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Bienvenido/a al panel de HF, un recurso para el análisis del estado de la propagación en la banda de HF con aplicación en radiocomunicaciones. Seleccione una opción:
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Clima espacial actual
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| Campo magnético interplanetario (IMF) y potencial en ionosfera solar | |||
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Clima espacial actual. Fuente: Rice University
Últimos datos de actividad solar y geomagnetismo. Fuente: SIDC
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Estado Ionosfera |
MUF y foF2 |
Clima Espacial |
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Línea Gris |
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Estado de la Ionosfera
Información sobre el grado de ionización de la ionosfera, a través de mapas de contenido total de electrones (TEC).
Grado de Ionización - Mapas de TEC 
El Contenido Total de Electrones (TEC, Total Electron Content) da una idea del grado de ionización en la ionosfera. Su unidad de medida es el TECU (1 TECU = 10E+16 electrones por metro cuadrado). Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen: fotoionización, absorción, etc.
Mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 60 min. Fuente: IPS (modelo ionosférico IRI-90)
Mapas europeos de TEC: Actual y hace 24 horas - Actualizado cada 60 min. Fuente: IPS (modelo ionosférico IRI-90)
Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización).
Acceso al mapa mundial de TEC - Actualizado cada 5 min. Fuente: Jet Propulsion Laboratory (JPL)
Evolución del contenido total de electrones (TEC) sobre Europa durante el último día - Actualizado cada 24 horas. Fuente: Deutsches Zentrum fuer Luft (DZL)
Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2) será mayor cuanto mayor sea el TEC. Por tanto, estos mapas nos dan una idea de las horas del día en las que la foF2 es mayor o menor. Los mapas de DZL se derivan a partir de mediciones sobre la portadora L1 del GPS.
MUF y foF2 en tiempo real
Mediciones de la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2), utilizada en comunicaciones NVIS. Variación de la foF2 por actividad geomagnética. Cálculos de la máxima frecuencia utilizable (MUF) en un trayecto.
Ionogramas - Últimos datos
En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes ionogramas corresponden a las dos ionosondas que ofrecen datos públicos en España: el Observatorio del Ebro, en Roquetes (Tarragona) y el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial, en El Arenosillo (Huelva). Para ver datos de otras ionosondas, consultar el mapamundi de abajo.
Último ionograma de la estación de Roquetes (Tarragona) - Actualizado cada 15 minutos. Fuente: Observatorio del Ebro.
Último ionograma de la estación de El Arenosillo (Huelva) - Actualizado cada 1 hora. Fuente: INTA
La interpretación de todos los datos de un ionograma es muy compleja. En el eje de abscisas se representa la frecuencia (MHz) y en el de ordenadas la altura virtual (km). Si para una frecuencia dada se detecta reflexión ionosférica, se representa una traza en las coordenadas correspondientes a la altura y la frecuencia para las que se produjo la reflexión. A la izquierda se ofrecen datos empíricos, como la frecuencia crítica foF2 (MHz) y la MUF estándar para radioenlaces de 3000 km (MUF(D)). En la parte de abajo, podemos encontrar una estimación de la MUF correspondiente a distintas distancias, muy útil para el establecimiento de radioenlaces desde estaciones cercanas a la ionosonda con otras que se ubiquen a las distancias indicadas, usando trayectorias oblícuas.
Red mundial de ionosondas Lowell. Fuente: Center for Atmospheric Research, University of Massachussets
foF2 - Últimos datos
En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes mapas son experimentales y se construyen a partir de datos de ionosondas de Australia, Japón, Sudáfrica, Italia, Argentina y Estados Unidos.
foF2 actual - Mapa del mundo - Actualizado a intervalos de 1 hora. Fuente: IPS
foF2 actual en Europa - Actualizado a intervalos de 1 hora. Fuente: IPS
foF2 actual en Norteamérica - Actualizado a intervalos de 1 hora. Fuente: IPS
foF2 actual en Australasia - Actualizado a intervalos de 1 hora. Fuente: IPS
foF2 actual en Asia - Actualizado a intervalos de 1 hora. Fuente: IPS
En cada mapa se muestra una extrapolación de la foF2 para cada región, a partir de los datos de las ionosondas más cercanas. Estos valores pueden usarse como MUF para radioenlaces NVIS (Near Vertical Incident Skywave), es decir, con un ángulo de elevación muy grande y un alcance de hasta 500 km.
