Manual del Panel de HF y Clima Espacial
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Resumen:
El objetivo del Panel de HF y Clima Espacial es reunir en una única página web información en tiempo real sobre los distintos eventos solares que pueden afectar a las radiocomunicaciones, las operaciones satelitales y las redes de transporte eléctrico y de combustible, tales como apagones de radio, tormentas de radiación solar y tormentas geomagnéticas. El panel se basa en información puesta a disposición del público en general por distintas organizaciones dedicadas a la monitorización y el estudio de estos eventos. El artículo técnico "Riesgos derivados del Clima Espacial" puede servirle como una introducción a estos fenómenos y sus riesgos derivados.
Versión actual: 7 (22-abr-2012).
1. Introducción.
Se recomienda que en primer lugar consulte la sección de preguntas frecuentes, donde encontrará los primeros pasos sobre la forma de usar el Panel de acuerdo a sus necesidades.
En todos y cada uno de los datos ofrecidos se cita la fuente, una pequeña descripción (párrafos marcados con "") y la forma de interpretar los datos (párrafos marcados con ""). Además, si quiere obtener información más detallada, pulse el icono " ". de cada apartado para acceder al capítulo correspondiente de este manual.
Como valor añadido, se trata de hacer un esfuerzo de interpretación práctica de los datos, normalmente de alto contenido científico y técnico, para que información sea más operativa y pueda llegar al mayor número posible de usuarios. En esta misma web está disponible un Glosario de Radiocomunicaciones en HF con explicaciones sobre los términos más comunes.
Es necesario tener en cuenta que algunos datos pueden estar obsoletos, por lo que se recomienda chequear la fecha de publicación. Del mismo modo, el mantenimiento de los sistemas que generan los datos en cada fuente puede implicar que existan periodos en los que algún dato no esté disponible.
En cualquier caso, para ampliar la información sobre un dato se recomienda visitar la página de origen, que siempre aparecerá referenciada.
Existen dos versiones del Panel, en los idiomas español e inglés, ambas accesibles a través de enlaces en la parte superior.
2. Estructura del Panel.
La estructura del Panel de HF está sujeta a cambios, conforme aparezcan o desaparezcan las fuentes de información. La estructura actual puede consultarse en el propio índice del Panel.
A continuación se realiza una breve descripción del tipo de información que puede obtenerse en cada uno de los apartados.
2.1. Alertas e indicadores de propagación.
El apartado de alertas e indicadores de propagación aparece en el marco superior izquierdo del Panel y su objetivo es ofrecer al usuario, de forma rápida y muy gráfica, la información más importante sobre el estado de la propagación en HF:
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Alertas operativas emitidas por la agencia IPS Radio and Space Services (Australia).
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Alertas operativas emitidas por el NOAA/SWPC, Centro de Predicción del Clima Espacial de la Agencia Nacional Oceánica y Atmosférica de Estados Unidos.
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Indicadores de propagación más significativos, recopilados por N0NBH.
2.2. Clima espacial actual.
En este apartado, que aparece en la parte superior del Panel, el usuario puede visualizar de forma rápida los parámetros actuales más importantes relativos al viento solar y el campo magnético interplanetario (IMF), que influyen de forma determinante en el estado de la ionosfera y por tanto en las radiocomunicaciones en HF. Se ofrece la siguiente información:
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Parámetros del viento solar y del campo magnético interplanetario, ofrecidos por la Universidad de Rice (EE.UU.).
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Últimos datos de clima espacial, ofrecidos por NOAA/SWPC.
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Predicciones del día actual ofrecidas por SIDC (Bélgica).
2.3. Actividad Solar.
En este apartado se ofrece información sobre los niveles actuales de actividad solar: flujo de Rayos X solares, que puede dar lugar a apagones de radio en la banda de HF, informes de actividad solar reciente, fotografías del Sol tomadas por las sondas SDO y SOHO, valor y evolución del índice de flujo solar (SFI) y el número de manchas solares (SSN).
2.4. Interacción Sol-Tierra.
Se muestra información sobre la interacción global entre el Sol y la Tierra, en lo relativo al viento solar, el campo magnético interplanetario (IMF) y el estado de la magnetopausa.
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.
El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, cancela en parte al campo geomagnético, favoreciendo la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.
2.5. 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 el apartado correspondiente, se muestra información procedente de varios monitores de partículas cargadas procedentes del Sol.
2.6. 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 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 este apartado se muestran los valores actuales y recientes de los índices planetarios Kp y Ap, la relación entre ambos y con la escala de tormentas geomagnéticas de NOAA.
2.7. Estado de la ionosfera.
En el apartado sobre el estado de la ionosfera se ofrecen mapas sobre el contenido total de electrones (TEC, Total Electron Content) de la ionosfera, que nos dan una idea del grado de ionización producido por distintos fenómenos en esta capa de la atmósfera, usada como reflector en las comunicaciones de HF. El fenómeno de ionización principal es la fotoionización, producida por la radiación solar. Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2), cuyo conocimiento es imprescindible para el establecimiento de comunicaciones NVIS, será más alta en las zonas en las que el contenido total de electrones sea mayor.
