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2. Caracterización del Clima Espacial.

El clima espacial es el conjunto de fenómenos físicos y magnéticos derivados de la actividad solar y su interacción con el campo magnético terrestre o campo geomagnético.

En este apartado se describen todos los elementos y fenómenos relacionados con el clima espacial, desde el punto de vista del Sol, de la Tierra y del espacio ocupado entre ambos astros.

2.1. Fenómenos físicos y magnéticos en el Sol.

En el interior del Sol tienen lugar procesos dinámicos de fusión nuclear del hidrógeno, estimándose que generan unos 3,8x10^23 Watios de potencia en promedio.

El Sol está compuesto, básicamente, en un 90% por hidrógeno y en algo menos de un 10% por helio, contribuyendo al porcentaje restante elementos como carbono, oxígeno y hierro [5]. En el centro del Sol, hasta una distancia de 0,3 veces el radio solar, la temperatura es lo suficientemente elevada como para provocar la fusión de protones en los núcleos de helio. La energía liberada en estos procesos se difunde hacia el exterior del Sol en forma de rayos X, radiación que puede cambiar de frecuencia al atravesar los gases que rodean el núcleo.

En la fig.1 se muestra un gráfico de los diferentes procesos de transporte de energía dentro del Sol, así como de la disposición de las diferentes regiones.

Fig.1. Estructura y procesos de liberación de energía en el Sol.

A una distancia de 0,7 veces el radio solar, la energía deja de propagarse por difusión y comienza a propagarse por convección. Los gases calientes siguen alejándose del núcleo, haciéndose menos densos y radiando la energía que transportan hacia el espacio exterior. La zona en la que se producen estos procesos de radiación se denomina fotosfera y forma la aparente superficie solar visible desde la Tierra.

Sobre la fotosfera existe otra capa formada por gases transparentes, llamada cromosfera, que solamente es visible en casos de eclipses totales o mediante el empleo de instrumentos especiales llamados coronógrafos, que permiten ocultar a la fotosfera. Finalmente, sobre la cromosfera existe otra capa denominada corona solar, que es observable en las mismas condiciones que la cromosfera. La temperatura de la corona solar hace que en la práctica esta región sea un plasma muy ionizado, comportándose como un conductor eléctrico excelente.

Como consecuencia de las corrientes eléctricas generadas en los procesos anteriormente descritos, en el Sol también se generan campos magnéticos de gran intensidad. Existen regiones en la que se radia aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar, por efecto dichos campos magnéticos solares: cuando un campo magnético lo suficientemente fuerte emerge de la superficie solar como consecuencia de los procesos dinámicos que ocurren en su interior, la zona en la que este campo emerge puede enfriarse, pasando de unos 6.000 ºC a unos 4.200 ºC. A la vista, esta zona aparecerá algo más oscura que su entorno más caliente, dando la apariencia de una mancha. Las manchas solares pueden formarse y disiparse en periodos comprendidos entre varios días y pocas semanas y rotan con el resto de la superficie solar.

En ocasiones, se producen agrupaciones de manchas solares con campos magnéticos muy complejos que pueden dar lugar a la liberación de elevadas cantidades de energía. En este sentido, podemos distinguir cuatro tipos de fenómenos:

Lazos magnéticos (magnetic loops).
Prominencias solares (solar prominences).
Erupciones o llamaradas solares (flares).
Eyecciones de masa coronal (Coronal Mass Ejections, CME).

Los lazos magnéticos (fig.2) son grandes cantidades de plasma que siguen líneas del campo magnético solar que salen y entran del Sol. No tienen efectos significativos en la Tierra en lo que respecta a las radiocomunicaciones.

Fig.2. Lazo magnético solar.

Las prominencias solares (fig.3) son similares a los lazos magnéticos pero de dimensiones mucho mayores. En ocasiones, se puede producir un efecto de explosión que expande las partículas del plasma, incorporándolas al viento solar y pudiendo impactar en la magnetosfera terrestre.

Fig.3. Prominencia solar.

