martes, 15 de febrero de 2011
miércoles, 9 de febrero de 2011
Efecto de la interferencia solar sobre la recepción satelital
Se observan dos portadoras digitales grandes, al menos una de ellas (central) corresponde a transmisión de televisión.
A la derecha se observa lo que podría ser tráfico VSAT.
La línea amarilla representa la medición instantánea (Clear Write), la línea morada representa los valores mínimos alcanzados (Min Hold) y la línea azul los máximos (Max Hold).
En términos simples, la interferencia solar se produce en torno a los equinoccios, y corresponde al alineamiento del sol con el satélite y la antena receptora. Lo anterior ocasiona que la radiación solar entra de lleno en la antena, aumentando drásticamente el nivel de ruido térmico y reduciendo la relación entre el nivel de la portadora y el ruido.
Lo anterior ocasiona que el receptor no pueda continuar demodulando correctamente la señal.
El fenómeno se presenta una vez al día y se repite durante más o menos una semana en torno a los equinoccios, y la duración de cada evento depende del tamaño de la antena, la banda de frecuencia y del día en particular.
En los sistemas de TV satelital directa al hogar (DTH) el fenómeno se aprecia por partida doble, ya que se ve afectado el satélite en el cual se realiza la transmisión hacia el cliente (interferencia solar sobre la antena del cliente) y en forma separada (generalmente) sobre los satélites en los cuales los proveedores de contenido distribuyen sus señales hacia las cabeceras (interferencia solar sobre las antenas de recepción de contenido en la cabecera del proveedor de TV Satelital). En este último caso las cabeceras de sistemas de TV cable HFC o IP también se ven afectadas.
http://www.youtube.com/watch?v=gBmJytBUlD8
A la derecha se observa lo que podría ser tráfico VSAT.
La línea amarilla representa la medición instantánea (Clear Write), la línea morada representa los valores mínimos alcanzados (Min Hold) y la línea azul los máximos (Max Hold).
En términos simples, la interferencia solar se produce en torno a los equinoccios, y corresponde al alineamiento del sol con el satélite y la antena receptora. Lo anterior ocasiona que la radiación solar entra de lleno en la antena, aumentando drásticamente el nivel de ruido térmico y reduciendo la relación entre el nivel de la portadora y el ruido.
Lo anterior ocasiona que el receptor no pueda continuar demodulando correctamente la señal.
El fenómeno se presenta una vez al día y se repite durante más o menos una semana en torno a los equinoccios, y la duración de cada evento depende del tamaño de la antena, la banda de frecuencia y del día en particular.
En los sistemas de TV satelital directa al hogar (DTH) el fenómeno se aprecia por partida doble, ya que se ve afectado el satélite en el cual se realiza la transmisión hacia el cliente (interferencia solar sobre la antena del cliente) y en forma separada (generalmente) sobre los satélites en los cuales los proveedores de contenido distribuyen sus señales hacia las cabeceras (interferencia solar sobre las antenas de recepción de contenido en la cabecera del proveedor de TV Satelital). En este último caso las cabeceras de sistemas de TV cable HFC o IP también se ven afectadas.
http://www.youtube.com/watch?v=gBmJytBUlD8
martes, 8 de febrero de 2011
Ruido e interferencia,
El Sol se comporta como un emisor de ondas de radio que emite en un amplio margen de frecuencias. En el glosario se puede encontrar una breve descripción de los 4 tipos de emisiones solares de radio. |
En este apartado nos limitaremos a comentar los aspectos cualitativos más relevantes de la influencia de la radiación solar en forma de ruido o interferencia.
Los satélites de comunicaciones están sujetos a interferencias procedentes del Sol especialmente en los equinoccios de Marzo y Septiembre; el Sol pasa por el haz principal de la antena de la estación terrena, y el ruido en el receptor se incrementa notablemente, interfiriendo o impidiendo el correcto funcionamiento del enlace, que puede quedar fuera de servicio durante al menos 10 minutos al día varios días al año. O lo que es lo mismo, un 0,02 % del año.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Evidentemente, esta interferencia también afecta a...