2.8. Radiocomunicaciones.
Este apartado está orientado de forma específica a los usuarios de sistemas de radiocomunicaciones terrestres, especialmente en la banda de HF. Se ofrece un resumen de las alertas más importantes emitidas por NOAA e IPS, así como información detallada sobre:
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Monitores de espectro, que permiten la detección de tormentas de ruido en las bandas de HF, VHF y UHF.
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Niveles de absorción en la banda de HF tras una llamarada solar, una tormenta de radiación solar o una tormenta geomagnética.
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Mapas globales de absorción en distintas frecuencias de la banda de HF.
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Ionogramas y mapas de foF2.
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Variaciones de la foF2 y la MUF por actividad geomagnética.
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Cálculos de MUF(3000).
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Enlaces a páginas para el cálculo de MUF online.
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Ubicación de la línea gris.
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Tablas con frecuencias óptimas de trabajo.
2.9. Auroras boreales.
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.
Se muestra información sobre la aurora oval en los polos y predicciones de aparición de auroras.
2.10. Boletines informativos.
Multitud de organizaciones de todo el mundo emiten boletines informativos sobre parámetros actuales y predicciones que afectan a la propagación en las bandas de HF. En este apartado se muestran los últimos informes elaborados por la NASA, la NOAA (EE.UU.), la Agencia Espacial Europea, IPS Radio and Space Services, el Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido) y otras organizaciones.
2.11. Enlaces de interés.
Finalmente, se ofrecen enlaces de interés para profundizar conocimientos, relacionados con centros de predicción, investigación y educación sobre el clima espacial y las radiocomunicaciones en HF.
3. Interpretación detallada.
En este apartado se ofrece información para interpretar de forma más detallada cada dato ofrecido en el Panel.
3.1. Alertas e indicadores de propagación.
Descripción detallada sobre los contenidos del apartado de alertas e indicadores de propagación.
3.1.1. Predicción de propagación (STD).
Información recopilada y ofrecida por Paul L Herrman (N0NBH) sobre diversos parámetros relacionados con la actividad solar:
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SFI: Solar Flux Index. Índice de flujo solar actual en la banda de 2800 MHz. Para usuarios de W6ELProp.
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SN: Sunspot Number. Número de manchas solares. No usar en VOACAP ni en W6ELProp. Es necesario tener en cuenta que el número de manchas solares puede medirse con diversos métodos y dar lugar a índices distintos. En el caso de utilizar programas de cálculos de propagación, deberemos seleccionar el índice adecuado.
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A: Índice "Ap" de perturbación geomagnética (de 0 a 400). Valores Ap>48 indican tormenta geomagnética.
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K: Índice "Kp" de perturbación geomagnética (de 0 a 9). Valores Kp>5 indican tormenta geomagnética.
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X-Ray: Densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de Rayos X. Los valores M y X indican erupciones solares de importancia que provocan absorción en HF.
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304A: Índice de radiación solar en el rango UV extremo, línea espectral de 304 Angstroms (Helio). Si la tendencia es ascendente, indica buenas condiciones de propagación en las bandas altas (10m-30m) durante los próximos días.
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Ptn Flx, Elc Flx: Flujo de protones y electrones solares en rango energético entre 35 y 1900 MeV. Valores altos son indicadores de tormenta de radiación solar.
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Aurora: Índice de actividad auroral (de 0 a 9), correlado con el índice Kp. Valores altos indican más probabilidades de aurora en latitudes más bajas.
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Bz: Módulo de la componente del campo magnético perpendicular al Polo Norte. Valores negativos favorecen la entrada del viento solar a la ionosfera en latitudes altas.
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SW: Velocidad del viento solar en km/s.
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HF conditions: extrapolación de las condiciones de propagación en la banda de HF a partir de las mediciones anteriores.
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VHF conditions: probabilidades de propagación auroral en la banda de VHF. Se indica la latitud más baja en la que se espera que aparezcan auroras.
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EME: Condiciones de propagación para rebote lunar (Earth-Moon-Earth).
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MS: Condiciones de propagación por dispersión en meteoros (Meteor Scatter).
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Geomag field: estado del campo geomagnético, correlado con el índice Kp.
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Sig Noise Lvl: Relación señal a ruido esperada en la banda de HF, escala S (de 1 a 30). Empeora en condiciones de tormenta geomagnética.
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MUF US Boulder: MUF(3000) extrapolada a partir de mediciones del observatorio de NOAA en Boulder, Colorado. No usar en otras áreas.
3.1.2. Alertas operativas (IPS).
Alertas ofrecidas por IPS Radio and Space Services (Gobierno de Australia).
Al pulsar sobre cada icono, se muestra información ampliada en el propio sitio web de IPS.
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Flujo de Rayos X solares (nivel actual).
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Aviso Comunicaciones HF. El icono cambia a rojo en el momento de emitirse un informe sobre cualquier tipo de actividad que pueda afectar a las comunicaciones en HF.