MUF(3000) - Últimos datos
La URSI define a la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando una trayectoria oblícua, para un sistema determinado". Al tratarse de trayectorias oblícuas, en la práctica tendremos una MUF distinta para cada distancia de enlace. El siguiente mapa ofrece datos de la MUF para radioenlaces de más de 3000 km de longitud.
Predicción de MUF en tiempo cuasi-real para trayectos de más de 3000 km - Actualizado a intervalos de 5 minutos. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch.
Pulse aquí para saber cómo interpretar este mapa.
Variación de la foF2 por actividad geomagnética
Cuando la actividad geomagnética aumenta, como consecuencia de una tormenta solar provocada por una llamarada o una eyección de masa coronal, la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 de la ionosfera sufre importantes variaciones que pueden afectar al establecimiento de enlaces radio tanto NVIS como de larga distancia. Una tormenta solar puede provocar que el grado de ionización de la capa F de la ionosfera aumente (provocando que la foF2 y la MUF sean más altas) o disminuya (provocando que la foF2 y la MUF sean más bajas). La siguiente gráfica, ofrecida por el SWPC de la NASA, muestra el factor de escala a aplicar al valor medio de la foF2 en tiempo real. Esta gráfica le dará una idea de la influencia de una tormenta solar sobre la foF2 y la MUF, mostrando tendencias al alza o a la baja. Para obtener el valor exacto de la foF2 en tiempo real, utilice los ionogramas disponibles en este mismo panel.
Modelo de corrección empírica temporal de la ionosfera. Fuente: NASA Space Weather Prediction Center.
Cálculos de MUF online
Programas gratuitos disponibles en Internet para realizar cálculos de MUF a partir de diversos parámetros.
- ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera - Cálculo de MUF para trayectos.
- K1TTT MOF/LOF Propagation program.
Clima Espacial
Parámetros del viento solar, rayos X solares, monitor de partículas cargadas, monitor de actividad solar, imágenes del Sol y número de manchas solares.
Viento Solar
El viento solar está compuesto de partículas con carga eléctrica que se originan en las erupciones solares y que viajan a gran velocidad hacia la Tierra. Aunque la magnetosfera terrestre hace de escudo protector, si las erupciones son muy intensas parte del viento acaba impactando en la ionosfera, afectando a las radiocomunicaciones satelitales y en HF.
Últimos datos de SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor). Fuente: NASA/NOAA - Satélite ACE
Últimos datos de viento solar. Fuente: NOAA/SEC
Medición en las últimas 6 horas de los siguientes parámetros del viento solar: Temperatura (Temp, ºK), Velocidad (Speed, kn/s), Densidad de protones (Density, /cm3), Ángulo de incidencia de la componente Bz (Phi, grados) y Campo magnético interplanetario (Bt, Bz). Más información aquí.
Datos acumulados de viento solar en los últimos 2 días. Fuente: Universidad de Maryland - Satélite SOHO
Flujo de Rayos X Solares
La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de esta radiación es ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos ultravioleta (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones. La siguiente gráfica muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por los satélites GOES de la NASA.
Flujo actual de Rayos X procedentes del Sol - Actualizado cada 5 minutos. Fuente: NOAA/SEC - Satélite GOES
Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) en la banda de Rayos X, medida por los satélites GOES10 y GOES11. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una erupción solar en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una erupción solar pequeña, el nivel M a una erupción mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes.