Las llamaradas o fulguraciones solares (fig.4) son explosiones de gran intensidad que se producen en el Sol y que liberan enormes cantidades de materia y radiación. Pueden tener una duración del orden de pocos minutos a varias horas y provocan un aumento en la intensidad de radiación de Sol en los rangos del UV corto, de los rayos gamma y de los rayos C. Las llamaradas solares pueden observarse con instrumentos ópticos desde la Tierra o desde sondas espaciales y dan lugar a intensos niveles de ruido en las bandas de radio de HF.

Fig.4. Llamarada solar.

Algunas llamaradas solares liberan gran cantidad de protones que pueden alcanzar la Tierra en unos 30 minutos. Al llegar a la Tierra, comienzan a moverse siguiendo una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del campo geomagnético, penetrando en las capas altas de la ionosfera, donde aumentan los niveles de ionización.

Finalmente, el evento de actividad solar más impresionante y que libera mayores cantidades de energía lo constituyen las eyecciones de masa coronal (CME, Coronal Mass Ejections). La atmósfera solar interna (cromosfera) puede liberar grandes llamaradas o lenguas de gas caliente y campos magnéticos que pueden observarse en la atmósfera solar exterior o corona en forma de explosiones espectaculares (fig.5). Las eyecciones de masa coronal liberan una gran cantidad de helio, electrones y partículas ionizadas, como hierro [6], que viajan a altísimas velocidades, de hasta 3000 km/s, impactando en los planetas del Sistema Solar y en los satélites artificiales.

Fig.5. CME dirigida a la Tierra
(Coronógrafo SOHO, 22 de octubre de 2003).

Las eyecciones de masa coronal son los fenómenos solares con mayor impacto en las radiocomunicaciones en HF, pudiendo provocar niveles de absorción muy altos en la ionosfera. Este fenómeno se conoce como "apagón de HF" (HF radio blackout).

La intensidad de las erupciones solares se cuantifica midiendo el flujo de potencia liberado en el rango frecuencial comprendido entre 0,1 y 0,8 nm (rayos X), según la escala que se muestra en la tabla 1.

Tamaño de la erupción	Flujo de potencia liberado en Rayos X (W/m^2)
X	< 10E-3
X20	20 x 10E-4
X10	10 x 10E-4
X6	6 x 10E-4
M	< 10E-4
C	< 10E-5
B	< 10E-6
A	< 10E-7

Tabla 1. Intensidad de las erupciones solares.

2.2. Campo magnético interplanetario (IMF).

El campo magnético del Sol sigue dos tipos de líneas: cerradas, que comienzan y terminan en la propia fotosfera, y abiertas, que comienzan en el Sol y se abren hacia el espacio exterior, dando lugar al campo magnético interplanetario (IMF). Debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), el IMF sigue una trayectoria helicoidal, conocida como espiral de Parker.

Cuando este campo magnético llega a la Tierra, incide con un ángulo de inclinación comprendido entre unos 45º y unos 90º respecto al plano de la eclíptica.

El IMF puede perturbar al campo magnético terrestre, dando lugar a tormentas geomagnéticas que afectan a las comunicaciones en HF. Se representa como Bt y su intensidad se mide en Teslas (T). Este campo puede modelarse vectorialmente, denominándose Bz la componente perpendicular a los polos terrestres. Si la componente Bz tiene sentido opuesto al del campo magnético terrestre y es de intensidad suficiente, favorece la llegada del viento solar a la ionosfera y se produce la aparición de auroras boreales.

2.3. Viento solar.

Los procesos dinámicos que se producen en el Sol pueden generar agujeros coronales, consistentes en células de campos magnéticos unipolares en la superficie solar, cuyas líneas de campo se extienden a lo largo de todo el sistema solar. Los agujeros coronales, que se ven como manchas oscuras en el espectro de los rayos X, generan un campo magnético que arrastra a partículas cargadas eléctricamente, dando lugar al viento solar.