Ø los enlaces entre satélites
Ø y a los enlaces ascendentes,
Cuando los rayos solares entran por el lóbulo principal de la antena receptora de satélites de cobertura global, que tienen el ancho de haz más grande entre los satélites geoestacionarios.
El nivel de potencia interferente recibida del sol depende de:
· La frecuencia:
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
· El ancho de banda del receptor, como es lógico, a mayor AB, mayor potencia de ruido.
· El ancho de haz de la antena receptora, pues si ésta es muy directiva, mientras esté apuntando al Sol, prácticamente no recibirá nada más que ruido.
· Nivel de actividad solar. Esta interferencia siempre se produce en horas diurnas cuando la actividad humana es mayor. En la estación receptora no se puede hacer nada, salvo esperar a que el Sol salga del arco que queda dentro del lóbulo principal del diagrama de radiación de la antena receptora.
Por otra parte, los enlaces que incorporan la técnica de Espectro Ensanchado (Spread Spectrum), en muchos casos tienen capacidad de ensanchar el ruido procedente del Sol. Además, este ruido es...
- predecible,
- estacional,
- y solo afecta a una ciudad al mismo tiempo.
En este sentido hay que tener en cuenta que el Sol se mueve a una velocidad aparente de 15º/h ó 0,25º/min de tiempo, y ocupa tan sólo la 5,4 millonésima parte del ángulo sólido subtendido desde la superficie terrestre.
Existen programas que en función de la posición del satélite en cuestión y la de la estación terrena receptora, con el ancho de haz de su antena, calculan la duración de la interferencia y el momento en que se producirá.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
Otras fuentes de ruido, que se incluyen en la temperatura de ruido antes citada (según los casos), son:
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Se ha observado que a mayor ángulo de elevación, la temperatura de ruido es menor, y que aumenta con la actividad solar.
El Sol se comporta como un emisor de ondas de radio que emite en un amplio margen de frecuencias. En el glosario se puede encontrar una breve descripción de los 4 tipos de emisiones solares de radio. |
En este apartado nos limitaremos a comentar los aspectos cualitativos más relevantes de la influencia de la radiación solar en forma de ruido o interferencia.
Los satélites de comunicaciones están sujetos a interferencias procedentes del Sol especialmente en los equinoccios de Marzo y Septiembre; el Sol pasa por el haz principal de la antena de la estación terrena, y el ruido en el receptor se incrementa notablemente, interfiriendo o impidiendo el correcto funcionamiento del enlace, que puede quedar fuera de servicio durante al menos 10 minutos al día varios días al año. O lo que es lo mismo, un 0,02 % del año.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Cuanto mayor sea el ancho de haz de la antena, más tiempo durará la interferencia, pues la estación terrena tendrá que recorrer más arco hasta que los rayos solares dejen de entrar por el lóbulo principal del diagrama.
Evidentemente, esta interferencia también afecta a...
- los enlaces entre satélites
- y a los enlaces ascendentes,
cuando los rayos solares entran por el lóbulo principal de la antena receptora de satélites de cobertura global, que tienen el ancho de haz más grande entre los satélites geostacionarios.
El nivel de potencia interferente recibida del sol depende de:
La radiación solar varía en intensidad con la frecuencia; mientras que para la banda de VHF constituye una interferencia de importancia relativa, para una frecuencia de 4 GHz, la radiación solar supera en 20 dB la potencia típica recibida en la Tierra procedente de un satélite de difusión de televisión.
Esta interferencia siempre se produce en horas diurnas cuando la actividad humana es mayor. En la estación receptora no se puede hacer nada, salvo esperar a que el Sol salga del arco que queda dentro del lóbulo principal del diagrama de radiación de la antena receptora.
Por otra parte, los enlaces que incorporan la técnica de Espectro Ensanchado (Spread Spectrum), en muchos casos tienen capacidad de ensanchar el ruido procedente del Sol. Además, este ruido es...