Monitor de partículas cargadas
Otra forma de medir el grado de incidencia del viento solar en la Tierra es a través de la contabilización del número de partículas energéticas cargadas eléctricamente (protones y electrones) que lo componen.
Datos acumulados del monitor de partículas energéticas en los 2 últimos días. Fuente: Universidad de Maryland - SOHO
Se muestra el valor de la cantidad de partículas cargadas según la fórmula de PM_Min. Los flujos de viento solar de temperatura o densidad muy grandes pueden producir valores elevados de PM_Min, aunque se considera que valores superiores a 6000 tienen relación con erupciones solares. En condiciones normales (viento solar tranquilo), los valores están por debajo de 100. Los valores aumentan durante las tormentas solares.
Datos acumulados del monitor de densidad de protones y electrones de baja energía en las últimas 24 horas. Fuente: NOAA/SWPC - Satélite ACE
Se muestran las densidades medidas de protones y electrones para cada rango energético comprendido entre 35 y 1900 MeV. Los valores aumentan en situaciones de tormentas solares. ACE RTWS EPAM = Advanced Composition Explorer Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons.
Monitor de actividad solar
Cuando se produce una erupción solar (SWF, Solar Wind Flare) de suficiente intensidad, el viento solar impactará en una región determinada de la Tierra, en un intervalo de tiempo que puede variar entre minutos y horas. El impacto en la ionosfera altera la ionización y provoca fenómenos de absorción en grandes segmentos de las bandas de HF, que pueden llegar a imposibilitar las comunicaciones. El siguiente mapa permite ubicar en tiempo real las zonas de impacto del viento solar y la frecuencia limitada de absorción (ALF).
Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado cada 5 minutos. Fuente: IPS
Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF) o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
Imágenes del Sol
Imágenes del Sol tomadas con el telescopio de ultravioleta extremo (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope) de la sonda SOHO, en distintas longitudes de onda.
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Imagen de la corona solar tomada con el coronámetro del observatorio de elevada altitud de Mauna Loa (Hawaii). El coronámetro permite tener una visión clara de las erupciones solares, que generan viento solar a velocidades muy altas.
Imagen actual de la corona solar. Fuente: Mauna Loa Solar Observatory
Manchas solares
Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radía aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la ionosfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando el establecimiento de radioenlaces por reflexión ionosférica en las bandas más altas de la HF.
Imagen actual del Sol con la cámara doppler Michelson (MDI). Fuente: SOHO/NASA
Se muestra la última imagen del Sol tomada con la cámara doppler Michelson (MDI) de la sonda SOHO de la NASA, en la que se pueden apreciar las manchas y grupos de manchas solares actuales. En los mínimos de cada ciclo solar el número de manchas solares se reduce sustancialmente, pudiendo éstas incluso desaparecer. Cada ciclo solar puede identificarse por la polaridad magnética de las manchas solares: las manchas de un hemisferio solar determinado (Norte o Sur) tendrán la misma polaridad en el transcurso de un ciclo. mientras que las manchas del hemisferio opuesto tendrán polaridad inversa. Cuando concluye cada ciclo de 11 años, el Sol invierte su polaridad y las manchas a su vez invierten su orientación.
Ciclo de manchas solares - Actualizado 1 vez al mes. Fuente: SIDC
Las gráficas muestran la evolución del número de manchas solares en los últimos años. Puede apreciarse que dicho número sigue ciclos con una duración estimada de 11 años. En los picos del ciclo hay mayor número de manchas solares y mejoran las condiciones de propagación. Dado que algunas manchas solares pueden aparecer agrupadas, en el cómputo total se utiliza el "número de Wolf", que considera tanto a los grupos como a las manchas aisladas. Actualmente, nos encontramos en el ciclo número 24.