En ocasiones, tras una erupción solar se pueden producir eventos explosivos de partículas solares (SPE, Solar Particle Events), que liberan protones y electrones a altas velocidades, incorporándose al viento solar.

Uno de los efectos visibles del viento solar se aprecia en las colas de los cometas, que siempre están orientadas en sentido opuesto al Sol.

2.3.1. Velocidad del viento solar.

En situaciones de tranquilidad, la velocidad media del viento solar suele estar comprendida entre los 250 km/s y los 400 km/s. En casos de actividad solar moderada, se genera mayor cantidad de plasma solar y a mayores velocidades, de hasta 700 km/s. Finalmente, las eyecciones de masa coronal (CME) pueden generar un viento solar de velocidad igual o superior a los 1000 km/s.

Fig.6. Medidor de la velocidad del viento solar
(Universidad de Rice).

En la fig.6 se muestra un medidor de velocidad del viento solar utilizado en la Universidad Rice (EE.UU), a partir de datos obtenidos por la astronave SOHO. El medidor incluye una escala gráfica que permite asociar cada rango de velocidad a un nivel de actividad solar: la zona verde indica tranquilidad, la amarilla actividad moderada y la roja actividad elevada (CME).

2.3.2. Densidad del viento solar.

Conforme el viento solar progresa alejándose del Sol, su densidad disminuye de forma proporcional al cuadrado de la distancia al Sol. Durante eventos importantes de actividad solar, como llamaradas, prominencias solares y eyecciones de masa coronal, la densidad del viento solar aumenta y el grado de afectación a la ionosfera será mayor cuando el mismo alcance la Tierra.

2.4. Ciclo solar.

Se ha comprobado que la actividad solar sigue periodos de unos 11 años de duración. Cada uno de estos periodos se denomina ciclo solar y 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. En los mínimos de cada ciclo solar el número de manchas solares se reduce sustancialmente, pudiendo éstas incluso desaparecer. Así mismo, disminuye el número de tormentas solares, la máxima frecuencia utilizable (MUF, Maximum Usable Frequency) es baja y las bandas más altas de HF tienen condiciones pobres de propagación. En las temporadas altas del ciclo solar, conocidas como máximos solares, la MUF es más alta y aumenta la probabilidad de aparición de tormentas solares.

Una forma de cuantificar la actividad del Sol en un instante determinado viene dada, por tanto, por la contabilización del número de manchas solares (SSN, Sun Spot Number), que puede realizarse a través de diversos métodos:

Número de Wolf.
Número de Manchas Solares Internacional (ISN, International Sunspot Number), compilado por el centro SIDC en Bélgica.
Número americano relativo de manchas solares.
Datos antiguos sobre manchas solares.
Números de Grupos de manchas solares.

En la gráfica de la fig.7, elaborada por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares de Bélgica (SIDC), se puede observar la evolución del ciclo solar a través de la contabilización del número de manchas solares, que se repite cada 11 años.

Fig.7. Evolución cíclica del número de manchas solares.

Los ciclos solares se identifican con un número correlativo desde el año 1755, en el que se comenzó a contabilizar de forma científica el número de manchas solares. En la tabla 2 se muestran las fechas de inicio y finalización de cada ciclo, así como el número máximo de manchas solares (media móvil mensual) y las fechas en las que fueron observadas [7], que se corresponden con los periodos de máximos solares.

