Introducción

La dispersión debida a la ionización provocada por las estelas meteóricas proporciona un procedimiento de comunicación en ondas decametricas y métricas. Se han explotado circuitos de telecomunicaciones bidireccionales de forma experimental entre 30 y 100 MHz., a distancias de hasta 1300 Km. La comunicación aprovecha las ráfagas de propagación durante la aparición de estelas meteóricas y admite velocidades de datos de hasta 100 baudios como media sobre varios minutos [1] .

Este fenómeno fue descubierto alrededor de 1928 cuando Heising detecto regiones ionizadas de la atmósfera, aunque los primeros ECOS de meteoritos no se obtuvieron hasta que Skellet, Schoffner y Goodal utilizaron técnicas de radar durante las Leonidas. Desde entonces y hasta 1961 que Mckinley escribe el primer libro sobre la comunicación por ráfagas de meteoritos, las noticias y experimentos se suceden.

Hasta esta época no fue posible la observación diurna de meteoritos y se descubrieron un gran número de lluvias, el fenómeno continua hoy siendo estudiado por un cierto número de agencias independientes, entre las que cabe destacar: Stanford reserch Institute, The National Buro of Standars, Canadian Phisics Laboratoty entre otros.

Las técnicas de observación de meteoritos por radio (TOMR) para los aficionados, siguen un método similar a la técnica del radar pero mucho más simples. Mientras que en un radar el transmisor y el receptor se encuentran en un mismo emplazamiento, TOMR está compuesto por un sistema receptor local y un transmisor que suele ser una estación de frecuencia modulada o televisión conocida y situada por lo menos a 500 Km de distancia del receptor.

Los meteoros que entran en contacto con partículas de la atmósfera, convierten la energía cinética de su movimiento en calor, evaporizando átomos de la capa del meteoro. La colisión de estos átomos con las partículas de la atmósfera producen calor, luz y IONIZACIÓN en la dirección de la traza del meteorito.

Figura 1. La combinación de más de 25 factores inciden en la traza ionizada que produce un meteorito en la capa “E” de la atmósfera entre los 80 y los 120 Km de altura.

La masa, tamaño, forma y velocidad del meteorito combinado con la densidad atmosférica, producen columnas ionizadas de una longitud media de 25 Km y un radio inicial de 1 metro a una altura comprendida entre 80 y 100 Km de altura que provocan la reflexión de las ondas ionizadas de VHF. 

Como puede observarse en la formula, solo algunos de estos parámetros son constantes, por lo que la potencia recibida variará considerablemente de una a otra reflexión.

Figura 2. se presentan las curvas de la pérdida básica de transmisión deducidas de la ecuación 1 para q= 1014 electrones/metro. Como el ángulo b puede tomar cualquier valor entre 0o y 90º, se muestran únicamente estos dos extremos.

Mientras que las señales de radio que pueden utilizarse están comprendidas entre el segmento de los 30 a los 200 MHz. Por debajo de 30 MHz. La ionosfera puede reflejar estas señales independientemente de que existan o no zonas ionizadas por meteoros.
Por encima de los 50 MHz, las señales se atenúan rápidamente, por lo que es necesario aumentar las potencias de transmisión conforme se aumenta la frecuencia, para obtener resultados parecidos.

Figura 3. refleja la pérdida básica de transmisión para estelas subdensas de q>1014 electrones/metro y polarización horizontal.

La característica típica de una reflexión producida por un meteoro, es el aumento de valor en microsegundos, pasando por una atenuación y duración de pocos segundos.
Se da el nombre de “Burts” a una reflexión  producida por meteoros de densidad q>1014 electrones/metro.

Figura 4. Reflexión de dos segundos que empieza a las 17:29:55:05 llega a su máximo rápidamente y se desvanece desapareciendo a las 17:29:57:00

Las siguientes grabaciones contienen varias reflexiones procedentes de la portadora de vídeo del transmisor del canal 2 de la televisión Alemana de “Biedenkopf”, recibidas con un receptor de CW de banda estrecha. Nótese el incremento rápido producido por la cabeza del meteoro y el lento desvanecer de la señal, en algunos casos el incremento de la señal viene acompañado por un desplazamiento de la frecuencia (efecto “Doppler”).

Existían otras estaciones Europeas de televisión transmitiendo en este mismo canal, que causaban también reflexiones en algunas circunstancias especiales, pero la mayor interferencia era la producida por las cortas aperturas de propagación (Troposférica, Esporádica en la capa “E” o Irregularidades en el campo magnético “F.A.I.”) que  podían enmascarar el resultado final de los datos obtenidos.

Para la recepción y posterior procesado de estas reflexiones  se diseño y desarrollo un programa especifico denominado Meteor Software Detection (M.S.D.), que bajo un entorno Windows, utilizaba una placa de audio tipo “Sound Blaster” que trataba la señal recibida y generaba ficheros que contenían la información de los meteoros detectados.

Figura 5.  Captura de una pantalla del M.S.D., software desarrollado por Carlos Luis Gomez, colaborador del Radio Club La Salle, siendo es el resultado de su proyecto de final de carrera.

Gracias al M.S.D. tuve la posibilidad de obtener datos durante las 24 horas del día durante 365 días al año durante varios años consecutivos, generando resultados continuos y fiables que una vez procesados ayudaban a determinar los máximos de la lluvias tal como se ve en el gráfico siguiente de enero de 1998.


[1] Comunicaciones mediante la propagación por impulsos Meteóricos, Cuestión 41/6 del CCIR, 1990, Informe 251-5