Estado propagación

No hay datos


Alertas SWS

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

Fuente: Australian Government Bureau of Meteorology. Space Weather Services.


Alertas N3KL

No hay datos Rayos X Solares
No hay datos Campo Geomagnético

Bienvenida

Fecha y hora UTC

PrincipalCentro de Recursos de radio HFPanel de HF y Meteorología Espacial

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.

Este sitio web tiene propósitos educativos, sin fines comerciales. Todos los datos son propiedad de sus autores y se proporcionan referencias y enlaces a las fuentes correspondientes. Si desea contactar con el webmaster, utilice el siguiente formulario.

Seleccione una opción:

 

Table des matières

Índice

Español

English

English

Français

Mobile

Versión Móvil

HF central

Manual Usuario

HF central

HF Central


Meteorología espacial actual

Sin datos
Sin datos
Sin datos
< < ALERTAS
  Apagón de HF Tormenta Geomagnética Tormenta
Radiación Solar
 
< < PRED 24-H
< < PRED 48-H
< < PRED 72-H
Probabilidad
Apagón HF R1-R3
Probabilidad
Apagón HF R4-R5
Probabilidad
Tormenta
Geomagnética
Probabilidad
Tormenta
Radiación Solar S1>
 
Alertas NOAA sobre meteorología espacial y predicción a 24, 48 y 72 horas.
Actualizadas cada 5 minutos. Fuente: NOAA/SWPC

 

Sin datos Sin datos Sin datos Sin datos
Aviso
Comunicaciones HF
Alerta
Apagón HF actual
Aviso
Apagón HF
Evento Absorción
Polar (PCA)
Alertas ASWAS sobre Radiocomunicaciones en HF
Fuente: Australian Space Weather Alert System


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


No Data

Último resumen de meteorología espacial
Fuente: NOAA/SWPC


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

Últimos datos de meteorología espacial
Fuente: Rice University




Índice


Actividad
Solar


Interacción
Sol-Tierra


Tormentas
Radiación Solar


Tormentas
Geomagnéticas


Estado Ionosfera


Radiocomunicaciones


Auroras


Enlaces


Glosario de HF


Manual de usuario


HF Central


Artículos Técnicos


EA4FSI Home


Contacto


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.

No Data

Última imagen del Sol en UV - Actualizado cada 5 minutos
Fuente: 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 minutos
Fuente: NOAA/SWPC - Sondas GOES-16 y GOES-17

Flujo de Rayos X procedentes del Sol en los últimos 7 días - Actualizado cada 24 horas
Fuente: 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.


ASWAS: Informe actualizado de las últimas fulguraciones solares registradas con categoría superior a C8.



Actividad Solar


Informes de actividad solar


No hay datos

Nivel de actividad solar en el último mes. Actualizado cada 24h
Fuente: 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.


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

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

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

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

No hay datos
SDO AIA Com 181-HMI
Alta resolución


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


No hay datos
SOHO EIT 17.1 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos
SOHO EIT 19.5 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos
SOHO EIT 28.4 nm
Alta resolución | Vídeo

No hay datos
SOHO EIT 30.4 nm
Alta resolución | Vídeo


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


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

No hay datos
SOHO LASCO C3 (Corona exterior)
Alta resolución | Vídeo


Imagen de la corona solar tomada con el coronámetro del observatorio de elevada altitud de Mauna Loa (Hawaii). El coronámetro permite tener una visión clara de las fulguraciones solares, que generan viento solar a velocidades muy altas.

No hay datos

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


Actividad Solar


Índice de flujo solar y manchas solares


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


No hay datos

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

Las gráficas muestran la evolución de los siguientes parámetros en el último mes:

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


Otra forma de cuantificar la actividad del Sol en un instante determinado viene dada, por la contabilización del número de manchas solares (SSN, Sun Spot Number), que puede realizarse a través de diversos métodos. Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radía aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la ionosfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando el establecimiento de radioenlaces por reflexión ionosférica en las bandas más altas de la HF. Existe una fuerte correlación entre el SFI y el SSN.


