Manual del Panel de HF
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El Manual de usuario del Panel de HF, creado por Ismael Pellejero Ibáñez, tiene una licencia Creative Commons Reconocimiento-Sin obras derivadas 2.5 España. |
El objetivo del Panel de HF es poner a disposición de los usuarios de la banda de HF información de interés sobre el estado de la propagación, a partir de diversas fuentes que ponen a disposición del público, en Internet, datos sobre mediciones de parámetros y predicciones.
Versión actual: 3 (08-jul-2009).
1. Introducción.
Se recomienda que en primer lugar consulte la sección de preguntas frecuentes, donde encontrará los primeros pasos sobre la forma de usar el Panel de acuerdo a sus necesidades.
En todos y cada uno de los datos ofrecidos se cita la fuente, una pequeña descripción (párrafos marcados con "
") y la forma de interpretar los datos (párrafos marcados con "
"). Además, si quiere obtener información más detallada, pulse el icono "
". de cada apartado para acceder al capítulo correspondiente de este manual.
Como valor añadido, se trata de hacer un esfuerzo de interpretación práctica de los datos, normalmente de alto contenido científico y técnico, para que información sea más operativa y pueda llegar al mayor número posible de usuarios. En este manual encontrará hipervínculos a un Glosario de Radiocomunicaciones en HF con explicaciones sobre los términos más comunes, disponible en esta misma web.
Es necesario tener en cuenta que algunos datos pueden estar obsoletos, por lo que se recomienda chequear la fecha de publicación. Del mismo modo, el mantenimiento de los sistemas que generan los datos en cada fuente puede implicar que existan periodos en los que algún dato no esté disponible.
En cualquier caso, para ampliar la información sobre un dato se recomienda visitar la página de origen, que siempre aparecerá referenciada.
Existen dos versiones del Panel, en los idiomas español e inglés, ambas accesibles a través de enlaces en la parte superior.
2. Estructura del Panel.
La estructura del Panel de HF está sujeta a cambios, conforme aparezcan o desaparezcan las fuentes de información. La estructura actual puede consultarse en el propio índice del Panel.
A continuación se realiza una breve descripción del tipo de información que puede obtenerse en cada uno de los apartados.
2.1. Alertas e indicadores de propagación.
El apartado de alertas e indicadores de propagación aparece en el marco superior izquierdo del Panel y su objetivo es ofrecer al usuario, de forma rápida y muy gráfica, la información más importante sobre el estado de la propagación en HF:
- Alertas operativas emitidas por IPS (Australia) y NOAA/SEC (EE.UU.).
- Indicadores de propagación más significativos, recopilados por N0NBH.
2.2. Clima espacial actual.
En este apartado, que aparece en la parte superior del Panel, el usuario puede visualizar de forma rápida los parámetros actuales más importantes relativos al viento solar y el campo magnético interplanetario, que influyen de forma determinante en el estado de la ionosfera y por tanto en las radiocomunicaciones en HF. Se ofrece la siguiente información:
- Parámetros del viento solar y del campo magnético interplanetario, ofrecidos por la Universidad de Rice (EE.UU.)
- Predicciones del día actual ofrecidas por SIDC (Bélgica).
2.3. Estado de la ionosfera.
En el apartado sobre el estado de la ionosfera se ofrecen mapas sobre el contenido total de electrones de la ionosfera, que nos dan una idea del grado de ionización producido por distintos fenómenos en esta capa de la atmósfera, usada como reflector en las comunicaciones de HF. El fenómeno de ionización principal es la fotoionización, producida por la radiación solar. Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2), cuyo conocimiento es imprescindible para el establecimiento de comunicaciones NVIS, será más alta en las zonas en las que el contenido total de electrones sea mayor.
2.4. MUF y foF2 en tiempo real.
La selección de una frecuencia de trabajo adecuada es fundamental para las comunicaciones en HF.
En este apartado se ofrecen datos de la frecuencia crítica de la capa F2 de la ionosfera (foF2) con incidencia vertical, cuyo conocimiento es necesario para el establecimiento de comunicaciones NVIS. Los datos se ofrecen en forma de ionogramas y de mapas con datos extrapolados de ionosondas, prestando especial atención a la zona de España.
También se ofrecen datos de la MUF para trayectos de distancias iguales o superiores a 3000 km, empleando incidencia oblícua.
A continuación se ofrecen gráficas del modelo de corrección empírica temporal de la ionosfera, que permiten determinar cómo varía la frecuencia crítica foF2 como consecuencia de la actividad geomagnética originada por las tormentas solares.
Finalmente, se ofrecen enlaces a algunas aplicaciones para realizar cálculos de MUF ad-hoc online.
2.5. Clima espacial.
El clima espacial, determinado por el viento solar y por el campo magnético interplanetario (IMF) generado por el Sol, tiene una influencia fundamental en el estado de la ionosfera y por tanto puede afectar de forma significativa a las comunicaciones en HF, provocando fenómenos de atenuación y/o ruido.