- predecible,
- estacional,
- y solo afecta a una ciudad al mismo tiempo.
En este sentido hay que tener en cuenta que el Sol se mueve a una velocidad aparente de 15º/h ó 0,25º/min de tiempo, y ocupa tan sólo la 5,4 millonésima parte del ángulo sólido subtendido desde la superficie terrestre.
Existen programas que en función de la posición del satélite en cuestión y la de la estación terrena receptora, con el ancho de haz de su antena, calculan la duración de la interferencia y el momento en que se producirá.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
La latitud de la estación determinará la época de año. Si el satélite se encuentra al este de la estación terrena, la interferencia solar se producirá por la mañana, y por la tarde si está al oeste.
Otras fuentes de ruido, que se incluyen en la temperatura de ruido antes citada (según los casos), son:
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Se ha observado que a mayor ángulo de elevación, la temperatura de ruido es menor, y que aumenta con la actividad solar.
martes, 1 de febrero de 2011
Proba 2
Acrónimo de Project for Onboard Autonomy 2, proyecto de autonomía a bordo. Es un
proyecto de autonomía a bordo. Es un proyecto de autonomía a bordo. Es un satélite artificial experimental de la ESA lanzado el 2 de noviembre de 2009 a las 1:50 UTC desde el cosmódromo de Plesetsk mediante un cohete Rockot, junto con el satélite SMOS.
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| Satelite Proba 2 |
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
proyecto de autonomía a bordo. Es un satélite artificial experimental de la ESA lanzado el 2 de noviembre de 2009 a las 1:50 UTC desde el cosmódromo de Plesetsk mediante un cohete Rockot, junto con el satélite SMOS.
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
Características
El satélite tiene una masa de 135 kg y una forma aproximadamente cúbica (0,6 x 0,6 x 0,8 m), sin contar con sus dos paneles solares desplegados, hechos de una estructura de aluminio con plástico reforzado con fibra de carbono, que proporcionan una potencia eléctrica de hasta 110 vatios y alimentan una batería de ion de litio con una capacidad de 16 Ah.
La estructura principal está formada por tres paneles de aluminio conformados a modo de panal y formando una H y en los que van montados casi todos los sistemas, con un panel inferior que se usó como interfaz con el cohete lanzador. La parte exterior de los paneles está pintada en algunas partes de negro o blanco para funcionar como radiadores pasivos. Uno de los lados de la estructura lleva células solares, aparte de las situadas en los paneles solares.
El satélite se estabiliza en los tres ejes y la posición está controlada por cuatro pequeños volantes de inercia cuyo velocidad de giro puede variar para producir rotaciones en los tres ejes del satélite y capaces de ejercer un momento de hasta 30 mN-m. La orientación se lleva a cabo tanto mediante un seguidor de estrellas con una precisión de 5 segundos de arco para un periodo de 10 segundos de seguimiento como mediante un magnetómetro de tres ejes. El satélite también es capaz de navegar autónomamente utilizando GPS y posee un motor iónico alimentado por xenón y con un empuje de hasta 20 mN para realizar ajustes orbitales. El tanque de xenón es presurizado con nitrógeno que el satélite genera a bordo a partir de una fuente en estado sólido.
Las células solares son del tipo de triple unión de arseniuro de galio, y van montadas tanto en los dos paneles solares como en uno de los lados del cuerpo principal del satélite.
Proba 2 puede comunicarse mediante un enlace en banda S con su centro de control principal, situado en Redu (Bélgica), a una velocidad de 64 kbps, y con la estación de Svalbard (Noruega) usada como apoyo.
Fines del Proba 2
Proba 2 lleva a bordo cuatro instrumentos dedicados a la realización de ciencia.
La misión de Proba 2 es probar y validar una serie de nuevas tecnologías a ser usadas por la ESA en futuros satélites así como realizar observaciones científicas con dos experimentos a bordo: dos instrumentos belgas para realizar estudios sobre física solar y dos instrumentos checos para realizar estudios sobre física de plasma.
