.pe)Rayos Cósmicos: MSc. Luis Otiniano (lotiniado@conida.gob.pe)Red SAVNET: MSc. Jorge Samanes (jsamanes@conida.gob.pe)Red e-CALLISTO: Walter R. Guevara Day (walter@conida.gob.pe)