Nº ciclo	Inicio	Finalización	Duración (años)	Nº máx. manchas solares	Fecha máximo
1	Mar 1755	Jun 1766	11,3	86,5	Sin datos
2	Jun 1766	Jun 1775	9,0	115,8	Sin datos
3	Jun 1775	Sep 1784	9,3	158,5	Sin datos
4	Sep 1784	May 1798	13,7	141,1	Sin datos
5	May 1798	Dic 1810	12,6	49,2	Sin datos
6	Dic 1810	May 1823	12,4	48,7	Sin datos
7	May 1823	Nov 1833	10,5	71,5	Sin datos
8	Nov 1833	Jul 1843	9,8	146,9	Sin datos
9	Jul 1843	Dic 1855	12,4	131,9	Sin datos
10	Dic 1855	Mar 1867	11,3	97,3	Sin datos
11	Mar 1867	Dic 1878	11,8	140,3	Sin datos
12	Dic 1878	Mar 1890	11,3	74,6	Sin datos
13	Mar 1890	Feb 1902	11,9	87,9	Ene 1894
14	Feb 1902	Ago 1913	11,5	64,2	Feb 1906
15	Ago 1913	Ago 1923	10,0	105,4	Ago 1917
16	Ago 1923	Sep 1933	10,1	78,1	Abr 1928
17	Sep 1933	Feb 1944	10,4	119,2	Abr 1937
18	Feb 1944	Abr 1954	10,2	151,8	May 1947
19	Abr 1954	Oct 1964	10,5	201,3	Mar 1958
20	Oct 1964	Jun 1976	11,7	110,6	Nov 1968
21	Jun 1976	Sep 1986	10,3	164,5	Dic 1979
22	Sep 1986	May 1996	9,7>	158,5	Jul 1989
23	May 1996	Dic 2008	12,6	120,8	Mar 2000
24	Dic 2008

Tabla 2. Cronología de los ciclos solares.

Otra forma de cuantificar la actividad del Sol es a través del índice de flujo solar (SFI, Solar Flux Index). El SFI se define como el nivel de flujo de radiación solar registrado en 2.800 MHz (banda de 10,7 cm), expresado en unidades de flujo, equivalentes a 10E-22 watios por metro cuadrado y herzio.

El SFI tiene gran correlación con el número de manchas solares. Puede alcanzar valores de 50 en la época baja del ciclo solar y subir hasta 400 en la época alta.

2.4.1. El ciclo solar 24.

El máximo solar del ciclo 24, en el que actualmente nos encontramos, está previsto entre los meses de julio y agosto de 2012 y se estima que podría ser entre un 30% y un 40% más intenso que el máximo del ciclo 23 [8], según un modelo de dinamo de transporte de flujo que ha ofrecido buenos resultados en la predicción de los máximos en los ciclos 16-23. No obstante, otras predicciones basadas en el método de precursores del campo polar o mediante relaciones entre el número de manchas solares y la duración de los ciclos solares indican que la actividad solar será más moderada que la del ciclo 23 [9].

Considerando el retraso con el que ha comenzado el ciclo 24, en sus últimas predicciones la Administración Nacional de los Océanos y la Atmósfera de los Estados Unidos (NOAA) retrasa la previsión del máximo del ciclo solar 24 hasta el año 2013 [10].

2.5. Campo geomagnético y magnetosfera.

La Tierra tiene un campo magnético propio, llamado campo geomagnético, con una intensidad media de 40 A/m, que hace que la ionosfera se comporte como un medio anisótropo, es decir, con propiedades distintas en distintas direcciones. El origen de este campo magnético se atribuye al efecto combinado de la rotación de la Tierra y del movimiento del hierro fundido en su núcleo.

El campo geomagnético sigue unas líneas imaginarias que salen del polo Sur magnético, rodean a la Tierra y entran por el polo Norte magnético, como se muestra en la fig.8. Este campo es el responsable, por ejemplo, de que una brújula nos dé siempre la dirección del norte magnético.

Fig.8. Representación del campo geomagnético.

El comportamiento de la ionosfera depende enormemente de las variaciones que se producen en el campo geomagnético. La región en torno a la Tierra donde se encuentra dicho campo se denomina magnetosfera y funciona como escudo ante el viento solar y el campo magnético interplanetario (IMF). La interacción entre el campo geomagnético, el viento solar y el IMF provoca que la la magnetosfera tenga forma de gota, estrechándose en el sentido opuesto al Sol, como se muestra en la fig.9.

Fig.9. Magnetosfera terrestre.

El estado del campo geomagnético puede medirse con unos instrumentos denominados magnetómetros.