Características
El satélite tiene una masa de 135 kg y una forma aproximadamente cúbica (0,6 x 0,6 x 0,8 m), sin contar con sus dos paneles solares desplegados, hechos de una estructura de aluminio con plástico reforzado con fibra de carbono, que proporcionan una potencia eléctrica de hasta 110 vatios y alimentan una batería de ion de litio con una capacidad de 16 Ah.
La estructura principal está formada por tres paneles de aluminio conformados a modo de panal y formando una H y en los que van montados casi todos los sistemas, con un panel inferior que se usó como interfaz con el cohete lanzador. La parte exterior de los paneles está pintada en algunas partes de negro o blanco para funcionar como radiadores pasivos. Uno de los lados de la estructura lleva células solares, aparte de las situadas en los paneles solares.
El satélite se estabiliza en los tres ejes y la posición está controlada por cuatro pequeños volantes de inercia cuyo velocidad de giro puede variar para producir rotaciones en los tres ejes del satélite y capaces de ejercer un momento de hasta 30 mN-m. La orientación se lleva a cabo tanto mediante un seguidor de estrellas con una precisión de 5 segundos de arco para un periodo de 10 segundos de seguimiento como mediante un magnetómetro de tres ejes. El satélite también es capaz de navegar autónomamente utilizando GPS y posee un motor iónico alimentado por xenón y con un empuje de hasta 20 mN para realizar ajustes orbitales. El tanque de xenón es presurizado con nitrógeno que el satélite genera a bordo a partir de una fuente en estado sólido.
Las células solares son del tipo de triple unión de arseniuro de galio, y van montadas tanto en los dos paneles solares como en uno de los lados del cuerpo principal del satélite.
Proba 2 puede comunicarse mediante un enlace en banda S con su centro de control principal, situado en Redu (Bélgica), a una velocidad de 64 kbps, y con la estación de Svalbard (Noruega) usada como apoyo.
Fines del Proba 2
Proba 2 lleva a bordo cuatro instrumentos dedicados a la realización de ciencia.
• SWAP (Sun watcher using APS detectors and image processing, observación solar utilizando detectores APS y procesamiento de imagen): se trata de un telescopio de tipo Ritchey-Chrétien para el ultravioleta extremo construido en base al instrumento EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) a bordo del satélite SOHO. Su objetivo es fotografiar la corona solar, obteniendo imágenes a ritmo de una por minuto con gran resolución espacial.
• LYRA (Lyman-alpha radiometer, radiómetro Lyman-alfa): es un radiómetro para cuatro bandas ultravioleta, en concreto
o 115-125 nm, centrada en la línea Lyman-alfa, a 121,6 nm.
o 200-220 nm, en el rango continuo de Herzberg.
o 17-31 nm, que incluye la detección de aluminio y Helio II.
o 1-20 nm, para el circonio.
• TPMU (Thermal plasma measurement unit, unidad de medición térmica de plasma): consiste en un sensor junto con sus preamplificadores y una unidad de procesamiento para el estudio de la densidad, composición y temperatura de iones y la temperatura de electrones, así como para medir el potencial eléctrico de la estructura del satélite.
• DSLP (Dual segmented Langmuir probe, sonda Langmuir dual segmentada): es un instrumento utilizado para estudiar el fondo de plasma magnetosférico y está basado en el instrumento ISL (Instrument Sonde de Langmuir) de la misión Demeter del CNES. Su objetivo es medir la densidad de plasma y su variación en el rango entre 100 y 5•106 partículas/cm³; medir la temperatura de electrones en el rango entre 500 y 3000 Kelvin; medir el potencial de la nave en el rango entre ±5 voltios.
miércoles, 1 de diciembre de 2010
Interferencia en las señales de telecomunicasión devido a la radiasion solar
Las señales satelitales de telecomunicación tiene dos grandes enemigos el clima terrestre y las manchas solares. La lluvia y la neblina causan cortes momentáneos de la señal o perdidas de parte de la información, esto lo podemos notar cuando vemos en la pantalla de nuestro televisor que la imagen se llena de cuadros aleatorios.
