Estado propagación

No hay datos


Alertas IPS

Flujo de Rayos X solares
Aviso Comunicaciones HF
Apagón de HF actual
Aviso de Apagón en HF
Aviso Geomagnético
Alerta GEOSTAT
Alerta Geomagnética
Alerta de Aurora
Absorción Polar (PCA)

Alertas NOAA

N/A Tormenta Geomagnética
Actual
N/A Tormenta Radiación Solar
Actual
N/A Apagón de Radio en HF
Actual
N/A Tormenta Geomagnética
Últimas 24 horas
N/A Tormenta Radiación Solar
Últimas 24 horas
N/A Apagón de Radio en HF
Últimas 24 horas

Alertas N3KL

No hay datos Rayos X Solares
No hay datos Campo Geomagnético

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Bienvenido/a al panel de HF y Clima Espacial, un recurso para el análisis de las interacciones físicas y magnéticas Sol-Tierra y del estado de la propagación en la banda de HF, con aplicación en radiocomunicaciones.

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Clima espacial actual

Viento Solar
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Campo magnético interplanetario (IMF) y potencial en ionosfera solar
No hay datos No hay datos No hay datos No hay datos

Últimos datos de clima espacial. Fuente: Rice University


Sin datos

Últimos datos de clima espacial. Fuente: NOAA/SWPC

 
Últimos datos de actividad solar y geomagnetismo. Fuente: SIDC

 


Índice




Actividad
Solar


Interacción
Sol-Tierra


Tormentas
Radiación Solar



Tormentas
Geomagnéticas


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Radiocomunicaciones


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Actividad Solar

Rayos X solares | Informes y avisos de actividad | Imágenes del Sol | Índice de flujo solar y manchas solares

 

No hay datos

Última imagen del Sol en rayos X- Actualizado cada 5 minutos
Fuente: NOAA/SWPC - Satélite GOES

 


Actividad Solar


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 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.

No hay datos

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 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.

IPS: Informe actualizado de las últimas llamaradas solares registradas con categoría superior a C8.

 


Actividad Solar


Informes de actividad solar

 

No hay datos
Nivel de actividad solar en el último mes. Actualizado cada 24h
Fuente: IPS Solar Activity Plot.

 

 
Últimos avisos e informes de actividad solar
Fuente: Big Bear Solar Observatory

 

 

Actividad Solar


Imágenes del Sol

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.

 

No hay datos
SDO AIA 19.3 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 30.4 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 17.1 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 21.1 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 13.1 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 33.5 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 9.4 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 16.0 nm
Alta resolución | Vídeo
No hay datos
SDO AIA 17.0 nm
Alta resolución | Vídeo
  No hay datos
SDO AIA 45.0 nm
Alta resolución | Vídeo
 

No hay datos
SDO AIA Com 211-193-171
Alta resolución

No hay datos
SDO AIA Com 304-211-171
Alta resolución

No hay datos
SDO AIA Com 094-335-193
Alta resolución

No hay datos
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.

 

No hay datos
SOHO EIT 17.1 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos
SOHO EIT 19.5 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos
SOHO EIT 28.4 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos

SOHO EIT 30.4 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.


No hay datos
SOHO LASCO C2 (Corona interior)
Álta resolución | Vídeo

No hay datos
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.

 

 

No hay datos

Imagen actual de la corona solar
Fuente: Mauna Loa Solar Observatory

 

 

 

Actividad Solar


Índice de flujo solar y manchas solares

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.

 

No hay datos

Evolución del SFI en los últimos días (línea roja)
Fuente: NOAA/N0NBH

Las gráficas muestran la evolución de los siguientes parámetros en el último mes:
- Línea verde: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SDO EVE)
- Línea azul: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SOHO CELIAS SEM).
- Línea roja: SFI medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá).
- Línea amarilla: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), fórmula Wolf.

El valor del SFI se actualiza todos los días a las 21:00 UTC a través de la Estación WWV de NOAA.



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.

 

 

No hay datos

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.