2.6. Tormentas de radiación solar.

Una tormenta de radiación solar, o simplemente tormenta solar, es la perturbación de la ionosfera y de los objetos ubicados entre el Sol y la Tierra, producida por el viento solar, tras un evento de actividad solar que genera protones de energía superior a 10 MeV (a veces del orden de los GeV).

Las llamaradas solares y las eyecciones de masa coronal del Sol provocan una enorme onda de choque magnetohidrodinámica que empuja a las partículas solares energéticas (SPE, Solar Energetic Particles), incorporándolas al viento solar a altísimas velocidades, cercanas a la velocidad de la luz y haciendo de este modo que puedan alcanzar a la Tierra en poco tiempo [1].

Las tormentas de radiación solar suelen tardar en llegar a la Tierra entre 15 minutos y varias horas y pueden tener una duración de varios días [11]. Provocan incrementos anómalos en la absorción de las ondas de radio de la banda de HF en las zonas polares, fenómeno conocido con el nombre de PCA (Polar Cap Absorption).

2.6.1. Escala NOAA de tormentas de radiación solar.

La NOAA ha diseñado una escala para cuantificar la intensidad y los efectos de las tormentas de radiación solar, que se muestra en la tabla 3. La escala tiene 5 posibles valores directamente relacionados con las mediciones del flujo de partículas con un nivel energético superior a 10 MeV, facilitándose además la frecuencia con la que los eventos de cada tipo pueden ocurrir dentro de un mismo ciclo solar de 11 años.

Categoría		Efectos	Parámetro físico	Frecuencia promedio
Escala	Descriptor	La duración del evento influye en la severidad de los efectos	Flujo de iones con más de 10 MeV	Nº de eventos con el nivel de flujo indicado
S5	Extrema	Biológicos: Riesgo inevitable de exposición a la radiación para astronautas en actividades extravehiculares (EVA). Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas pueden quedar expuestos a riesgos de radiación. Operaciones de sistemas espaciales: Los satélites pueden quedar inoperativos. El impacto en las memorias digitales puede causar pérdida de control. Elevados niveles de ruido en la transmisión de imágenes. Imposibilidad de localizar fuentes en los sistemas de seguimiento estelar y posibles daños permanentes en los paneles solares. Radiocomunicaciones: Posibles apagones totales en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. Radionavegación: Extremadamente difícil por errores de posicionamiento.	10^5	Menos de 1 por ciclo
S4	Severa	Biológicos: Riesgo inevitable de exposición a la radiación para astronautas en actividades extravehiculares (EVA). Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas tienen riesgo de exposición a la radiación. Operaciones de sistemas espaciales: Pueden experimentar problemas en las memorias digitales y ruido en la transmisión de imágenes. Posibles problemas de orientación en sistemas de seguimiento estelar. La eficiencia de los paneles solares puede degradarse. Radiocomunicaciones: Posibles apagones en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares, durante varios días. Radionavegación: Aumento de errores en los sistemas de radionavegación, durante varios días.	10^4	3 por ciclo
S3	Fuerte	Biológicos: Se recomienda a los astronautas que realizan actividades extravehiculares (EVA) que tomen medidas de protección ante el riesgo de exposición a la radiación. Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas tienen riesgo de exposición a la radiación. Operaciones de sistemas espaciales: Eventos aislados de degradación. Ruido en la transmisión de imágenes. Posibles degradaciones menores en la eficiencia de los paneles solares. Radiocomunicaciones: Posible degradación de la propagación en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. Radionavegación: Posible aumento de errores en los sistemas de radionavegación.	10^3	10 por ciclo
S2	Moderada	Biológicos: Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas tienen riesgo de exposición a la radiación. Operaciones de sistemas espaciales: Eventos poco frecuentes de degradación en los sistemas. Radiocomunicaciones: Pequeños efectos en la propagación en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. Radionavegación: Pequeño aumento en los errores de los sistemas de radionavegación, especialmente en regiones polares.	10^2	25 por ciclo
S1	Menor	Biológicos: Ninguno. Operaciones de sistemas espaciales: Ninguno. Radiocomunicaciones: Efectos menores en la propagación en las bandas de HF a través de las regiones polares.	10	50 por ciclo

Tabla 3. Escala NOAA de tormentas de radiación solar.