No hay datos

Imagen actual del Sol con la cámara doppler Michelson (MDI)
Fuente: SOHO/NASA

Se muestra la última imagen del Sol tomada con la cámara doppler Michelson (MDI) de la sonda SOHO de la NASA, en la que se pueden apreciar las manchas y grupos de manchas solares actuales. En los mínimos de cada ciclo solar el número de manchas solares se reduce sustancialmente, pudiendo éstas incluso desaparecer. Cada ciclo solar puede identificarse por la polaridad magnética de las manchas solares: las manchas de un hemisferio solar determinado (Norte o Sur) tendrán la misma polaridad en el transcurso de un ciclo, mientras que las manchas del hemisferio opuesto tendrán polaridad inversa. Cuando concluye cada ciclo de 11 años, el Sol invierte su polaridad y las manchas a su vez invierten su orientación.


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):

2022 02  2022.122 :   62.4     0
2022 03  2022.204 :   64.6     0
2022 04  2022.286 :   68.8     0
2022 05  2022.371 :   80.4   5.4
2022 06  2022.453 :   83.6   6.1
2022 07  2022.538 :   83.3   7.1
2022 08  2022.623 :   86.9   8.5
2022 09  2022.705 :   90.3   9.7
2022 10  2022.790 :   93.7  11.0
2022 11  2022.873 :   97.5  12.4
2022 12  2022.958 :  101.2  13.6
2023 01  2023.042 :  104.5  14.7
2023 02  2023.122 :  108.2  16.0
2023 03  2023.204 :  111.9  17.2
2023 04  2023.286 :  114.8  18.1
2023 05  2023.371 :  117.7  19.2
2023 06  2023.453 :  120.2  20.1
2023 07  2023.538 :  122.5  21.1

No hay datos

No hay datos

Ciclo de manchas solares - Actualizado 1 vez al mes
Fuente: 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.


No Data

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


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


No hay datos

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

El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, 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 IMF
Fuente: 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 magnetosfera
Fuente: 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.


No hay datos

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


Se muestra el valor de la cantidad de partículas cargadas según la fórmula de PM_Min. Los flujos de viento solar de temperatura o densidad muy grandes pueden producir valores elevados de PM_Min, aunque se considera que valores superiores a 6000 tienen relación con erupciones solares. En condiciones normales (viento solar tranquilo), los valores están por debajo de 100. Los valores superiores a 100 son indicativos de una tormenta de radiación solar.



No Data

Datos acumulados del monitor de densidad de protones y electrones de baja energía en las últimas 24 horas
Fuente: NOAA/SWPC - Satélite ACE


Se muestran las densidades medidas de protones y electrones para cada rango energético comprendido entre 35 y 1900 MeV. Los valores aumentan en situaciones de tormenta de radiación solar. La medición está realizada con el instrumento RTWS EPAM (Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons) de la sonda ACE (Advanced Composition Explorer).








Tormentas Geomagnéticas

Índice Kp | Índice Ap | Índice Dst

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

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



Tormentas Geomagnéticas


Índice Kp


El campo magnético terrestre, o campo geomagnético, sufre perturbaciones como consecuencia de la interacción con el campo magnético interplanetario (IMF). Estas perturbaciones se miden con magnetómetros instalados en distintos puntos de la Tierra, dando lugar a los llamados índices K. La combinación de los índices K medidos por distintos magnetómetros cada 3 horas da lugar al índice planetario Kp, que se representa en la siguiente gráfica ofrecida por NOAA.


No Data

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

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


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




Tormentas Geomagnéticas


Índice Ap


Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por el Sistema Australiano de Alertas de Meteorología Espacial:


No hay datos

Índice planetario Ap en el último mes - Actualizado cada 24 horas
Fuente: 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.