En este apartado se ofrecen mediciones en tiempo real sobre distintos parámetros relacionados con la actividad solar, cuantificándolos de forma que se pueda determinar el grado de afectación de los distintos fenómenos a las comunicaciones en HF.
También se ofrece información sobre el número de manchas solares, que determina el momento en el que nos encontramos dentro de cada ciclo de 11 años de actividad solar. Se puede establecer una relación entre el momento del ciclo solar y las condiciones de propagación en las distintas subbandas de HF.
2.6. Estado de la magnetosfera.
La magnetosfera es la región del espacio donde interactúan el campo magnético interplanetario generado por el Sol y el propio campo magnético de la Tierra (campo geomagnético). La magnetosfera sirve a la Tierra como escudo ante los efectos de fenómenos violentos ocurridos en el Sol, como las llamaradas y prominencias solares o las eyecciones de masa coronal. Es importante, por tanto, conocer el estado de la magnetosfera para prever la afectación que podemos sufrir en las comunicaciones de HF ante la ocurrencia de fenómenos de este tipo.
En este apartado se ofrecen datos del campo magnético interplanetario total y en su componente perpendicular a los polos terrestres, fundamental para el estudio de las auroras boreales.
También se ofrece información en tiempo real sobre los índices más significativos que muestran la perturbación del campo magnético terrestre.
2.7. Absorción ionosférica.
A pesar de la existencia de la magnetosfera, la ocurrencia de fenómenos magnéticos violentos en el Sol puede provocar fuertes perturbaciones en la ionosfera, que normalmente se traducirán en la atenuación de las ondas de radio de HF.
En este apartado se ofrecen datos en tiempo real sobre la frecuencia limitada de absorción, sobre el grado de absorción en la capa D de la ionosfera y sobre la absorción real en cada subbanda de HF.
2.8. Actividad auroral.
La actividad solar puede provocar, bajo determinadas condiciones, la aparición de auroras boreales y australes. Las ondas de radio de HF que atraviesen las regiones donde se está produciendo una aurora sufrirán una atenuación extra, por lo que interesa conocer las probabilidades de aparición de las auroras para prever posibles desvanecimientos en los enlaces radio.
2.9. Línea gris.
La línea gris marca la separación entre el día y la noche en cada jornada. La propagación a lo largo de esta línea siempre es muy favorable. En este apartado se ofrece la posición de la línea gris en tiempo real.
2.10. Frecuencias óptimas de trabajo.
En ocasiones puede ser complicado seleccionar la frecuencia más adecuada para trabajar en HF entre dos puntos determinados. En este apartado se ofrecen tablas con las frecuencias óptimas de trabajo (FOT) a utilizar en cada hora del día y entre distintas regiones del planeta, basadas en predicciones de la MUF aplicable en cada caso. También se ofrece un monitor de espectro que nos puede dar una idea de la absorción que sufren las señales de radio en cada subbanda de HF y durante cada franja horaria del día.
2.11. Boletines informativos.
Multitud de organizaciones de todo el mundo emiten boletines informativos sobre parámetros actuales y predicciones que afectan a la propagación en las bandas de HF. En este apartado se muestran los últimos informes elaborados por NOAA (EE.UU.), la Agencia Espacial Europea, el Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido) y otras organizaciones.
2.12. Enlaces de interés.
Finalmente, se ofrecen enlaces de interés para profundizar conocimientos, relacionados con centros de predicción, investigación y educación sobre el clima espacial y las radiocomunicaciones en HF.
3. Interpretación detallada.
En este apartado se ofrece información para interpretar de forma más detallada cada dato ofrecido en el Panel.
3.1. Alertas operativas (IPS).
Alertas ofrecidas por IPS Radio and Space Services (Gobierno de Australia).
Al pulsar sobre cada icono, se muestra información ampliada en el propio sitio web de IPS.
- Aviso geomagnético. El icono cambia al color rojo en el momento de emitirse un informe sobre actividad geomagnética que pueda afectar a las comunicaciones en HF.
- Alerta GEOSTAT. Alertas emitidas por el sistema GEOSTAT (GEOmagnetic STorm Alert Tracking), diseñado para realizar el seguimiento de las tormentas solares desde que se originan en el Sol hasta que impactan en la Tierra. Existen 6 niveles (numerados de 0 a 5). El 5 se produce en el momento de originarse la tormenta en el Sol y va decreciendo conforme se acerca a la Tierra, hasta alcanzar el 0.
- Alerta geomagnética. Si el campo magnético terrestre puede verse perturbado por la actividad solar, el icono reflejará la alerta en color rojo. El color verde indica normalidad.
- Alerta de aurora. El icono cambia a rojo cuando existe una probabilidad alta de aparición de una aurora, cuyo umbral se define como la medición de un índice K igual o superior a 6 en la región de Australia.
- Aviso Comunicaciones HF. El icono cambia a rojo en el momento de emitirse un informe sobre cualquier tipo de actividad que pueda afectar a las comunicaciones en HF.