 

 

No hay datos

Imagen actual del Sol en 284 Å tomada con el Extreme UV Imaging Telescope (EIT)
Fuente: SIDC & SOHO/NASA

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:


Tipo Descripción
Alpha Grupo unipolar de manchas solares
Beta Grupo bipolar de manchas solares, con una división simple y distintiva entre ambas polaridades
Gamma Región activa compleja en la que las polaridades positiva y negativa tienen una distribución lo suficientemente irregular como para impedir su clasificación como grupo bipolar
Beta-Gamma Grupo de manchas solares que es bipolar pero lo suficientemente complejo como para que no pueda trazarse ninguna línea continua entre manchas de polaridades opuestas
Delta Calificador de clases magnéticas que indica que las sombras separadas por menos de dos grados dentro de una penumbra tienen polaridad opuesta
Beta-Delta Grupo de manchas solares que entra en la clasificación magnética general Beta pero que además contiene una o más manchas tipo Delta
Beta-Gamma-Delta Grupo de manchas solares de clasificación magnética Beta-Gamma pero que además contiene una o más manchas tipo Delta
Gamma-Delta Grupo de manchas solares de clasificación magnética Gamma pero que además contiene una o más manchas tipo Delta

 

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

 

No hay datos

No hay datos

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 solar número 24.

 

 


 



Interacción Sol-Tierra

Viento Solar y Campo Magnético Interplanetario | Estado de la Magnetopausa

 

No hay datos

Últimos datos de viento solar
Fuente: NOAA/SWPC


 

Interacción Sol-Tierra


Viento Solar y Campo Magnético Interplanetario

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.

 

No hay datos

Últimos datos de SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor)
Fuente: NASA/NOAA - Satélite ACE

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.

 

No hay datos

Datos acumulados de viento solar en los últimos 2 días
Fuente: Universidad de Maryland - SOHO/NASA

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.



No hay datos

IMF total Bt - Actualizado cada 2 minutos
Fuente: Solar Terrestrial Dispatch
No hay datos

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 (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).

 

 

 

Interacción Sol-Tierra


Estado de la magnetopausa

No hay datos

Estado de la magnetopausa.
Fuente: ISTP/PIXIE

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.

 

No hay datos

Posición actual de la magnetopausa
Fuente: NASA - SWMF, T. Gombosi et al.

 


 

 



Tormentas de Radiación Solar

Monitores de SPE

 

N/A Tormenta de Radiación Solar (Actual)
N/A Tormenta de Radiación Solar (Últimas 24 horas)

Alertas NOAA sobre Tormentas de Radiación Solar
Fuente: NOAA/SWPC
Interpretación de los niveles (pdf)

 

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.


Tormentas de Radiación Solar


Monitores de eventos de protones solares (SPE)

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.

 

No hay datos

Datos acumulados del monitor de partículas energéticas en las 2 últimas semanas
Fuente: Universidad de Maryland - SOHO CELIAS/MTOF

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.

 

No hay datos

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 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).

 


 

 



Tormentas Geomagnéticas

Índice Kp | Índice Ap | Índice Dst

 

N/A Tormenta Geomagnética (Actual)
N/A Tormenta Geomagnética (Últimas 24 horas)

Alertas NOAA sobre Tormentas Geomagnéticas
Fuente: NOAA/SWPC
Interpretación de los niveles (pdf)
 

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.

 

Tormentas Geomagnéticas


Índice Kp

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.



No hay datos

Índice planetario Kp en los dos últimos días y predicción a un día - Actualizado cada 15 minutos
Fuente: NOAA/SWPC

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.


Kp Ap NOAA Estado
Kp = 0 0 Sin tormenta Campo geomagnético inactivo
Kp = 1 3 Sin tormenta Campo geomagnético muy tranquilo
Kp = 2 7 Sin tormenta Campo geomagnético tranquilo
Kp = 3 15 Sin tormenta Campo geomagnético intranquilo
Kp = 4 27 Sin tormenta Campo geomagnétic activo
Kp = 5 48 G1 Tormenta geomagnética menor
Kp = 6 80 G2 Tormenta geomagnética mayor
Kp = 7 140 G3 Tormenta geomagnética severa
Kp = 8 240 G4 Tormenta geomagnética muy severa
Kp = 9 400 G5 Tormenta geomagnética extremadamente severa

 

 

 

Tormentas Geomagnéticas


Índice 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):

 

No hay datos

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: 


Ap Estado
0 < Ap < 30 Campo geomagnético tranquilo
30 < Ap < 50 Tormenta geomagnética menor
50 < Ap < 100 Tormenta geomagnética mayor
Ap > 100 Tormenta geomagnética severa

 


 

 



Estado de la Ionosfera

Grado de Ionización (Mapas de 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.

