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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 UV (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 e incluso llegando a provocar apagones de radio. 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 la sonda GOES-15 de la NOAA.

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 el satélite GOES-15. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una emisión de rayos X en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una emisión de pequeña magnitud, el nivel M a una emisión mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes. Los niveles más altos suelen registrarse en las épocas de alta actividad dentro del ciclo solar de 11 años. A mayor intensidad de la emisión, mayor atenuación por absorción en la banda de HF. En caso de erupción importante, chequee los Monitores de Espectro y los Niveles de absorción en HF, que podrán ser importantes en periodos comprendidos entre minutos y horas.

Imágenes actuales del Sol tomadas cada 10 segundos con el ensamblador de imágenes atmosféricas (AIA, Atmospheric Image Assembly) de la sonda SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA, en distintas longitudes de onda. Puede visualizar las imágenes en alta resolución o un video con las últimas 48 horas. Cortesía de NASA/SDO y los equipos científicos AIA, EVE y HMI.

SDO AIA Com 211-193-171
Alta resolución

SDO AIA Com 304-211-171
Alta resolución

SDO AIA Com 094-335-193
Alta resolución

SDO AIA Com 181-HMI
Alta resolución

Imágenes actuales del Sol tomadas con el telescopio de ultravioleta extremo (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope) de la sonda SOHO, en distintas longitudes de onda. Pulse en cada imagen para visualizar una fotografía de alta resolución. Fuente: SOHO/NASA-ESA.

SOHO EIT 17.1 nm
Alta resolución | Vídeo

SOHO EIT 19.5 nm
Alta resolución | Vídeo

SOHO EIT 28.4 nm
Alta resolución | Vídeo

Imágenes actuales del Sol tomadas con el coronámetro espectrométrico de gran angular (LASCO) de la sonda SOHO. La imagen C2 corresponde a la corona solar interior, hasta 8,4 millones de km del Sol. La imagen C3 corresponde a la corona solar exterior, hasta 45 millones de km del Sol. Los coronámetros permiten visualizar las grandes erupciones y eyecciones de masa coronal (CME) en el Sol. Pulse en cada imagen para visualizar una fotografía de alta resolución. Fuente: SOHO/NASA-ESA.

SOHO LASCO C2 (Corona interior)
Álta resolución | Vídeo

SOHO LASCO C3 (Corona exterior)
Alta resolución | Vídeo

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.

Las emisiones del Sol en la banda de radio de centimétricas se deben principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos existentes en las regiones activas del Sol. Existe, por tanto, una relación entre el nivel de actividad del Sol y estas emisiones, que se refleja en el Índice de Flujo Solar (Solar Flux Index), conocido por sus siglas SFI o F10.7. El SFI es una medida del flujo solar por unidad de frecuencia a una longitud de onda de 10,7 cm (2800 MHz). Los valores altos de SFI implican aperturas de propagación en las bandas más altas de HF.

Otra forma de cuantificar la actividad del Sol en un instante determinado viene dada, por la contabilización del número de manchas solares (SSN, Sun Spot Number), que puede realizarse a través de diversos métodos. 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. Existe una fuerte correlación entre el SFI y el SSN.

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.

Se muestra la última imagen del Sol en la banda de 284 Å, tomada con el telescopio de ultravioleta extremo EIT de la sonda SOHO de NASA/ESA, mostrando las regiones NOAA del Sol y los grupos Catania de manchas solares. Pulse en la imagen para obtener una fotografía interactiva con información detallada sobre cada mancha solar.

El Observatorio de Monte Wilson en California realiza la siguiente clasificación de las manchas solares:

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 la Media Móvil del Número de Manchas Solares Internacional, a través de este enlace: Smoothed International Sunspot Number at NGDC

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 solar número 24.

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 funciona como escudo protector, si las erupciones son muy intensas parte del viento acaba impactando en la ionosfera, afectando a las radiocomunicaciones satelitales y en HF.

Medición en las últimas 6 horas de los siguientes parámetros del viento solar: temperatura (Temp, ºK), velocidad (Speed, km/s), densidad de protones (Density, partículas/cm3), ángulo entre el vector del IMF y el plano YZ en coordenadas GSM (Phi, grados) y magnitudes del IMF (Bt, Bz). Más información aquí.

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 geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, cancela en parte al campo geomagnético, favoreciendo la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.

El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica (coordenadas GSM). 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 favorecer la llegada a la Tierra de tormentas geomagnéticas. Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).

La magnetopausa es el interfaz de separación entre la magnetosfera y el espacio interplanetario. Normalmente se ubica a una distancia de unas 10 veces el radio de la Tierra en dirección al Sol. No obstante, durante episodios de actividad solar elevada esta distancia puede comprimirse hasta unas 6,6 veces el radio terrestre.