- Apagón de HF actual. El icono cambia a rojo cuando se produce el impacto de una tormenta solar en la ionosfera, elevando significativamente el grado de absorción de las ondas de radio de HF.
- Aviso de apagón en HF. El icono cambia a rojo en el momento de emitirse un informe sobre la previsión de un apagón en las bandas de HF a corto plazo.
- Absorción polar. Se muestra el nivel de absorción ionosférica en los polos terrestres, expresado en decibelios. Este nivel aumenta en periodos de elevada actividad solar y afecta a las comunicaciones de HF cuyas trayectorias atraviesen los polos.
3.2. Alertas operativas (NOAA/SWPC).
Alertas ofrecidas por el Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC, Space Weather Prediction Center) de la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos.
Al pulsar sobre cada icono, se muestra información ampliada en el propio sitio web de NOAA/SEC.
- Tormenta geomagnética (actual y últimas 24 horas). Nivel de severidad de una tormenta geomagnética, es decir, aquella que afecta a la estabilidad del campo magnético terrestre y por tanto a las comunicaciones en HF y otros sistemas electrónicos por fenómenos de inducción magnética.
- Tormenta radiación solar (actual y últimas 24 horas). Nivel de severidad de una tormenta solar, es decir, aquella que provoca el impacto de un flujo de viento solar de densidad y velocidad altas en la ionosfera, afectando a las comunicaciones en HF y otros sistemas electrónicos.
- Apagón de radio (actual y últimas 24 horas). Nivel de afectación a las comunicaciones en HF por cualquiera de los dos fenómenos anteriores.
En la siguiente tabla se muestra la interpretación de los distintos niveles:
Escalas NOAA de Clima Espacial (pdf, 33 kB)
- G = Geomagnetic Storms (Tormentas Geomagnéticas)
- S = Solar Radiation Storms (Tormentas de Radiación Solar)
- R = Radio Blackouts (Apagones de Radio)
En los tres casos la escala varía de 1 (menor) a 5 (extremo).
3.3. Alertas operativas (N3KL).
Se ofrecen las siguientes alertas operativas capturadas del sitio web de n3kl.org:
* Rayos X Solares:
- Normal: Flujo de rayos X normal (< 1.00e-6 W/m^2)
- Active: Flujo de rayos X activo (>= 1.00e-6 W/m^2)
- M Class Flare: Ha ocurrido una erupción solar Clase M (Flujo >= 1.00e-5 W/m^2)
- X Class Flare!: Ha ocurrido una erupción solar Clase X (Flujo >= 1.00e-4 W/m^2)
- Mega Flare!: Ha ocurrido una erupción solar sin precedentes (Flujo >= 1.00e-3 W/m^2)
* Campo geomagnético:
- Quiet: Campo geomagnético tranquilo (Kp < 4)
- Unsettled: Campo geomagnético alterado (Kp=4)
- Storm!: Ha ocurrido una tormenta geomagnética (Kp>4)
3.4. Predicción de propagación (SIDC).
Predicciones ofrecidas por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares (SIDC) en Bélgica para el día actual:
- Flares (llamaradas). Estimación de la ocurrencia de llamaradas, prominencias solares y eyecciones de masa coronal.
- Geomagnetism (geomagnetismo). Estimación de perturbaciones en el campo magnético terrestre.
- Protons (protones): Estimación del nivel energético del viento solar a través de su contenido en protones. A mayor nivel, mayor probabilidad de perturbaciones en la ionosfera.
- Predicted 10cm flux (predicción del flujo solar en la banda de 10cm): predicción de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) emitido por el Sol en la banda de rayos X. A mayor nivel, mayor probabilidad de perturbaciones en la ionosfera.
- Predicted Ap index (predicción del índice Ap).
3.5. Predicción de propagación (STD).
Información recopilada y ofrecida por Paul L Herrman (N0NBH) sobre diversos parámetros relacionados con la actividad solar:
- Solar flux: índice de flujo solar (SFI) actual. A mayor SFI, mayor será la MUF.
- A-Index: índice A de perturbación del campo geomagnético, actual. A mayor valor del índice, mayor probabilidad de perturbaciones geomagnéticas.
- K-Index: índice K de perturbación del campo geomagnético), actual. A mayor valor del índice, mayor probabilidad de perturbaciones geomagnéticas.
- X-Ray: última medición de los rayos X de fondo.
- SSN: número suavizado de manchas solares (SSN) actual a partir de bservaciones ópticas. Es necesario tener en cuenta que el número de manchas solares puede medirse con diversos métodos y dar lugar a índices distintos. En el caso de utilizar programas de cálculos de propagación, deberemos seleccionar el índice adecuado.
- Calculated band cond: condiciones de propagación en cada subbanda de HF expresada en longitudes de onda.