 

 

No hay datos

Mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 60 min
Fuente: IPS (modelo ionosférico IRI-90)

 

Acceso al mapa mundial de TEC - Actualizado cada 5 min.
Fuente: Jet Propulsion Laboratory (JPL)

 

No hay datos

Contenido total de electrones (TEC) sobre Europa actual - Actualizado cada 5 minutos.
Fuente: SWACI

No hay datos

Predicción a una hora del contenido total de electrones (TEC) mundial - Actualizado cada 5 minutos
Fuente: SWACI

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.

 


 

 



Radiocomunicaciones

Monitores de espectro | Absorción HF | Ionogramas | foF2 | Variación foF2 | MUF(3000)
Cálculos de MUF | Línea Gris | Frecuencias Óptimas de Trabajo (FOT)

N/A Apagón de Radio HF (Actual)
N/A Apagón de radio HF (Últimas 24 horas)

Alertas NOAA sobre Apagones de Radio en HF
Fuente: NOAA/SWPC
Interpretación de los niveles (pdf)

 

Sin datos

Sin datos
Aviso comunicaciones HF
Sin datos
Apagón de HF actual
Sin datos
Aviso de apagón de HF
Sin datos
Absorción Polar (PCA)

Alertas IPS sobre Radiocomunicaciones en HF
Fuente: IPS

 

Radiocomunicaciones


Monitores de espectro

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.

 

No hay datos

Espectrógrafo de Culgoora (Australia). 18-1800 MHz.
Fuente: IPS

 

No hay datos

Espectrógrafo de Hiraiso (Japón). 25-2500 MHz.
Fuente: NICT/Hiraiso Solar Observatory

 

Sin datos

Acceso espectrógrafo Calisto de Humain (Bélgica). 45-387,6 MHz
Fuente: SIDC

 

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.

 

 

Radiocomunicaciones


Absorción en HF

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.

 

No hay datos

Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado cada 5 minutos
Fuente:IPS


No hay datos

Fading el último evento importante (chequear fecha) - Actualizado según actividad
Fuente:IPS

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).

 

 

No hay datos

Predicción global de absorción en la capa D - Máxima frecuencia afectada por absorción de 1 dB
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

 

No hay datos

Máxima frecuencia afectada por absorción de 10 dB
Trayectos radio por el Polo Norte
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

No hay datos

Máxima frecuencia afectada por absorción de 10 dB
Trayectos radio por el Polo Sur
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

 

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.

 

Sin datos

Predicción global de absorción en la capa D a 5 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
Sin datos

Predicción global de absorción en la capa D a 10 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

Sin datos


Predicción global de absorción en la capa D a 15 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

Sin datos


Predicción global de absorción en la capa D a 20 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

Sin datos


Predicción global de absorción en la capa D a 25 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

Sin datos

Predicción global de absorción en la capa D a 30 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2


Los seis mapas mostrados arriba, proporcionados por NOAA, muestran la predicción de absorción global en la capa D de la ionosfera en las frecuencias de 5, 10, 15, 20 y 25 MHz para trayectos completamente verticales (NVIS). Si el ángulo de despegue de su antena es "T", la absorción para su trayecto oblícuo en cada punto y a esa frecuencia vendrá dada por:

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

Siendo A(Fver) la absorción observada en el mapa para el trayecto vertical y A(Fob) la absorción calculada para un trayecto oblicuo. Tenga en cuenta que los mapas son solamente válidos para las frecuencias indicadas en cada caso.

 

No hay datos

Absorción actual (dB) en 5 MHz

No hay datos

Absorción actual (dB) en 10 MHz

No hay datos

Absorción (dB) en 15 MHz

No hay datos

Absorción (dB) en 20 MHz

No hay datos

Absorción (dB) en 25 MHz


No hay datos

Absorción (dB) en 30 MHz


Mapas de absorción actual (dB) en 5, 10, 15, 20, 25 y 30 MHz - Actualizados 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).