También se sabe que esta radiación tienen un ciclo de aproximadamente 11,2 años, como se puede apreciar en la siguiente figura.
De estas estimaciones, se deduce que estamos entrando desde el 2008 en un nuevo ciclo de tormentas solares fuertes que causaran seguramente varios problemas a los sistemas satelitales. En casos de tormentas muy fuertes no solo afectan a los satélites también se pueden ver afectados sistemas en el planeta.
La tormenta solar de 1994 causó errores en dos satélites de comunicaciones, afectando los periódicos, las redes de televisión y el servicio de radio en Canadá. Otras tormentas han afectado sistemas desde servicios móviles y señales de TV hasta sistemas GPS y redes de electricidad. En marzo de 1989, una tormenta solar mucho menos intensa que la perfecta tormenta espacial de 1859, provocó que la planta hidroeléctrica de Quebec (Canadá) se detuviese durante más de nueve horas; los daños y la pérdida de ingresos resultante se estima en cientos de millones de dólares.
Interferencia Ionosférica
Dentro del homo solar, los físicos separan un núcleo que es 1500 más denso que el agua, con temperaturas del orden de 29.0 M. °F. Esta tremenda condición termonuclear permite la fusión continua de aproximadamente 600 millones de toneladas métricas de hidrógeno en helio, cada segundo. La liberación de energía resultante es equivalente a la detonación de 100 superbombas de miles de millones de hidrógeno por segundo.
| La gigantesca turbulencia que se produce provoca un movimiento bajo la zona de convección superior de la superficie visible del sol (fotosfera), que es mucho más fría, aproximadamente 10.800°F. Esta turbulencia, llamada por los astrónomos granulación solar, crea manchas solares, cada una con una duración de unos cuatro meses como máximo y que son acompañadas por intensos campos magnéticos con un promedio de 2.500 gauses (en comparación, el campo magnético de la Tierra es de aproximadamente un gaus). En un fenómeno no totalmente comprendido, pero que se piensa que está asociado con el alto magnetismo localizado de las manchas solares actuando conjuntamente con el tremendo campo magnético solar, parece Producir períodos de actividad solar creciente que se extienden en epiciclos de once años dentro de los ciclos de 19 a 22 años que posiblemente reflejan los cambios acumulativos que se producen en las profundidades del sol. | |  |
Los períodos de mucha actividad en las manchas solares se ven acompañados por erupciones solares - violentas explosiones provocadas por la rápida liberación de la energía almacenada dentro de los campos magnéticos que exhiben inversiones y recuperaciones de polaridad. Todo ello produce una intensa emisión de rayos X, de radiofrecuencias y de partículas de alta energía, provocando una importante disrupción en las comunicaciones radio y mostrando brillantes auroras boreales. La atmósfera exterior del sol -la corona- está formada por arcos y anillos de material gaseoso calentado por algún mecanismo desconocido hasta altas temperaturas (unos 1,8 M. °F). Los vientos solares de gran velocidad se ven forzados hacia los lejanos espacios interplanetarios por los campos magnéticos existentes en el interior de la corona. Empujados por el magnetismo, estos vientos solares son detectables dentro del campo magnético terrestre, tendiendo a repetirse cada 27 días, período que coincide con la rotación del sol.
La ionosfera se extiende entre 80 y 400 Km., sobre nuestras cabezas. Ionizada por una intensa radiación solar, principalmente en la parte UV del espectro, consiste en triples corazas supertenues de electrones libres cargados negativamente y átomos y moléculas cargados positivamente. La ionosfera puede afectar las transmisiones de radiofrecuencia de modo muy radical y muy excéntrico.
martes, 30 de noviembre de 2010
Radiación electromagnética
La radiación electromagnética , transmitida como fotones, incluye de todo, desde ondas de radio, relativamente benignas, hasta los peligrosos y poderosos rayos X y rayos gamma Los niveles de energía a lo largo del espectro electromagnético varían de forma inversa con la longitud de onda .