3.6. Clima espacial actual (Universidad Rice).
Información ofrecida por la Universidad Rice de Estados Unidos. Para cada parámetro se muestra un diagrama en el que el color verde indica normalidad, el amarillo probabilidad de que la actividad afecte a la ionosfera y en rojo probabilidad alta o muy alta.
Parámetros del viento solar:
- Densidad del viento solar. Densidad de protones por unidad de volumen del viento solar, medida con el instrumento ACE SWEPAM (Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor). Las densidades altas indican niveles altos de energía y mayor grado de afectación a la ionosfera cuando el viento alcance la Tierra.
- Velocidad del viento solar. Velocidad media del viento solar, expresada en centenas de km/s, medida con el instrumento ACE SWEPAM. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
- Presión del viento solar. Fuerza por unidad de área requerida para parar el viento solar. Depende de la densidad y de la velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 50 nPa.
- Temperatura del viento solar. Temperatura de los protones del viento solar, medida con el instrumento ACE SWEPAM.
Parámetros del campo magnético interplanetario (IMF):
- Intensidad del IMF. Intensidad del IMF medida con el magnetómetro ACE MAG y expresada en nanoTeslas. A mayor intensidad del IMF, mayor probabilidad de aparición de tormentas geomagnéticas.
- Ángulo IMF/Eje Polar. Ángulo entre la dirección predominante del IMF y el eje geomagnético, es decir, el eje que atraviesa los dos polos terrestres. Cuando el IMF incide perpendicularmente en los polos terrestres, aumenta la probabilidad de aparición de auroras boreales.
- Dirección del IMF: Dirección del IMF perpendicular al eje geomagnético.
- Potencial en la ionosfera polar: cuando el IMF interactúa con la magnetosfera terrestre, se induce un potencial eléctrico a través de la ionosfera polar (potencial en la ionosfera polar), modificando su estado de ionización.
3.7. 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).
Los mapas, ofrecidos por IPS Radio and Space Services (Gobierno de Australia), 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).
Se ofrece también un enlace al mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) elaborado por el Jet Propulsion Laboratory (JPL, EE.UU.).
3.8. MUF(3000) - Últimos datos.
La URSI define a la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando un trayecto oblicuo, para un sistema determinado". Al tratarse de trayectorias oblicuas, en la práctica tendremos una MUF distinta para cada distancia de enlace. El mapa, elaborado por Solar Terrestrial Dispatch, ofrece datos de la MUF para enlaces radio de más de 3000 km de longitud.
También se ofrece un enlace para representar este mapa en Google Earth (requiere tener este programa instalado).
A continuación se explica la forma de interpretar el mapa:
- Determinación de la MUF para trayectos de 3000 km:
Estimar el punto medio del trayecto y hallar la línea de frecuencia con la que intersecta.
- Determinación de la MUF para trayectos de 4000 km:
Estimar el punto medio del trayecto, hallar la línea de frecuencia con la que intersecta y multiplicar su valor por 1.1.
- Determinación de la MUF para trayectos superiores a 4000 km:
Dividir el trayecto en segmentos iguales de 3000 km o de 4000 km (elegir la alternativa que mejor se ajuste). Tomar los dos segmentos extremos del trayecto y computar la MUF de cada uno usando los métodos anteriores. La MUF del trayecto completo será la MUF menor de las dos que se han calculado.
- Contornos rojos:
Aparecen cuando los rayos X procedentes del Sol alcanzan niveles capaces de producir desvanecimientos, normalmente durante erupciones solares.
El contorno rojo representa la mayor frecuencia (en MHz) sujeta a absorción durante esos eventos.
- Contornos verdes:
Delimitan las zonas de actividad auroral, cerca de los Polos Norte y Sur.
Las ondas de radio que atraviesen estas zonas están sujetas a desvanecimientos por absorción y propagación multicamino.
- Símbolo del Sol:
Proyección del Sol sobre la superficie de la Tierra.
- Línea gris:
Área punteada entre las dos líneas grises que marcan el comienzo y el final del ocaso.
Las ondas de radio que viajan a través de esta área tienen condiciones muy favorables como consecuencia de la pérdida de ionización de la capa D al ponerse el Sol.
3.9. foF2 (NVIS) - 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 mapas, ofrecidos por IPS Radio and Space Services (Gobierno de Australia), 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, dependiendo de la altura de la capa F2 en cada momento.
3.10. 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 ionogramas mostrados 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 (INTA) en El Arenosillo, Huelva.
Así mismo, se ofrece un mapamundi para ver datos de otras ionosondas.
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 enlaces radio desde estaciones cercanas a la ionosonda con otras que se ubiquen a las distancias indicadas, usando trayectos oblicuos.
3.11. Cálculos de MUF online.
Se ofrecen enlaces a varias aplicaciones online que permiten realizar predicciones de la MUF:
3.12. 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.
Se muestra en primer lugar una gráfica elaborada por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos, mediante el instrumento ACE SWEPAM, en la que se representan los siguientes parámetros en tiempo real:
- Bt: intensidad del campo magnético interplanetario total expresado en coordenadas GSM, en nanoTeslas.
