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Bienvenido/a al Panel de Radio HF y Meteorología Espacial, un recurso para el análisis de la interacción Sol-Tierra y del estado de la propagación en la banda de HF, con aplicación en comunicaciones por radio.
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Meteorología espacial actual 
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Probabilidad Apagón HF R4-R5 |
Probabilidad Tormenta Geomagnética |
Probabilidad Tormenta Radiación Solar S1> |
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 Alertas NOAA sobre meteorología espacial y predicción a 24, 48 y 72 horas.Actualizadas cada 5 minutos. Fuente: NOAA/SWPC |
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| Aviso Comunicaciones HF |
Alerta Apagón HF actual |
Aviso Apagón HF |
Evento Absorción Polar (PCA) |
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| Alertas ASWAS sobre Radiocomunicaciones en HF Fuente: Australian Space Weather Alert System |
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Predicción global de absorción en la capa D - Máxima frecuencia afectada por absorción de 1 dBFuente: NOAA/SWPC - DRAP2
Último resumen de meteorología espacialFuente: NOAA/SWPC
| Viento Solar | |||
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| Campo magnético interplanetario (IMF) y potencial en ionosfera solar | |||
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Últimos datos de meteorología espacialFuente: Rice University
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La meteorología espacial afecta a diversos servicios en la Tierra, como las comunicaciones por radio, los sistemas de radionavegación o las rutas de las aerolíneas comerciales. En esta web se plantea una visita de forma secuencial, comenzando por el análisis de la actividad en el propio Sol. A continuación nuestro viaje progresa a través del Sistema Solar, acompañando a la radiación solar, al viento solar y al campo magnético interplanetario hasta su llegada a la magnetosfera terrestre. Finalmente, se muestran los efectos que se producen cuando se alcanza a la Tierra al final de este recorrido, en forma de tormentas de radiación solar y tormentas geomagnéticas, así como sus fenómenos asociados como las perturbaciones ionosféricas y las auroras boreales, poniendo énfasis en el impacto en las comunicaciones por radio.
A lo largo de todo este viaje, analizaremos los datos en tiempo real ofrecidos por diversas Agencias y Universidades que monitorizan la meteorología espacial, tanto con sondas espaciales como desde observatorios terrestres, como NOAA, NASA, JPL, ESA, Australian BOM, DLR y SIDC, entre otras.
Actividad Solar
Rayos X solares | Informes y avisos de actividad | Imágenes del Sol | Índice de flujo solar y manchas solares
El Sol, la estrella de nuestro Sistema Solar, es una estrella del tipo enana amarilla, con una edad aproximada de 4600 millones de años y un radio en torno a 696.340 km. Está compuesto principalmente de hidrógeno (90%) y de helio (10%), aunque también aparecen otros elementos como carbono, oxígeno y hierro.
En la parte más interior del Sol, la temperatura y la densidad son tan elevadas que se produce la fusión nuclear del hidrógeno, proceso en el que se libera energía y se produce helio. Esta energía se propaga hacia el exterior en forma de rayos X y otros tipos de radiación, generándose además corrientes eléctricas que tienen asociados campos magnéticos de gran intensidad.
La naturaleza dinámica de todos estos procesos provoca diversos fenómenos como fulguraciones, prominencias, agujeros coronales o eyecciones de masa coronal, en los que la radiación, el campo magnético y partículas de la masa solar se proyectan al espacio. Dependiendo del lugar y la forma en la que se produzcan, estos fenómenos pueden alcanzar la Tierra y las astronaves que la orbitan.
Última imagen del Sol en UV - Actualizado cada 5 minutosFuente: NOAA/SWPC - GOES 16 SUVI
Actividad Solar
Flujo de Rayos X Solares & Fulguraciones
La radiación procedente de los procesos de fusión nuclear que tienen lugar en el Sol viaja por el espacio y acaba alcanzando a la Tierra. Parte de esta radiación tiene energía suficiente para excitar a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, una capa de la atmósfera comprendida entre unos 50-965 km de altitud, induciendo a 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, en un proceso denominado ionización. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos UV (longitud de onda entre 20 y 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. Las siguientes gráficas muestran datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por las sondas GOES-16 y GOES-17 de la NOAA.