En la figura, la Tierra se ubica en el centro y está iluminada desde la izquierda por el Sol (no mostrado). En esta vista, estamos mirando a la Tierra desde el espacio perpendicularmente hacia el Polo Norte, es decir, estamos observando el plano ecuatorial visto desde arriba. El viento solar es supermagnetosónico respecto a la Tierra, por lo que se forma una onda de choque entre el viento y el propio campo magnético de la Tierra. Cuando el viento solar
llega a la magnetopausa, se ralentiza y la presión del viento solar tiende a compensarse con la presión del campo magnético terrestre.

Los eventos de protones solares (SPE, Solar Proton Events) se originan cuando los protones emitidos por el Sol se aceleran en sus proximidades por efecto de una llamarada solar, o cuando ya se encuentran alejados del mismo, por efecto de la onda de choque asociada a una eyección de masa coronal (CME, Coronal Mass Ejection). Estos protones alcanzan altos niveles energéticos y al impactar en la Tierra pueden causar tormentas de radiación solar. Estas tormentas se originan en un periodo que oscila entre 15 minutos y varias horas tras una erupción solar y pueden tener una duración comprendida entre horas y días, con posibles riesgos biológicos, a la operación de sistemas espaciales, las radiocomunicaciones y los sistemas de radionavegación.

En la banda de HF, se pueden alcanzar niveles extra de atenuación de hasta 1-4 dB cada 1000 km. En los trayectos polares, la atenuación puede ser extrema, dando lugar a eventos de absoción polar (PCA, Polar Cap Absorption). En caso de erupción importante, chequee los Niveles de absorción en HF.

Las tormentas de radiación solar se cuantifican en función de las mediciones de de flujo de partículas (iones) con un nivel energético igual o superior a 10 MeV, procedentes del Sol y originados en eventos SPE.

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 superiores a 100 son indicativos de una tormenta de radiación solar.

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 tormenta de radiación solar. La medición está realizada con el instrumento RTWS EPAM (Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons) de la sonda ACE (Advanced Composition Explorer).

Entre uno y cuatro días tras una erupción solar o una eyección de masa coronal, una nube de material solar y su campo magnético interplanetario asociado alcanzan la Tierra, saturando la ionosfera y causando una tormenta geomagnética que provoca modificaciones en la magnetosfera y en la ionosfera. El efecto es más intenso en regiones ecuatoriales y por encima de los 10 MHz, teniendo duraciones de horas (latitudes medias) o de hasta 10-20 días (latitudes altas). Las tormentas geomagnéticas, por tanto, son más frecuentes en periodos de elevada actividad solar, sobre todo tras eventos de eyecciones de masa coronal (CME). Las ondas de radio de determinadas frecuencias estarán sujetas a mayor absorción, hecho que puede provocar desvanecimientos rápidos y trayectos de propagación poco comunes.

En radiocomunicaciones, pueden darse variaciones negativas de MUF (provocando el cierre de las bandas más altas de HF) o variaciones positivas de MUF (provocando sobrealcance en la banda de VHF). Adicionalmente, los niveles de absorción en HF son más altos, sobre todo en las bandas bajas, por lo que pueden darse casos de cierre total de la banda de HF. En caso de tormenta geomagnética, chequee los Niveles de absorción en HF y las Variaciones de foF2 por actividad geomagnética. Si es usuario de comunicaciones NVIS, consulte los últimos Ionogramas disponibles.

El campo magnético terrestre, o campo geomagnético, sufre perturbaciones como consecuencia de la interacción con el campo magnético interplanetario (IMF). 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.

La siguiente tabla muestra la relación entre el índice Kp, el índice Ap (ver siguiente sección) y la escala G de tormentas geomagnéticas de NOAA. También se indica el significado de cada valor.

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):

Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma: 

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.

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 se derivan a partir de mediciones sobre las portadoras del GPS.

Tras una erupción solar, el Sol emite radiación electromagnética intensa en la banda de los Rayos X y en las bandas de radio. Al alcanzar la tierra, esta última puede dar lugar a tormentas de ruido, que pueden empeorar la relación señal a ruido en sistemas de radiocomunicaciones que trabajen en las bandas de HF, VHF y UHF. La duración de estas tormentas es del orden de minutos, hasta una hora, aunque la concatenación de eventos puede provocar duraciones superiores. Los monitores de espectro analizan la intensidad de las distintas señales recibidas en una banda de radiocomunicaciones determinada, representando el resultado gráficamente. Nos pueden dar una idea de las mejores frecuencias de trabajo para cada hora del día.