- Bz: intensidad de la componente del campo magnético interplanetario perpendicular a los polos terrestres expresada en coordenadas GSM, en nanoTeslas.
- Phi: ángulo Phi, definido como el ángulo que forma el vector del campo magnético interplanetario total (IMF), generado por el Sol, en el plano Y-Z del sistema de coordenadas GSM, expresado en grados.
- Density: densidad del viento solar, expresada en protones por centímetro cúbico. Las densidades altas indican niveles altos de energía y mayor grado de afectación a la ionosfera cuando el viento alcance la Tierra.
- Speed: Velocidad media del viento solar expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
- Temp: temperatura de los protones del viento solar, expresada en grados Kelvin.
Nota sobre las coordenadas GSM
El sistema de coordenadas GSM (sistema magnetosférico solar geocéntrico) tiene el eje-X siguiendo la línea directa entre la Tierra y el Sol. El eje-y es perpendicular al dipolo magnético terrestre (la línea imaginaria que une ambos polos), de forma que el plano X-Z contiene a dicho dipolo. El sentido positivo del eje-z se elige de forma que tenga el mismo sentido que el polo norte magnético.
Si está interesado en conocer más sobre sistemas de coordenadas similares, visite estas páginas (en inglés):
A continuación se muestran unos medidores de interpretación más visual, ofrecidos por NOAA/SEC, que ofrecen información en tiempo real sobre los siguientes parámetros:
- Bz: intensidad de la componente del campo magnético interplanetario IMF (generado por el Sol) perpendicular a los polos terrestres, expresada en nanoTeslas. Si la aguja apunta hacia la parte superior de la gráfica (verde), el IMF tiene el mismo sentido que el campo magnético terrestre en el Polo Norte. Si la aguja apunta hacia la parte inferior de la gráfica (rojo), el IMF tiene sentido opuesto al del campo magnético terrestre en el Polo Norte y aumenta la probabilidad de aparición de auroras boreales.
- Speed: Velocidad media del viento solar expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
- Dynamic pressure: presión dinámica del viento solar, expresada en nanoPascales. Es la fuerza por unidad de área requerida para parar el viento solar. Depende de la densidad y de la velocidad delviento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 50 nPa.
Finalmente, la última gráfica, ofrecida por la Universidad de Maryland mediante el monitor de protones de la astronave SOHO, ofrece los valores registrados en los dos últimos días y la predicción para el día siguiente de los parámetros que se citan a continuación:
- Vsw: velocidad del viento solar, en km/s. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
- Density: densidad del viento solar, expresada en protones por centímetro cúbico. Las densidades altas indican niveles altos de energía y mayor grado de afectación a la ionosfera cuando el viento alcance la Tierra.
- Vth: velocidad térmica más probable, expresada en km/s.
- Angle: la dirección del flujo del viento solar en el plano perpendicular al plano de la eclíptica, expresada en grados. Valores positivos indican flujo desde el Sur.
3.13. Flujo de Rayos X Solares.
La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de ésta es radiación 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 gráfica mostrada, ofrecida por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos, 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-10 y GOES-11 de la NASA.
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 ionizante 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.
3.14. 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.
La primera gráfica, ofrecida por la Universidad de Maryland (EE.UU.) a partir de datos obtenidos por la astronave SOHO, 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.
La segunda gráfica (ACE RTWS EPAM = Advanced Composition Explorer Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons), ofrecida por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos a partir de datos obtenidos por la astronave ACE, 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.
3.15. 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 mapa mostrado, ofrecido por IPS Radio and Space Services (Gobierno de Australia), permite ubicar en tiempo real las zonas de impacto del viento solar y la frecuencia limitada de absorción (ALF).
La frecuencia limitada de absorción (ALF) es la mínima frecuencia de una onda de radio 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 enlace radio no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
3.16. Imágenes del Sol.
Las cuatro primeras imágenes del Sol, ofrecidas por la astronave SOHO de la NASA, están tomadas en tiempo real con el telescopio extremo de ultravioleta (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope), en distintas longitudes de onda: 17.1nm, 19.5nm, 28.4nm y 30.4nm.
La siguiente imagen es de la corona solar y está 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.
3.17. Manchas solares.
Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radia 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 enlaces radio por reflexión ionosférica en las subbandas más altas de HF.
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.
Las siguientes gráficas, ofrecidas por Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares (SIDC) en Bélgica, 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.
Finalmente, 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. Si utiliza programas de predicción de propagación en HF, asegúrese de que utiliza el parámetro adecuado para contabilizar el número 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.
3.18. 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).
El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano y-z 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 además es de intensidad suficiente podrá dar origen a tormentas solares.
Las gráficas, ofrecidas por Solar Terrestrial Dispatch, muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).
3.19. Perturbación del campo geomagnético - Índice 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 geomagnéticos K. La combinación de los índices K medidos por distintos magnetómetros cada 3 horas da lugar al índice planetario Kp.