Flujo de Rayos X procedentes del Sol en las últimas 24 horas - Actualizado cada 15 minutosFuente: NOAA/SWPC - Sondas GOES-16 y GOES-17
Flujo de Rayos X procedentes del Sol en los últimos 7 días - Actualizado cada 24 horasFuente: NOAA/SWPC - Sondas GOES-16 y GOES-17
Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) procedente del Sol y dirigida a la Tierra, en la banda de rayos X, medida por las sondas GOES-16 y GOES-17 de la NOAA. Los picos se corresponden con fulguraciones solares, que liberan grandes cantidades de rayos X. 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 fulguración de pequeña magnitud, el nivel M a una fulguración mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una fulguración 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 fulguración, mayor atenuación por absorción en la banda de HF, debida a los procesos de ionización en la ionosfera. En caso de fulguración intensa, chequee los Monitores de Espectro y los Niveles de absorción en HF, que podrán ser importantes en periodos comprendidos entre minutos y horas. Las gráficas han sido generadas a partir de datos en crudo de NOAA, mediante el paquete de Python SunPy, diseñado para el tratamiento de datos de física solar.
Actividad Solar
Informes de actividad solar
Nivel de actividad solar en el último mes. Actualizado cada 24hFuente: Solar Activity Plot - Australian Space Weather Alert System.
Big Bear Solar Observatory: Informes diarios de actividad solar.
Big Bear Solar Observatory: Alertas de actividad solar.
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.
 SDO AIA 19.3 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 30.4 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 17.1 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 21.1 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 13.1 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 33.5 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 9.4 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 16.0 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 17.0 nmAlta resolución | Vídeo |
 SDO AIA 45.0 nmAlta resolución | Vídeo |
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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.
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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.
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Imagen de la corona solar tomada con el coronámetro del observatorio de elevada altitud de Mauna Loa (Hawaii). El coronámetro permite tener una visión clara de las fulguraciones solares, que generan viento solar a velocidades muy altas.
Imagen actual de la corona solarFuente: 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.
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.
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.
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 los siguientes valores, correspondientes a la Media Móvil del Número de Manchas Solares Internacional (cortesía SIDC, Royal Observatory of Belgium):
2024 04 2024.288 : 140.0 0 2024 05 2024.373 : 139.6 0 2024 06 2024.455 : 140.5 0 2024 07 2024.540 : 164.3 7.6 2024 08 2024.624 : 167.1 8.5 2024 09 2024.706 : 162.3 9.7 2024 10 2024.791 : 162.7 11.2 2024 11 2024.873 : 162.2 12.5 2024 12 2024.958 : 161.0 13.6 2025 01 2025.042 : 159.7 14.6 2025 02 2025.122 : 158.7 15.6 2025 03 2025.204 : 158.7 16.7 2025 04 2025.286 : 158.7 17.6 2025 05 2025.371 : 157.5 18.2 2025 06 2025.453 : 155.6 18.7 2025 07 2025.538 : 152.5 19.0 2025 08 2025.623 : 148.4 19.2 2025 09 2025.705 : 144.2 19.4
Ciclo de manchas solares - Actualizado 1 vez al mesFuente: SIDC, Royal Observatory of Belgium
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 25.
Interacción Sol-Tierra
Viento Solar y Campo Magnético Interplanetario | Estado de la Magnetopausa
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.
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.
Datos acumulados de viento solar en los últimos 2 díasFuente: 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, tiene mayor acoplamiento con el campo geomagnético, lo que favorece la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.
Ángulo de llegada a la Tierra e intensidad del IMFFuente: Australian Space Weather Alert System - Sonda DSCOVR
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 ángulo de llegada ("clock angle") del campo magnético interplanetario y su intensidad ("clock hand"). La gráfica cambia a color rojo si el IMF apunta hacia el sur y tiene una intensidad de al menos 15 nT, indicando condiciones favorables para tormentas geomagnéticas.
Ángulo ("clock angle") en grados:
Ángulo = 0 --- IMF Bz norte
Ángulo = 90 --- IMF By +ve
Ángulo = 180 --- IMF Bz sur
Ángulo = 270 --- IMF By -ve
Interacción Sol-Tierra
Estado de la magnetopausa
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.
Presión actual en la magnetosferaFuente: SWPC / University of Michigan Geospace Model
En ambas figuras, la Tierra se ubica en el centro y está iluminada desde la izquierda por el Sol (no mostrado). En la figura izquiera, estamos mirando a la Tierra desde el espacio, perpendicularmente hacia el Polo Norte. Es decir, estamos observando el plano ecuatorial visto desde arriba. La figura derecha se corresponde con un plano perpendicular al anterior. 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.
Australian Space Weather Alert System: Modelo de la magnetopausa.
Tormentas de Radiación Solar
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.
Datos acumulados del monitor de partículas energéticas en las 2 últimas semanasFuente: 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.
Datos acumulados del monitor de densidad de protones y electrones de baja energía en las últimas 24 horasFuente: 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
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.
Índice planetario Kp en los dos últimos días y predicción a un día - Actualizado cada 15 minutosFuente: 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 el Sistema Australiano de Alertas de Meteorología Espacial:
Índice planetario Ap en el último mes - Actualizado cada 24 horasFuente: Australian Space Weather Alert System
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.
Mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 60 minFuente: Australian Space Weather Alert System (modelo ionosférico IRI-90)
Acceso al mapa mundial de TEC - Actualizado cada 5 min.Fuente: Jet Propulsion Laboratory (JPL)
Contenido total de electrones (TEC) sobre Europa en tiempo cuasi-real - Actualizado cada 5 minutos.Fuente: IMPC/DLR (Alemania)
Predicción a una hora del contenido total de electrones (TEC) mundial - Actualizado cada 5 minutosFuente: IMPC/DLR (Alemania)
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)
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| Aviso Comunicaciones HF |
Alerta Apagón HF actual |
Aviso Apagón HF |
Evento Absorción Polar (PCA) |
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| Alertas ASWAS sobre Radiocomunicaciones en HF Fuente: Australian Space Weather Alert System |
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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.
Espectrógrafo de Yamagawa (Japón). 70-9000 MHz.Fuente: NICT/Hiraiso Solar Observatory
Espectrógrafo de Humain (Bélgica). Bandas de 300, 600, 1000, 1200 y 1400 MHz.Fuente: Humain Radioastronomy Station, Royal Observatory of Belgium
Acceso espectrógrafo Calisto de Humain (Bélgica). 45-387,6 MHzFuente: 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.
Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado cada 5 minutosFuente:Australian Space Weather Alert System
Fading el último evento importante (chequear fecha) - Actualizado según actividadFuente:Australian Space Weather Alert System
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).
Predicción global de absorción en la capa D - Máxima frecuencia afectada por absorción de 1 dBFuente: NOAA/SWPC - DRAP2
 Máxima frecuencia afectada por absorción de 10 dBTrayectos radio por el Polo Norte Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Máxima frecuencia afectada por absorción de 10 dBTrayectos radio por el Polo Sur Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
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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.
 Predicción global de absorción en la capa D a 5 MHzFuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Predicción global de absorción en la capa D a 10 MHzFuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Predicción global de absorción en la capa D a 15 MHzFuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Predicción global de absorción en la capa D a 20 MHzFuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Predicción global de absorción en la capa D a 25 MHzFuente: NOAA/SWPC - DRAP2 |
 Predicción global de absorción en la capa D a 30 MHzFuente: 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.
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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.
Último ionograma (no revisado) de la estación de Roquetes (Tarragona) - Actualizado cada 10 minutosFuente: Observatorio del Ebro.
Último ionograma de la estación de El Arenosillo (Huelva) - Actualizado cada 15 minutosFuente: 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 enlaces radio 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
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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.
foF2 actual - Mapa del mundo - Actualizado a intervalos de 1 horaFuente: Australian Space Weather Alert System
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.
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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).
Modelo STORM de corrección empírica temporal de la ionosferaFuente: 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.
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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 enlaces radio HF de más de 3000 km de distancia.
Predicción de MUF para trayectos de más de 3000 km - Actualizado cada 15 minutosFuente: K2CG (prop.kc2g.com)
El mapa ha sido desarrollado por Andrew Rodland (K2CG), mediante un proyecto de código abierto disponible en Github que fue presentado en la conferencia HamSCI 2021, utilizando datos de NOAA NCEI y GIRO. Los números en círculos representan la MUF(3000) calculada directamente por las estaciones de sondeo ionosférico correspondientes. En base a estos datos, se extrapola el mapa de MUF(3000) para el resto de ubicaciones. Para determinar la MUF de un enlace a partir del mapa:
TRAYECTOS DE 3000 km: Estimar el punto medio del trayecto y hallar la frecuencia correspondiente, utilizando la escala de colores.
TRAYECTOS DE 4000 km: Estimar el punto medio del trayecto, hallar la frecuencia correspondiente utilizando la escala de colores y multiplicar su valor por 1.1.
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.
Radiocomunicaciones
Cálculos de MUF online
Programas gratuitos disponibles en Internet para realizar cálculos de MUF a partir de diversos parámetros.
VOACAP Online |
Herramientas de predicción online |
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.
Línea gris - Recargar la página para actualizar la imagenFuente: Fourmilab Earth and Moon Viewer
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.
Predicciones de FOT por zona geográficaFuente: 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.
Auroras Boreales y Australes
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.
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.
Última predicción de Aurora BorealFuente: OVATION Auroral Forecast (NOAA)
Última predicción de Aurora AustralFuente: OVATION Auroral Forecast (NOAA)
Última predicción de aurora borealFuente: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks
Última predicción de aurora australFuente: Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks
Se indica una estimación de las ubicaciones geográficas con mayor probabilidad de observación de auroras boreales y australes.
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Última actualización: 18 MAY 2022.
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