Número de manchas solares (ISN, SSN)
El número de manchas solares se necesita como parámetro en muchos programas de cálculo de propagación en la banda de HF y presenta varios formatos. Se ofrece un enlace al Centro Nacional de Datos Geofísicos de la NOAA, donde se puede obtener el número de manchas solares actual en diferentes formatos, incluyendo el ISN (Número de Manchas Solares Internacional, compilado por el centro SIDC en Bélgica), Número americano relativo de manchas solares, datos antiguos sobre manchas solares y Números de Grupos de manchas solares.
Nota para usuarios de VOACAP: utilice el Número de Manchas Solares Internacional Suavizado (SSN), a través de este enlace: Smoothed International Sunspot Number at NGDC
Estado de la Magnetosfera
Información en tiempo real sobre el estado del campo magnético interplanetario (IMF) y del campo geomagnético o campo magnético terrestre.
Campo Magnético Interplanetario (IMF)
El Campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo magnético, que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el campo magnético del Sol incide hacia el sur de la Tierra, cancela en parte al campo magnético terrestre, favoreciendo la llegada del viento solar a la ionosfera (tormenta solar).
IMF total Bt - Actualizado cada 2 minutos. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch |
IMF en eje 'z' Bz - Actualizado cada 2 minutos. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch |
El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica. Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá dar origen a tormentas solares, Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).
Perturbación del campo geomagnético (Kp)
El campo magnético terrestre, o campo geomagnético, sufre perturbaciones como consecuencia de la interacción con el campo magnético solar. Estas perturbaciones se miden con magnetómetros instalados en distintos puntos de la Tierra, dando lugar a los llamados índices K. La combinación de los índices K medidos por distintos magnetómetros cada 3 horas da lugar al índice planetario Kp, que se representa en la siguiente gráfica ofrecida por NOAA.
Índice planetario Kp en los dos últimos días y predicción a un día - Actualizado cada 15 minutos. Fuente: NOAA/SWPC
Los valores del índice planetario Kp se interpretan de la siguiente forma:
| Kp=0: Campo geomagnético inactivo | Kp=5: Tormenta solar menor |
| Kp=1: Campo geomagnético muy tranquilo | Kp=6: Tormenta solar mayor |
| Kp=2: Campo geomagnético tranquilo | Kp=7: Tormenta solar severa |
| Kp=3: Campo geomagnético intranquilo | Kp=8: Tormenta solar muy severa |
| Kp=4: Campo geomagnético activo | Kp=9: Tormenta solar extremadamente severa |
Perturbación del campo geomagnético (Ap)
Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS):
Índice planetario Ap en el último mes - Actualizado cada 24 horas. Fuente:IPS
Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma:
| 0<Ap<30: Campo geomagnético tranquilo | 50<Ap<100: Tormenta solar mayor |
| 30<Ap<50:Tormenta solar menor | Ap>100: Tormenta solar severa |
Absorción ionosférica
Mediciones de la frecuencia limitada de absorción (ALF), absorción en la capa D, mapas de absorción por banda.
Frecuencia Limitada de Absorción (ALF)
Durante una erupción solar aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading)
Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:IPS
Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF) o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
Absorción en la Capa D de la ionosfera
Durante una erupción solar aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading).
Absorción en la capa D debida a la actividad solar - Máxima frecuencia afectada. Fuente: NOAA/SEC
La capa D es la más baja de la ionosfera y en ella siempre se produce absorción (nunca reflexión). La absorción es mayor cuanto mayor sea el grado de ionización de esta capa, lo que sucede durante el día. En la imagen, todas las frecuencias por debajo de la "Máxima frecuencia afectada" estan sujetas a elevada absorción en la capa D. La absorción en esta capa no suele afectar a frecuencias superiores a 10 MHz.
Mapas de absorción por banda
Durante una erupción solar aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading).
Absorción (dB) en 5 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Absorción (dB) en 10 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Absorción (dB) en 15 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Absorción (dB) en 20 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Absorción (dB) en 25 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Absorción (dB) en 30 MHz - Actualizado cada 5 minutos. Fuente:Solar Terrestrial Dispatch
Cada mapa muestra los niveles de absorción actuales en dB para la banda correspondiente (5, 10, 15, 20, 25 y 30 MHz).