La gráfica mostrada, ofrecida por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos, representa el valor del índice planetario Kp en los dos últimos días y una predicción para el día siguiente.
Los valores del índice planetario Kp se interpretan de la siguiente forma:
Kp = 0: Campo geomagnético inactivo.
Kp = 1: Campo geomagnético muy tranquilo.
Kp = 2: Campo geomagnético tranquilo.
Kp = 3: Campo geomagnético intranquilo.
Kp = 4: Campo geomagnético activo.
Kp = 5: Tormenta solar menor.
Kp = 6: Tormenta solar mayor.
Kp = 7: Tormenta solar severa.
Kp = 8: Tormenta solar muy severa.
Kp = 9: Tormenta solar extremadamente severa.
3.20. Perturbación del campo geomagnético - 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 mostrada, ofrecida por la la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS), muestra la evolución del índice planetario Ap a lo largo del último mes.
Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma:
00 < Ap < 30: Campo geomagnético tranquilo.
30 < Ap < 50: Tormenta solar menor.
50 < Ap < 100: Tormenta solar mayor.
Ap > 100: Tormenta solar severa.
3.21. 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 o desvanecimiento).
El mapa, ofrecido por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS), permite calcular la frecuencia limitada de absorción (ALF) o mínima frecuencia para una onda de radio que sea 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 enlace radio no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
3.22. Absorción en la Capa D.
Durante episodios de llamaradas solares, prominencias solares y eyecciones de masa coronal, aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, hecho que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading o desvanecimiento).
Cada mapamundi, ofrecido por Solar Terrestrial Dispatch, muestra los niveles de absorción actuales en dB para la banda correspondiente (5, 10, 15, 20, 25 y 30 MHz) en el transcurso de dichos episodios.
3.23. 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.
En las dos primeras imágenes, ofrecidas por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos a partir de datos de las sondas POES, se indica una estimación de las ubicaciones geográficas con mayor probabilidad (en rojo) de aparición de auroras boreales en los dos Polos terrestres. Esta zona recibe el nombre de aurora oval.
La siguiente gráfica, ofrecida por la Red de magnetómetros CARISMA (Canadian Space Science Data Portal), muestra varios datos:
- En el mapamundi, la actividad auroral expresada en intensidad del campo magnético interplanetario (IMF) procedente del Sol y expresado en nanoTeslas. Las regiones con valores comprendidos entre 15-65 nT indican el límite de la aurora oval. Dentro de la aurora oval, en las regiones con valores más altos de campo habrá mayor probabilidad de aparición de auroras.
- Churchill line: observaciones de aurora realizadas desde las estaciones de la "línea Churchill" en Canadá, utilizando instrumentos ópticos, magnetómetros y riómetros.
- PACE latitude: latitud en la que se ubican las observaciones anteriores. En la gráfica inferior se representa la evolución de los límites en latitud de la aurora oval, así como la hora en la que se produjo la última actividad visible.
- RISK: indica la probabilidad de aparición de auroras en cada franja horaria UTC.
3.24. Predicciones de aurora.
Las imágenes, ofrecidas por Solar Terrestrial Dispatch y por el Instituto Geofísico de la Universidad de Alaska Fairbanks (EE.UU.), muestran una predicción de las localizaciones geográficas en las que se estima que pueden ocurrir las auroras más activas. La predicción se basa considerando observaciones ortogonales, hacia el zenit del cielo, aunque la aurora puede ser visible desde distancias superiores, siempre que la meteorología y la hora del día lo permitan.
Puede establecerse la siguiente relación entre las probabilidades de aparición de auroras y el valor del índice planetario Kp:
Kp=0 Actividad auroral mínima.
Posibles observaciones zenitales hasta: costa norte de Alaska, costa sur de Groenlandia, Novaya Zemlya (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Dawson (Canadá), Tromso (Noruega), Tiksi (Rusia).
Kp=1 Actividad auroral débil.
Posibles observaciones zenitales hasta: Yellowknife (Canadá), norte de Noruega, isla Wrangel (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Fairbanks (Alaska), Rovaniemi (Finlandia), Cherskiy (Rusia).
Kp=2 Actividad auroral baja.
Posibles observaciones zenitales hasta: Barrow (Alaska), Tromso (Noruega), Tiksi (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Winnipeg (Canadá), Trondheim (Noruega), Igarka (Rusia).
Kp=3 Actividad auroral moderada.
Posibles observaciones zenitales hasta: Fairbanks (Alaska), Tromso (Noruega), Cherskiy (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Marquette (Michigan), Sundsvall (Suecia), Arkhangelsk (Rusia).
Kp=4 Condiciones aurorales activas.
Posibles observaciones zenitales hasta: Anchorage (Alaska), Trondheim (Noruega), Igarka (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Montreal (Canadá), Estocolmo (Suecia), Helsinki (Finlandia), Yakutsk (Rusia).