 

 

 

Radiocomunicaciones


Ionogramas

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.

 

No hay datos

Último ionograma de la estación de Roquetes (Tarragona) - Actualizado cada 2 minutos
Fuente: Observatorio del Ebro.


No hay datos

Último ionograma de la estación de El Arenosillo (Huelva) - Actualizado cada 15 minutos
Fuente: Instituto Nacional de Técnica Aerospacial (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 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.

 

Red mundial de ionosondas Lowell.
Fuente: Center for Atmospheric Research, University of Massachussets Lowell

 


Radiocomunicaciones


Mapas de foF2

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.

 

No hay datos

foF2 actual - Mapa del mundo - Actualizado a intervalos de 1 hora
Fuente: IPS

No hay datos

foF2 actual en Australasia - 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.

 

 

Radiocomunicaciones


Variación de la foF2 por actividad geomagnética

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).

 

No hay datos

Modelo STORM de corrección empírica temporal de la ionosfera
Fuente: NOAA/SWPC

 

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.

 


Radiocomunicaciones


MUF(3000)

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.

 

No hay datos

Predicción de MUF en tiempo cuasi-real para trayectos de más de 3000 km - Actualizado cada 5 minutos
Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 

Pulse aquí para saber cómo interpretar este mapa.

 

 

 

 

Radiocomunicaciones


Cálculos de MUF online

Programas gratuitos disponibles en Internet para realizar cálculos de MUF a partir de diversos parámetros.

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)

 

 


Radiocomunicaciones


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 esta línea.

 

 

No hay datos

Línea gris - Recargar la página para actualizar la imagen
Fuente: Fourmilab Switzerland

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.

 

 

 

 

Radiocomunicaciones


Frecuencias Óptimas de Trabajo (FOT)

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.

USA Oeste USA Central USA Este Sudamérica Norte Sudamérica Central Sudamérica Sur Europa Occidental Europa Oriental Japón Australia India

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

 


 

 



Auroras Boreales y Australes

Aurora oval | Predicciones

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

 

No hay datos

Aurora oval en el Polo Norte
Fuente: NOAA/POES


No hay datos

Aurora oval en el Polo Sur
Fuente: NOAA/POES

Las gráficas muestran la posición y extensión actual de la aurora oval en cada polo, extrapoladas de las medidas tomadas durante el pase más reciente del satélite NOAA POES sobre los polos. La aurora oval es una banda elíptica alrededor de cada polo magnético, extendiéndose desde unos 75º de latitud magnética en el mediodía local hasta unos 67º de latitud magnética a medianoche, en condiciones normales. En las zonas delimitadas por la aurora oval se produce el mayor número de ocurrencias de auroras. Las auroras se extienden a latitudes incluso más altas y más bajas durante la fase expansiva de una subtormenta magnética.

 


Auroras


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.


Aurora OVATION North

Última predicción de Aurora Boreal
Fuente: OVATION Auroral Forecast (NOAA)


Aurora Ovation South

Última predicción de Aurora Austral
Fuente: OVATION Auroral Forecast (NOAA)

 

No hay datos

Estimación de actividad auroral visible - Actualizado cada 1 hora
Fuente: Solar Terrestrial Dispatch


No hay datos

Última predicción de aurora boreal
Fuente: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks

No hay datos

Última predicción de aurora austral
Fuente: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks

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

 

 


 

 



Boletines informativos

NASA | NOAA | ESA | IPS | RAL | Ebro | IGN | Otros

 

National Aeronautics and Space Administration

Últimos boletines informativos emitidos por la NASA (Estados Unidos):

ISWA - Integrated Space Weather Analysis System.

 



Boletines Informativos


 

National Oceanic and Atmospheric Administration

Últimos boletines informativos emitidos por la NOAA de Estados Unidos:

NOAA/SWPC - Tiempo Espacial de Hoy.

NOAA/SWPC - Boletín de avisos sobre clima espacial.

NOAA/USAF - Resumen conjunto USAF/NOAA sobre la actividad solar y geofísica de hoy.

NOAA/SWPC - Últimos datos geofísicos solares (FTP público de SWPC).

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.

NOAA/SWPC - Últimas tormentas de ruido en bandas de radio.