Actividad auroral
Información relativa a las auroras boreales y sus efectos en las radiocomunicaciones en HF: aurora oval y predicciones de aparición.
Aurora oval
Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.
Aurora oval en el Polo Norte. Fuente: NOAA/POES
Aurora oval en el Polo Sur. Fuente: NOAA/POES
Aurora oval en el Polo Norte - Actualizada cada 5 minutos si el nivel de actividad es significativo. Fuente:Canadian Space Science Data Portal - Red de magnetómetros CARISMA
Predicciones de aurora
Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.
Estimación de actividad auroral visible - Actualizado cada 1 hora. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch
Última predicción de aurora boreal. Fuente: Geophysical Institute, UAF
Se indica una estimación de las ubicaciones geográficas con mayor probabilidad de observación de auroras boreales.
Línea gris
Información sobre el trazado actual de la línea gris, actualizado en tiempo real.
Trazado actual de la línea gris
La línea gris marca el umbral entre el día y la noche. La capa D de la ionosfera, que absorbe las señales de HF, desaparece rápidamente en el lado del ocaso de la línea gris, mientras que reaparece lentamente en el lado opuesto. Esto provoca condiciones de propagación óptimas para trayectos que sigan la línea.
Línea gris - Recargar la página para actualizar la imagen. Fuente: F6KIM Webcluster
Se muestra la ubicación actual de la línea gris en el mapa del mundo.
Frecuencias Óptimas de Trabajo (FOT)
Monitores de espectro en tiempo real e información sobre las frecuencias óptimas para el establecimiento de enlaces radio en la banda de HF.
Monitores de espectro
Los monitores de espectro analizan la intensidad de las distintas señales recibidas en toda la banda de HF, representando el resultado gráficamente. Nos pueden dar una idea de las mejores frecuencias de trabajo para cada hora del día. La imagen muestra las mediciones realizadas desde el sitio del proyecto HAARP en Alaska (U.S.A.), mediante analizador de espectro, a lo largo de las últimas 36 horas en el segmento 0-40 MHz
Monitor de espectro del Proyecto HAARP (Alaska). Fuente: Proyecto HAARP
Para cada instante de tiempo (eje de abscisas) y cada frecuencia (eje de ordenadas), un punto más brillante implica mayor intensidad de señal.
Predicciones de FOT
Frecuencias Óptimas de Trabajo actuales para radioenlaces globales. Fiables durante el 80% del mes correspondiente, salvo eventos de tormenta geomagnética o erupción solar.
Predicciones de FOT por zona geográfica. Fuente: Propagation Resource Center - NW7US (HFRadio.org)
Seleccionar en el mapa la región donde se sitúa uno de los extremos del enlace radio. Se mostrará una tabla con las frecuencias óptimas de trabajo para enlazar con cualquiera de las otras regiones.
Condiciones en la banda de 160 metros (1,8 MHz) para trayectos desde media y elevada latitud en el Hemisferio Norte. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch
Boletines informativos
Boletines e información de última hora emitidos por diversos organismos de todo el mundo, sobre el estado actual de la actividad solar, el clima espacial y su impacto en los sistemas de radiocomunicaciones terrestres y satelitales.
National Atmospheric and Oceanic Administration
Últimos boletines informativos emitidos por la Administración Nacional Atmosférica y Oceánica (NOAA) de Estados Unidos:
NOAA/SWPC - Tiempo Espacial de Hoy.
NOAA/SWPC - Último informe de actividad solar y geofísica y predicciones a 3 días.
NOAA/SWPC - Avisos sobre el tiempo en el espacio.
NOAA/USAF - Resumen conjunto USAF/NOAA sobre la actividad solar y geofísica de hoy.
NOAA/SWPC - Últimos datos geofísicos solares.