Kp=5 Actividad auroral moderadamente alta.
Posibles observaciones zenitales hasta: Winnipeg (Canadá), Sundsvall (Suecia), Arkhangelsk (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Seattle (USA), Edimburgo (Escocia), Magadan (Rusia).
Kp=6 Actividad auroral alta.
Posibles observaciones zenitales hasta: Minneapolis (USA), Oslo (Noruega), Yakutsk (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Chicago (USA), Moscú (Rusia).
Kp=7 Actividad auroral muy alta.
Posibles observaciones zenitales hasta: Seattle (USA), San Petesburgo (Rusia), Lensk (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: Nueva York (USA), Dublin (Irlanda), Hamburgo (Alemania), Okhotsk (Rusia).
Kp=8 Actividad auroral extrema.
Posibles observaciones zenitales hasta: San Luis (USA), Dublin (Irlanda), Hamburgo (Alemania), Okhotsk (Rusia).
Posibles observaciones en el horizonte hasta: norte de California, París (Francia), Munich (Alemania), Novosibirsk (Rusia).
Kp=9 Actividad auroral máxima.
Posibles observaciones zenitales hasta: casi todos los Estados Unidos, norte de Europa, norte de Siberia.
Posibles observaciones en el horizonte hasta: México central, Grecia, sur de Mongolia.
3.25. 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 emplazamiento 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.
Para cada instante de tiempo (eje de abscisas) y cada frecuencia (eje de ordenadas), un punto más brillante implica mayor intensidad de señal. Se pueden observar las subbandas de HF con propagación abierta en cada franja horaria del día.
3.26. Predicciones de FOT.
Frecuencias Óptimas de Trabajo actuales para enlaces radio globales. Fiables durante el 80% del mes correspondiente, salvo eventos de tormenta geomagnética o erupción solar. Las predicciones están elaboradas por el Centro de Recursos sobre Propagación de NW7US (HFRadio.org)
Para acceder a los datos, seleccionar el enlace correspondiente a la región donde se sitúa uno de los extremos del enlace radio.
3.27. Boletines informativos.
Enlaces a los siguientes boletines informativos:
* Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos - Centro de Predicción del Clima Solar (SWPC):
- 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 de la USAF y la 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.
* 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 (Reino Unido):
- RCRU/Rutherford Appleton Laboratory - Previsión ionosférica a corto plazo (STIF).
* Boletines de interés sobre 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).
* Informes de interés sobre auroras:
- 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.
- AuroraWatch
- Universidad de IOWA - Cámaras VIS (espectro visible) de la sonda Polar.
- Universidad John Hopkins - Últimos datos aurorales.
* Informes de interés sobre la línea gris:
- Dx.qsl.net - Grey Line Map.
- Worldtime.com - Grey Line.
- Dx.qsl.net - Propagation.
* Informes de interés sobre propagación:
- Predicciones mensuales de propagación de EA3EPH (Alonso Mostazo)
* Informes de interés sobre rayos:
- AEMET (Agencia Estatal de Meteorología) - Último mapa de rayos en España.
Preguntas Frecuentes
- Soy un usuario de la banda de HF y deseo conocer la mejor frecuencia para enlazar entre dos puntos.
- Soy un usuario de la banda de HF y quiero conocer el estado de la propagación en las distintas subbandas.
- Utilizo un programa de cálculos de propagación en HF y necesito conocer los datos de índice de flujo solar (SFI) y número de manchas solares (SSN).
- Quiero establecer un enlace radio NVIS y no sé qué frecuencia seleccionar.
- Necesito informarme sobre qué es el clima espacial y en qué consisten las tormentas solares.
- Me gustaría ver el Sol desde otro punto de vista.
- Estoy investigando sobre qué son las manchas solares y cómo afectan a las radiocomunicaciones en la banda de HF.
- Me voy de viaje a los países del norte y me gustaría saber qué posibilidades tengo de ver una aurora boreal.
- He oído hablar de la propagación por línea gris y me gustaría saber en qué consiste.
- Me he enterado de que se avecina una tormenta solar y quiero conocer cómo puede afectar a los usuarios de la banda de HF.
- Estoy planificando una actividad en HF y quiero conocer la predicción de tormentas solares para los próximos días.
Pregunta 1: Soy un usuario de la banda de HF y deseo conocer la mejor frecuencia para enlazar entre dos puntos.
Probablemente esté buscando una frecuencia óptima de trabajo (FOT) o bien la máxima frecuencia utilizable (MUF). Recuerde que la MUF siempre será distinta para enlaces radio entre distintos puntos del planeta.
Si el trayecto de su enlace radio va a ser superior a 3000 km, puede usar de forma orientativa el mapa de MUF(3000). También puede probar las calculadoras de MUF online.
No obstante, la mejor solución es utilizar un programa de cálculos de propagación en HF, como es el caso de W6ELPROP o VOACAP. En esta misma web puede encontrar una Guía de usuario en español de W6ELPROP.