La radiación por partículas incluye partículas subatómicas de movimiento rápido tales como: electrones, protones, y núcleos (iones) de Helio, así como otros elementos más pesados.
La radiación por partículas incluye partículas subatómicas de movimiento rápido tales como: electrones, protones, y núcleos (iones) de Helio, así como otros elementos más pesados.
El espectro electromagnético |
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De mayor a menor energía transportada por el fotón, las radiaciones electromagnéticas se clasifican en siete ámbitos o regiones:
Gamma: los que transportan más energía, emitidos por núcleos atómicos.
Rayos X: emitidos por electrones de los átomos, los usamos para hacer radiografías.
Ultravioleta: aún muy energéticos, capaces de producir cáncer en la piel.
Infrarrojo: responsables de bronceado de la piel y de la sensación de calor.
Rayos gamma |
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Los rayos gamma poseen la menor longitud de onda de todas las radiaciones electromagnéticas, y por consiguiente la mayor frecuencia y energía.
En 1898 Marie Curie descubrió el elemento radio, un poderoso emisor de radiación gamma.
En las estrellas más calientes, en explosiones de supernova, en estrellas de neutrones, en pulsares, cuásares y agujeros negros también se producen rayos gamma. Los telescopios de rayos gamma, que se han puesto en satélites artificiales en órbita alrededor de la Tierra, han permitido a la astronomía estudie lo que sucede en este tipo de objetos espaciales.
Rayos equis y rayos gamma |
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Los rayos equis y los rayos gamma son fotones que comparten la mayoría de sus propiedades y características con la luz visible, infrarroja y ultravioleta, microondas y ondas de radio.
Todos los tipos de radiación electromagnética se producen cuando un átomo o una molécula pasa de un estado a otro, cuyo nivel de energía es inferior. La diferencia de energía entre esos dos estados se emite en forma de radiación.
La longitud de onda de los rayos X, está en el ámbito entre una cien millonésima de metro y un valor mil veces menor. Es mucho menor que la longitud de onda de los rayos ultravioleta. Por consiguiente, los rayos X poseen mayor frecuencia y energía, lo que les permite atravesar cierto espesor de materia, como los tejidos de los seres vivos, para hacer radiografías, por ejemplo. Además, los rayos X pueden usarse para analizar la superficie de objetos y también para investigar la estructura interna de algunas sustancias.
Entre las fuentes naturales están los agujeros negros, estrellas de neutrones, estrellas como el Sol y algunos cometas.
Ultravioleta |
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La radiación ultravioleta comprende fotones cuya longitud de onda va de los 380 nanómetros a los 10 nanómetros.
Algunas especies de animales, como pájaros, reptiles e insectos pueden percibir y discriminar la luz ultravioleta. Las abejas la utilizan para encontrar el néctar de las flores con que se alimentan.
El Sol, además de emitir radiación visible e infrarroja, también emite radiación ultravioleta. La atmósfera de la Tierra, principalmente la capa de ozono, filtra una buena parte de los fotones ultravioletas más energéticos, al ser utilizados precisamente en la formación del ozono.
Infrarrojo |
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La radiación infrarroja comprende fotones cuya longitud de onda va de los 700 nanómetros (siete diezmilésimas de milímetro) hasta 1 milímetro.
La superficie de planetas como Mercurio, Venus, Tierra y Marte absorben la radiación visible proveniente del Sol y posteriormente la reemiten pero en el infrarrojo.
En la Tierra y en Venus, los gases de la atmósfera, como vapor de agua y dióxido de carbono, absorben esta componente infrarroja y la reirradian en todas direcciones. En la Tierra provocan un efecto invernadero moderado, en Venus uno aumentado, que causa la alta temperatura global de ese planeta.
Nuestra piel tiene terminaciones nerviosas sensibles al infrarrojo. Son las que nos permiten experimentar el calor del Sol, de los caloríferos de la cocina o de un incendio. Todos los cuerpos que nos rodean, pero especialmente los que tienen una alta temperatura emiten radiación en forma de ondas infrarrojas.
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