NOAA/SWPC - Progresión del Ciclo Solar.
NOAA/SWPC - Página de Usuarios de Radio.
NOAA/NGDC (National Geophysical Data Center) - Servicio de datos solares.
NOAA/SWPC - Actividad auroral extrapolada de la sonda POES.
NOAA/NWS - Clima espacial para proveedores de servicios de aviación.
Mensaje de alerta geofísica - Actualizado cada 3 horas. Fuente: NOAA/NWS Space Environment Center
Agencia Espacial Europea (ESA)
Últimos boletines informativos emitidos por la Agencia Espacial Europea (ESA):
ESA - Clima Espacial de Hoy (Today's Space Weather)
ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera - Predicción de propagación por bandas.
ESA/BAE Systems - Servicio Diario de Predicción Ionosférica (DIFs).
Rutherford Appleton Laboratory
Últimos boletines informativos emitidos por la unidad de investigación en radiocomunicaciones del Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido):
RCRU/Rutherford Appleton Laboratory - Previsión ionosférica a corto plazo (STIF).
Otros boletines de interés
ACTIVIDAD SOLAR
NASA - Imágenes actuales del Sol.
Índice Dst sobre tormentas geomagnéticas en tiempo real (Universidad de Berkeley).
USGS - Programa Nacional de Geomagnetismo - Datos geomagnéticos en tiempo real.
Lockheed-Martin: Página sobre los últimos eventos solares.
Informe de actividad solar del Observatorio Big Bear (New Jersey Institute of Technology).
AURORAS BOREALES
STD - Informe horario de actividad auroral.
HAARP (High Frequency Active Auroral Research Project) - Índice de datos.
SuperDARN - Mapa Global de Convección Ionosférica en tiempo real.
Universidad de IOWA - Cámaras VIS (espectro visible) de la sonda Polar.
Universidad John Hopkins - Últimos datos aurorales.
LÍNEA GRIS
PROPAGACIÓN
Predicciones mensuales de propagación de EA3EPH (Alonso Mostazo).
RAYOS
AEMET (Agencia Estatal de Meteorología) - Último mapa de rayos en España.
Enlaces de interés
Enlaces web a centros de predicción, investigación, educación y otros de interés sobre radiocomunicaciones en HF.
Centros de predicción
|
Web del clima espacial de la ESA Agencia Europea del Espacio (ESA, Europa) |
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Centro de predicción de clima espacial (SWPC) Administración Nacional de Océanos y Atmósfera (NOAA, EE.UU.) |
|
Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido) |
 |
Servicio Diario de Predicción Ionosférica (DIFS) BAE Systems |
Investigación y educación
 |
Portal Europeo del Clima Espacial COST 724 (Europa) |
 |
Servicios Internacionales del Medio Espacial (ISES) Federaciones de Servicios de Análisis de Datos Astronómicos y Geofísicos (FAGS) |
|
Centro Nacional de Datos Geofísicos National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA, USA) |
 |
Programa Nacional del Clima Espacial Programa interagencias, EE.UU. |
 |
Clima Espacial - Revista Internacional de Investigación y Aplicaciones American Geophysical Union - Unión Geofísica Americana (AGU, EE.UU.) |
 |
Instituto de Ciencias Espaciales (SSI, EE.UU.) |
|
SWENET - Red Europea del Clima Espacial Agencia Espacial Europea (ESA, Europa) |
Protección Civil
Dirección General de Protección Civil y Emergencias (DGPCE, España).
Red Radio de Emergencia (REMER, España).
Radioaficionados
Plan de Bandas de la IARU - Región I
Plan de Bandas de la IARU - Región II
Plan de Bandas de la IARU - Región III
Administración General del Estado
Cuadro Nacional de Atribución de Frecuencias (CNAF).
Notas
El objetivo de esta página es ofrecer información de interés en tiempo real para los usuarios de las bandas de HF.
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Última actualización: 29-Jul-2009.