Pregunta 2: Soy un usuario de la banda de HF y quiero conocer el estado de la propagación en las distintas subbandas.
Parece que usted ya es un usuario avanzado de las bandas de HF. En la parte superior izquierda del Panel de HF encontrará directamente la información que necesita. Por un lado, en el apartado "Datos Solares" dispondrá de información en tiempo real sobre las condiciones de propagación en cada subbanda e información sobre el índice de flujo solar, el número de manchas solares y los índices planetarios Kp y Ap.
Justo debajo, en los apartados "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" encontrará alertas de última hora sobre eventos geomagnéticos que pueden afectar a la propagación en HF.
Pregunta 3: Utilizo un programa de cálculos de propagación en HF y necesito conocer los datos de índice de flujo solar (SFI) y número de manchas solares (SSN).
El índice de flujo solar (SFI) es un valor estandarizado, pero para reflejar el número de manchas solares se utilizan diversos métodos. Por tanto, en primer lugar ha de asegurarse de qué tipo de parámetro necesita su programa de cálculos de propagación.
Si usted es usuario de W6ELPROP, encontrará los datos de índice de flujo solar (SFI) y número suavizado de manchas solares (SSN) en el apartado "Datos Solares", en la parte superior izquierda del Panel de HF.
Si usted es usuario de VOACAP, acuda al apartado "Número de manchas solares (ISN, SSN)" en la zona "Clima Espacial" del Panel de HF.
Pregunta 4: Quiero establecer un enlace radio NVIS y no sé qué frecuencia seleccionar.
Para establecer un enlace radio NVIS ha de trabajar por debajo de la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera, también conocida como foF2. La foF2 varía con la ubicación geográfica y con la hora del día. La frecuencia óptima de trabajo (FOT) para NVIS es aproximadamente un 10 % inferior a la foF2.
Para determinar el valor actual de la foF2 en su zona, consulte el apartado "MUF y foF2 en tiempo real" del Panel de HF.
Pregunta 5: Necesito informarme sobre qué es el clima espacial y en qué consisten las tormentas solares.
Navegue por el apartado "Clima Espacial" del Panel de HF, donde encontrará información en tiempo real sobre el estado del clima espacial. No olvide visitar el apartado de "Enlaces" a centros de predicción, investigación y educación.
Pregunta 6: Me gustaría ver el Sol desde otro punto de vista.
El en apartado "Clima Espacial" del Panel de HF encontrará imágenes del Sol en tiempo real tomadas con cámaras en distintas longitudes de onda. También encontrará datos relativos al viento solar, el flujo de rayos X solares y el ciclo de manchas solares.
Pregunta 7: Estoy investigando sobre qué son las manchas solares y cómo afectan a las radiocomunicaciones en la banda de HF.
En los apartados "Manchas solares" y "Número de manchas solares (ISN, SSN)" de la zona "Clima Espacial" encontrará información detallada sobre las manchas solares.
Pregunta 8: Me voy de viaje a los países del norte y me gustaría saber qué posibilidades tengo de ver una aurora boreal.
Consulte el apartado "Actividad auroral" del Panel de HF, donde encontrará la probabilidad estadística de observar una aurora en distintas zonas geográficas en torno a los dos polos terrestres. Esta probabilidad se representa a través de la "aurora oval" o zona geográfica en la que existe una alta probabilidad de aparición de auroras boreales. Suele tener la forma de un anillo ovalado centrado en los polos terrestres.
Pregunta 9: He oído hablar de la propagación por línea gris y me gustaría saber en qué consiste.
La línea gris es la frontera entre las zonas de la Tierra iluminadas por el Sol y las zonas en las que es de noche. A lo largo de esta línea, se producen fenómenos electromagnéticos que favorecen la propagación de las ondas de radio de HF. Consulte el apartado "Línea gris" del Panel de HF para observar la ubicación de la línea gris en tiempo real.
Pregunta 10: Me he enterado de que se avecina una tormenta solar y quiero conocer cómo puede afectar a los usuarios de la banda de HF.
En los apartados "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" de la parte superior izquierda del Panel de HF encontrará alertas de última hora sobre eventos geomagnéticos que pueden afectar a la propagación en HF. Normalmente, cuando el viento solar generado por una tormenta solar impacta en la magnetosfera terrestre y llega hasta la ionosfera, se producirán fenómenos de absorción que atenúan las ondas de radio de HF. En el apartado "Absorción ionosférica" encontrará mapas sobre la frecuencia limitada de absorción, así como mapas del nivel de absorción en cada subbanda de HF.
Pregunta 11: Estoy planificando una actividad en HF y quiero conocer la predicción de tormentas solares para los próximos días.
En el apartado "Boletines informativos" encontrará las predicciones elaboradas por diversos organismos como NOAA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y el Laboratorio Rutherford Appleton. También puede realizar un seguimiento a corto plazo a través de las "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" disponibles en lla parte superior izquierda del Panel de HF.
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