No hay datos

Mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 60 min
Fuente: Australian Space Weather Alert System (modelo ionosférico IRI-90)


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


No hay datos

Contenido total de electrones (TEC) sobre Europa en tiempo cuasi-real - Actualizado cada 5 minutos.
Fuente: IMPC/DLR (Alemania)


No hay datos

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

Sin datos
Sin datos
Sin datos
Sin datos
  Aviso
Comunicaciones HF
Alerta
Apagón HF actual
Aviso
Apagón HF
Evento Absorción
Polar (PCA)
Alertas ASWAS sobre Radiocomunicaciones en HF
Fuente: Australian Space Weather Alert System


Radiocomunicaciones


Monitores de espectro


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


No hay datos

Espectrógrafo de 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


Sin datos

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

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




Radiocomunicaciones


Absorción en HF


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


No hay datos

Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado cada 5 minutos
Fuente:Australian Space Weather Alert System

No hay datos

Fading el último evento importante (chequear fecha) - Actualizado según actividad
Fuente: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 dB
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2

No Data

Máxima frecuencia afectada por absorción de 10 dB
Trayectos radio por el Polo Norte
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

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

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


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

1) Estime las coordenadas del primer punto de reflexión ionosférica en el trayecto del enlace.

2) En las tablas de NOAA, consulte la HAF para ese punto. A esa frecuencia, la absorción es:

A(HAF) = 1 dB

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

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

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

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

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



No Data

Predicción global de absorción en la capa D a 5 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

Predicción global de absorción en la capa D a 10 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

Predicción global de absorción en la capa D a 15 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

Predicción global de absorción en la capa D a 20 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

Predicción global de absorción en la capa D a 25 MHz
Fuente: NOAA/SWPC - DRAP2
No Data

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


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

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

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





Radiocomunicaciones


Ionogramas


En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes ionogramas corresponden a las dos ionosondas que ofrecen datos públicos en España: el Observatorio del Ebro, en Roquetes (Tarragona) y el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial, en El Arenosillo (Huelva). Para ver datos de otras ionosondas, consultar el mapamundi de abajo.


No hay datos

Último ionograma (no revisado) de la estación de Roquetes (Tarragona) - Actualizado cada 10 minutos
Fuente: Observatorio del Ebro.

No hay datos

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

La interpretación de todos los datos de un ionograma es muy compleja. En el eje de abscisas se representa la frecuencia (MHz) y en el de ordenadas la altura virtual (km). Si para una frecuencia dada se detecta reflexión ionosférica, se representa una traza en las coordenadas correspondientes a la altura y la frecuencia para las que se produjo la reflexión. A la izquierda se ofrecen datos empíricos, como la frecuencia crítica foF2 (MHz) y otros estimados como la MUF estándar para radioenlaces de 3000 km (MUF(D)). En la parte de abajo, podemos encontrar una estimación de la MUF correspondiente a distintas distancias, muy útil para el establecimiento de 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




Radiocomunicaciones


Mapas de foF2


En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes mapas son experimentales y se construyen a partir de datos de ionosondas de Australia, Japón, Sudáfrica, Italia, Argentina y Estados Unidos.


No hay datos

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




Radiocomunicaciones


Variación de la foF2 por actividad geomagnética


Cuando la actividad geomagnética aumenta, como consecuencia de una tormenta geomagnética provocada por una llamarada solar o una eyección de masa coronal, la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 de la ionosfera sufre importantes variaciones que pueden afectar al establecimiento de enlaces radio tanto NVIS como de larga distancia. Una tormenta geomagnética puede provocar que el grado de ionización de la capa F de la ionosfera aumente (provocando que la foF2 y la MUF sean más altas) o disminuya (provocando que la foF2 y la MUF sean más bajas).


No Data

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

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




Radiocomunicaciones


MUF(3000)


La URSI define a la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando una trayectoria oblícua, para un sistema determinado". Al tratarse de trayectorias oblícuas, en la práctica tendremos una MUF distinta para cada distancia de enlace. El siguiente mapa ofrece datos de la MUF para enlaces radio HF de más de 3000 km de distancia.

No hay datos

Predicción de MUF para trayectos de más de 3000 km - Actualizado cada 15 minutos
Fuente: 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
voacap.com

Herramientas de predicción online
Australian Space Weather Alert System




Radiocomunicaciones


Línea gris


La línea gris marca el umbral entre el día y la noche. La capa D de la ionosfera, que absorbe las señales de HF, desaparece rápidamente en el lado del ocaso de la línea gris, mientras que reaparece lentamente en el lado opuesto. Esto provoca condiciones de propagación óptimas para trayectos que sigan esta línea.