 

Mensaje de alerta geofísica WWV - Actualizado cada 3 horas
Fuente: NOAA/NWS Space Environment Center

 



Boletines Informativos


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).

 



Boletines Informativos


IPS Radio and Space Services

IPS: Informe sobre propagación global en HF.

IPS: Informe actualizado sobre los últimos apagones de HF y llamaradas solares de categoría superior a C8.

IPS: Resumen y predicción de condiciones solares.

 


 

Boletines Informativos


Rutherford Appleton Laboratory

RCRU/Rutherford Appleton Laboratory - Previsión ionosférica a corto plazo (STIF).

 



Boletines Informativos


Observatorio del Ebro

Observatorio del Ebro

Datos solares (Número de Wolf medio mensual).

Magnetogramas preliminares - Estación variométrica de Horta S. Joan (España).

 

 


Boletines Informativos


Instituto Geográfico Nacional (IGN)

IGN

Último magnetograma y valores preliminares del índice K. Observatorio de San Pablo (Toledo, España).

Tormentas geomagnéticas más significativas de los últimos años. Observatorios de San Pablo y Güimar (España).

 

 

 

Boletines Informativos


Otros boletines de interés

ACTIVIDAD SOLAR

NASA - Imágenes actuales del Sol (SDO/AIA).

Informe de actividad solar del Observatorio Big Bear (New Jersey Institute of Technology).

GEOMAGNETISMO

Índice Dst sobre tormentas geomagnéticas en tiempo real (Universidad de Berkeley).

USGS - Programa Nacional de Geomagnetismo - Datos geomagnéticos en tiempo real.

AURORAS BOREALES

STD - Informe horario de actividad auroral.

AuroraWatch.

Universidad John Hopkins - Últimos datos aurorales.

LÍNEA GRIS

Dx.qsl.net - Grey Line Map.

Worldtime.com - Grey Line.

PROPAGACIÓN

ARRL - Gráficas de propagación de QST.

DX World.net - Noticias del Sol y Propagación.

Dx.qsl.net - Propagación.

Predicciones mensuales de propagación de EA3EPH (Alonso Mostazo).

RAYOS

AEMET (Agencia Estatal de Meteorología) - Mapa de rayos en España en las últimas 6 horas.

 


 

 



Enlaces de interés

Centros de Predicción | Investigación y Educación | Protección Civil | Radioaficionados | AGE

 

Centros de predicción y observación


Portal Europeo del Clima Espacial
ESA (Europa)

Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC)
NOAA (EE.UU.)


Web del Clima Espacial
Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido)


IPS Radio and Space Services
Gobierno de Australia


Observatorio del Ebro

Observatorio del Ebro
España


CNIG-IGN

CNIG - Información geomagnética
Instituto Geográfico Nacional (España)



 

 

Enlaces de interés


Investigación y educación

Portal Europeo del Clima Espacial
COST 724 (Europa)

Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC)
NOAA (EE.UU.)



Servicios Internacionales del Medio Espacial (ISES)
FAGS


Centro Nacional de Datos Geofísicos
NOAA (EE.UU.)


Programa Nacional del Clima Espacial
Programa interagencias (EE.UU.)


Revista Internacional Space Weather
AGU (EE.UU.)


Centro de Clima Espacial
Instituto de Ciencias Espaciales (EE.UU.)


SWENET - Red Europea del Clima Espacial
ESA (Europa)


Comité de Estudios de Propagación
Radio Society of Great Britain (UK)


Grupo de VLF
Universidad de Stanford (EE.UU.)

 

 

 

 

Enlaces de interés


Protección Civil (España)

Dirección General de Protección Civil y Emergencias (DGPCE, España)

Red Radio de Emergencia (REMER, España)

 


 

Enlaces de interés


Servicio de Radioaficionados

Plan de Bandas de la IARU - Región I (pdf)

Plan de Bandas de la IARU - Región II

Plan de Bandas de la IARU - Región III (doc)

 


 

Enlaces de interés


Administración General del Estado

Cuadro Nacional de Atribución de Frecuencias (CNAF)

 


 

 



Notas

El objetivo de esta página es ofrecer información de interés para los usuarios de las bandas de HF.

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