2.7. Tormentas geomagnéticas.

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 [12]. El efecto es más intenso en regiones ecuatoriales y por encima de los 10 MHz, teniendo duraciones de hasta varios días [11].

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.

Para que una eyección de masa coronal originada en el Sol provoque una tormenta geomagnética en la Tierra, deben darse tres condiciones [1]:

La CME ha de originarse en la zona central del Sol, con una trayectoria tal que impacte en la magnetosfera terrestre.

Ha de ser rápida, con velocidades superiores a 1000 km/s y masiva, teniendo por tanto una elevada energía cinética.

Ha tener asociado un campo magnético interplanetario que al llegar a la Tierra sea opuesto al campo geomagnético.

El primer indicador de una tormenta geomagnética en la Tierra es un cambio brusco en la componente norte del campo geomagnético, fenómeno conocido como Inicio Repentino de Tormenta (SSC, Storm Sudden Commencement) y que tiene lugar casi simultáneamente en todo el planeta, con magnitudes que pueden variar localmente.

2.7.1. Índices de perturbación del campo geomagnético (Ap, Kp).

Para medir el grado de perturbación del campo geomagnético como consecuencia de su interacción con el campo magnético interplanetario y el viento solar, se utilizan unos instrumentos denominados magnetómetros, cuyos datos dan lugar a dos índices de perturbación denominados K y A.

El índice geomagnético “A” muestra la perturbación del campo geomagnético a nivel local. Puede tener los niveles y significados que se indican en la tabla 4. El índice geomagnético planetario “Ap” se deriva a partir de las mediciones del índice geomagnético “A” realizadas por diversas estaciones repartidas por toda la Tierra. Puede tener los mismos valores y significados que el índice “A”.

Valor de A o Ap	Significado
0 < Ap < 30	Campo geomagnético tranquilo
30 < Ap < 50	Tormenta solar menor
50 < Ap < 100	Tormenta solar mayor
Ap ³ 100	Tormenta solar severa

Tabla 4. Índices de perturbación del campo geomagnético A y Ap.

El índice geomagnético “K”, de tipo cuasi-logarítmico, muestra la perturbación del campo geomagnético a nivel local, tomando como referencia la curva de un día tranquilo en la estación de medición. Puede tener los niveles y significados que se muestran en la tabla 5.

Valor de K o Kp	Significado
0	Campo geomagnético inactivo
1	Campo geomagnético muy tranquilo
2	Campo geomagnético tranquilo
3	Campo geomagnético intranquilo
4	Campo geomagnético activo
5	Tormenta solar menor
6	Tormenta solar mayor
7	Tormenta solar severa
8	Tormenta solar muy severa
9	Tormenta solar extremadamente severa

Tabla 5. Índices de perturbación del campo geomagnético K y Kp.

El índice geomagnético planetario “Kp” se deriva a partir de las mediciones del índice geomagnético “K” realizadas por diversas estaciones repartidas por toda la Tierra. Puede tener los mismos valores y significados que el índice “K”.

Los registros históricos de unas 222.000 mediciones del índice Kp realizadas entre los años 1932-2007, apuntan a que las tormentas geomagnéticas más intensas se concentran en la primavera y el otoño, como se muestra en la fig.10 [1].

Fig.10. Incidencia de eventos con Kp=8 y Kp=9 por mes
(World Data Center for Geomagnetism).

2.7.2. Escala NOAA de tormentas geomagnéticas.

La agencia NOAA de los Estados Unidos ha diseñado una escala para cuantificar la intensidad y los efectos de las tormentas geomagnéticas, que se muestra en la tabla 6. La escala tiene 5 posibles valores directamente relacionados con las mediciones del índice geomagnético interplanetario cada 3 horas, facilitándose además la frecuencia con la que los eventos de cada tipo pueden ocurrir dentro de un mismo ciclo solar de 11 años.