No hay datos

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

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

Predicciones de FOT por zona geográfica
Fuente: Propagation Resource Center - NW7US (HFRadio.org)

Seleccionar en el mapa la región donde se sitúa uno de los extremos del enlace radio. Se mostrará una tabla con las frecuencias óptimas de trabajo para enlazar con cualquiera de las otras regiones.








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.


No Data

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

No Data

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

No hay datos

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

No hay datos

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

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








Enlaces externos

CENTROS DE OBSERVACIÓN Y PREDICCIÓN | HERRAMIENTAS INTEGRADAS | INFORMES | PREDICCIONES | ACTIVIDAD SOLAR | GEOMAGNETISMO | AURORAS | RADIOCOMUNICACIONES | INVESTIGACIÓN Y EDUCACIÓN

Centros de Predicción y Observación

ESA Space Weather Service Network
NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC)
NASA National Aeronautics and Space Administration
Australian Bureau of Meteorology - Space Weather Services
Solar-Terrestrial Centre of Excellence (Belgium)
Space Environment Prediction Center (Chinese Academy of Sciences)
Agencia Estatal de Meteorología (AEMET)
Instituto Geográfico Nacional (IGN) - Geomagnetismo
Real Observatorio de la Armada (ROA)
Servicio Nacional de Meteorología Espacial (SENMES-UAH)
Observatori de l'Ebre

Herramientas Integradas


Integrated Space Weather Analysis System (ISWA)
RayTRIX Oblique Trace Synthesizer (UMASS Lowell)

Informes & Repositorios de Datos


Current Space Weather (ESA Space Weather Service Network)
IONMON Maps (ESA Space Weather Service Network)
Joint USAF/NOAA 3-day Report of Solar and Geophysical Activity (NOAA)
Solar Data Services - Sun, solar activity and upper atmosphere data (NOAA)
Images Repository (NOAA)
Text Files Repository (NOAA)
Current Solar Images from SDO/AIA (NASA)
Daily Solar Activity Reports (Big Bear Solar Observatory)
Alertas Servicio Nacional de Meteorología Espacial (SENMES)

Predicciones


Space Weather Advisory Outlook (SWPC)
Solar Conditions Summary and Forecast (Australian BOM)

Actividad Solar: Ciclo Solar y Manchas Solares


Solar Cycle Progression (SWPC)
Datos Solares (Observatori de l'Ebre)

Geomagnetismo


International Real-time Magnetic Observatory Network (INTERMAGNET)
Magnetogramas Ebre/Horta SJ (Observatori de l'Ebre)
Magnetogramas e índice K del Observatorio de San Pablo (IGN)
Magnetogramas e índice K del Observatorio de Güímar (IGN)
Registro de Mayores Tormentas Geomagnéticas (IGN)
Real Time Dst Estimate (Berkeley University of California)
Geospace Geomagnetic Activity Plot (NOAA)
Geomagnetism (USGS)

Auroras


OVATION Live Display (Johns Hopkins Applied Physics Laboratory)
AuroraWatch UK (Lancaster University)

Comunicaciones por Radio


Red Nacional de Radio de Emergencia (REMER)
Cálculos y Predicciones de Propagación en HF (EA3EPH)
Comunicaciones (SENMES)
EIS: European Ionosonde Service (ESA)
Global HF Propagation Summary and Forecast (Australian BOM)
Recent Flare and Fadeout Information (Australian BOM)
Radio Communications Dashboard (SWPC)
Aviation Community Dashboard (SWPC)
Geophysical Alert - WWV Text (SWPC)
GIRO: Global Ionosphere Radio Observatory (UMASS Lowell)
Grey Line (Fourmilab)
Ionosfera Project (ESA/AMSAT Italia)

Investigación y Educación


Propagation of RF Signals (ARRL)
Propagation Studies Committee (RSGB)
Introduction to HF Radio Propagation (Australian BOM)
Stanford VLF Group (Stanford University)
International Space Environment Service (ISES)
Space Weather Journal (American Geophysical Union)
Space Weather Center (Space Science Institute)







El Panel de HF se refresca automáticamente cada 15 minutos

Última actualización: 18 MAY 2022.


Pellejero

Principal

HF Central

HF Central

VHF-UHF Central

VHF-UHF Central

Técnico

Técnico

EA4FSI en Youtube