Las imágenes muestran varios monitores de espectro de las bandas de VHF y UHF, ubicados en Australia, Japón y Bélgica. Tenga en cuenta que las tormentas de ruido solar afectan sobre todo a las zonas de la Tierra directamente iluminadas por el Sol (día), por lo que pueden darse casos de tormentas no detectadas por alguno de estos instrumentos (noche). En caso de erupciones solares, chequee en qué zonas es de día y de noche, empleando el mapa de ubicación de la línea gris.

Tras una erupción solar, las emisiones de Rayos X, las Tormentas de radiación solar y las Tormentas geomagnéticas pueden provocar un aumento en el grado de ionización de la capa D de la ionosfera, causando niveles de absorción de las ondas de radio en la banda de HF que pueden llegar a ser elevados. Como consecuencia, se pueden experimentar desvanecimientos (fading) en las comunicaciones de toda la banda de HF, especialmente en las frecuencias más bajas.

Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF, Absorption Limited Frequency) 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. El primer mapa tiene datos en tiempo real y el segundo corresponde al último evento de importancia registrado (chequear la fecha).

Acceso a los datos de máxima frecuencia afectada por absorción de 1 dB
en formato tabular (NOAA/SWPC)

Los tres mapas mostrados arriba, proporcionados por NOAA, muestran la máxima frecuencia afectada (HAF) por absorción de 1 dB (mapamundi) ó 10 dB (mapas de zonas polares), para trayectos de propagación completamente verticales. Las frecuencias inferiores se verán afectadas por niveles de absorción más altos. En el mapamundi, el gráfico de barras de la derecha muestra los niveles de absorción en distintas frecuencias en el punto del mapa que registra los niveles más elevados. Los datos de ese gráfico son por tanto válidos solamente para dicho punto. Para calcular la atenuación aproximada resultante en un circuito de HF en otras zonas y frecuencias, use el siguiente procedimiento:
1) Estime las coordenadas del primer punto de reflexión ionosférica en el trayecto del enlace.
2) En las tablas de NOAA, consulte la HAF para ese punto. A esa frecuencia, la absorción es:

A(HAF) = 1 dB.

3) Calcule la absorción correspondiente a la frecuencia operativa "F" de su enlace de HF:

A(Fver) = (HAF/F)^(3/2) x A(HAF) = (HAF/F)^(3/2) dB

4) Si el ángulo de despegue de su antena es "T", la absorción para su trayecto oblícuo en ese punto es:

A(Fob) = A(Fver)/sin(T) dB

5) Repita los cálculos para todos los puntos de reflexión ionosférica de su enlace y haga la suma total.

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.

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 otros estimados como 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.

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.

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.

Cuando la actividad geomagnética aumenta, como consecuencia de una tormenta geomagnética provocada por una llamarada solar 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 geomagnética 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 gráfica, ofrecida por el SWPC de la NOAA, muestra el factor de escala a aplicar al valor medio de la foF2 en tiempo real, en situaciones de tormenta geomagnética. Esta gráfica le dará una idea de la influencia de una tormenta geomagnética sobre la foF2 y la MUF, mostrando tendencias al alza o a la baja. Se muestran por separado los efectos en el Hemisferio Norte y en el Hemisferio Sur, distinguiendo a su vez en cada caso tres zonas de latitudes: 30º, 50º y 70º. Los valores iguales a 1 indican normalidad, es decir, no hay variaciones anómalas en la foF2. Para obtener el valor exacto de la foF2 en tiempo real, utilice los ionogramas disponibles en este mismo panel.

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.

Pulse aquí para saber cómo interpretar este mapa.

VOACAP Online
voacap.com

Herramientas de predicción online
IPS Radio and Space Services

Cálculo de MUF para circuitos
ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera

K1TTT MOF/LOF Propagation Program
David R Robbins (K1TTT)

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 esta línea.

Se muestra la ubicación actual de la línea gris en el mapa del mundo. Este mapa también resulta de interés para idenfiticar las zonas geográficas potencialmente afectadas por los eventos solares que afectan a la zona del día de la Tierra, como los apagones de radio causados por emisiones de rayos X o las tormentas de ruido, que pueden analizarse con monitores de espectro.

Frecuencias Óptimas de Trabajo (FOT) actuales para radioenlaces globales. Fiables durante el 80% del mes correspondiente, salvo eventos relacionados con el clima espacial: apagones de radio, tormentas de radiación solar y tormentas geomagnéticas.

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.

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.

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.

Se indica una estimación de las ubicaciones geográficas con mayor probabilidad de observación de auroras boreales y australes.

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Servicio Nacional de Meteorología Espacial
España

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