Categoría		Efectos	Parámetro físico	Frecuencia promedio
Escala	Descriptor	La duración del evento influye en la severidad de los efectos	Kp cada 3 horas	Nº de tormentas por ciclo solar
G5	Extrema	Transporte y distribución de electricidad: Problemas con el control del voltaje y los sistemas de protección. Algunas redes de transmisión pueden colapsar (apagones) y los transformadores pueden llegar a sufrir daños. Operaciones espaciales: Inducción de carga eléctrica superficial extensiva, dificultades con la orientación, problemas con los enlaces ascendente/descendente y el seguimiento de satélites. Transporte y distribución de combustibles: La corriente inducida en las redes de combustibles es de cientos de Amperios. Radiocomunicaciones: En áreas extensas se bloquean las ondas de radio de alta frecuencia (HF) durante varios días. Radionavegación: La navegación por satélite se ve afectada durante un intervalo similar. La navegación mediante señales de baja frecuencia se bloquea durante horas. Auroras: Observaciones hasta 40º de latitud geomagnética.	Kp = 9	4 por ciclo (4 días por ciclo)
G4	Severa	Transporte y distribución de electricidad: Posibles problemas de control del voltaje y en los sistemas de protección. Funcionamiento irregular de las redes de transmisión. Operaciones de sistemas espaciales: Posibilidad de inducción de carga eléctrica superficial. Dificultades con el seguimiento. Problemas de orientación que podrían requerir correcciones. Transporte y distribución de combustibles: Afección a las medidas preventivas sobre inducción eléctrica en las redes de distribución. Radiocomunicaciones: La propagación de las señales de radio de HF se abre sólo esporádicamente. Radionavegación: Navegación por satélite afectada durante varias horas. Afección a la navegación por señales de baja frecuencia. Auroras: Observaciones hasta 45º de latitud geomagnética.	Kp = 8 ~ 9	100 por ciclo (60 días por ciclo)
G3	Fuerte	Transporte y distribución de electricidad: Se podrían requerir acciones de control del voltaje. Falsas alarmas en los sistemas de protección. Funcionamiento irregular de la red de distribución. Operaciones de sistemas espaciales: Puede darse inducción de carga eléctrica superficial en los componentes de los satélites. Variaciones orbitales en satélites de órbita baja (LEO). Problemas de orientación que pueden requerir correcciones. Radiocomunicaciones: Banda de HF utilizable sólo intermitentemente. Radionavegación: Problemas intermitentes en la navegación por satélite y por sistemas de baja frecuencia. Auroras: Observaciones hasta 50º de latitud geomagnética.	Kp = 7	200 por ciclo (130 días por ciclo)
G2	Moderada	Transporte y distribución de electricidad: Los sistemas ubicados en latitudes altas pueden experimentar alarmas de voltaje. Las tormentas de larga duración pueden causar daños en los transformadores. Operaciones de sistemas espaciales: Pueden requerirse acciones correctoras de la orientación de los satélites por parte de los controles terrestres. Posibles afecciones a las predicciones orbitales. Radiocomunicaciones: En latitudes altas, desvanecimientos de la propagación en las bandas de HF Auroras: Observaciones hasta 55º de latitud geomagnética.	Kp = 6	600 por ciclo (360 días por ciclo)
G1	Menor	Transporte y distribución de electricidad: Pequeñas fluctuaciones en las redes de distribución eléctrica. Operaciones de sistemas espaciales: Posibles impactos menores en las operaciones satelitales. Auroras: Observaciones en latitudes altas. Otros efectos: Los animales migratorios se ven afectados por tormentas de este nivel y superiores.	Kp = 5	1700 por ciclo (900 días por ciclo)

Tabla 6. Escala NOAA de tormentas geomagnéticas.

NOTA: puede realizar el seguimiento en tiempo real de la actividad solar a través del Panel de Radio HF y Clima Espacial, disponible en esta misma web.

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