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Apagón de HF actual. El icono cambia a rojo cuando se produce el impacto en la ionosfera de una fuerte emisión de rayos X procedentes de una llamarada solar, o en casos de tormenta de radiación solar, que provocan aumentos significativos en el grado de absorción de las ondas de radio de HF.
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Aviso de apagón en HF. El icono cambia a rojo en el momento de emitirse un informe sobre la previsión de un apagón de radio en las bandas de HF a corto plazo.
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Aviso geomagnético. El icono cambia al color rojo en el momento de emitirse un informe sobre actividad geomagnética que pueda afectar a las comunicaciones en HF.
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Alerta GEOSTAT. Alertas emitidas por el sistema GEOSTAT (GEOmagnetic STorm Alert Tracking), diseñado para realizar el seguimiento de las tormentas geomagnéticas desde que se originan en el Sol hasta que impactan en la Tierra. Existen 6 niveles (numerados de 0 a 5). El 5 se produce en el momento de originarse la tormenta en el Sol y va decreciendo conforme se acerca a la Tierra, hasta alcanzar el 0.
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Alerta geomagnética. Si el campo magnético terrestre puede verse perturbado por la actividad solar, el icono reflejará la alerta en color rojo. El color verde indica normalidad.
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Alerta de aurora. El icono cambia a rojo cuando existe una probabilidad alta de aparición de una aurora, cuyo umbral se define como la medición de un índice K igual o superior a 6 en la región de Australia.
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Absorción polar. Se muestra el nivel de absorción ionosférica en los polos terrestres, expresado en decibelios. Este nivel aumenta durante las tormentas de radiación solar y afecta a las comunicaciones de HF cuyas trayectorias atraviesen los polos.
3.1.3. Alertas operativas (NOAA/SWPC).
Alertas ofrecidas por el Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC, Space Weather Prediction Center) de la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos.
Al pulsar sobre cada icono, se muestra información ampliada en el propio sitio web de NOAA/SWPC.
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Tormenta geomagnética (actual y últimas 24 horas). Nivel de severidad de una tormenta geomagnética, es decir, aquella que afecta a la estabilidad del campo magnético terrestre y por tanto a las comunicaciones en HF y otros sistemas electrónicos por fenómenos de inducción magnética.
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Tormenta radiación solar (actual y últimas 24 horas). Nivel de severidad de una tormenta de radiación solar, es decir, aquella que provoca el impacto de un flujo de viento solar con partículas de alto valor energético en la ionosfera, afectando a las comunicaciones en HF y otros sistemas electrónicos.
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Apagón de radio (actual y últimas 24 horas). Nivel de afectación a las comunicaciones en HF por cualquiera de los dos fenómenos anteriores o por emisiones potentes de rayos X solares.
En la siguiente tabla se muestra la interpretación de los distintos niveles:
Escalas NOAA de Clima Espacial (pdf, 33 kB)
En los tres casos la escala varía de 1 (menor) a 5 (extremo).
3.1.4. Alertas operativas (N3KL).
Se ofrecen las siguientes alertas operativas capturadas del sitio web de n3kl.org:
Rayos X Solares:
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Normal: Flujo de rayos X normal (< 1.00e-6 W/m^2)
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Active: Flujo de rayos X activo (>= 1.00e-6 W/m^2)
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M Class Flare: Ha ocurrido una erupción solar Clase M (Flujo >= 1.00e-5 W/m^2)
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X Class Flare!: Ha ocurrido una erupción solar Clase X (Flujo >= 1.00e-4 W/m^2)
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Mega Flare!: Ha ocurrido una erupción solar sin precedentes (Flujo >= 1.00e-3 W/m^2)
Campo geomagnético:
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Quiet: Campo geomagnético tranquilo (Kp < 4)
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Unsettled: Campo geomagnético alterado (Kp=4)
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Storm!: Ha ocurrido una tormenta geomagnética (Kp>4)
3.2. Clima Espacial actual.
Descripción detallada sobre los contenidos del apartado de Clima Espacial actual.
3.2.1. Clima espacial actual (Universidad Rice).
Información ofrecida por la Universidad Rice de Estados Unidos. Para cada parámetro se muestra un diagrama en el que el color verde indica normalidad, el amarillo alguna probabilidad de que la actividad afecte a la ionosfera y en rojo probabilidad alta o muy alta.
Parámetros del viento solar:
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Densidad del viento solar. Densidad de protones por unidad de volumen del viento solar, medida con el instrumento ACE SWEPAM (Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor). Las densidades altas indican niveles altos de energía y mayor grado de afectación a la ionosfera cuando el viento alcance la Tierra.
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Velocidad del viento solar. Velocidad media del viento solar, expresada en centenas de km/s, medida con el instrumento ACE SWEPAM. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, especialmente las eyecciones de masa coronal (CME), mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
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Presión del viento solar. Fuerza por unidad de área requerida para parar el viento solar. Depende de la densidad y de la velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 50 nPa.
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Temperatura del viento solar. Temperatura de los protones del viento solar, medida con el instrumento ACE SWEPAM.
Parámetros del campo magnético interplanetario (IMF):
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Intensidad del IMF. Intensidad del IMF medida con el magnetómetro ACE MAG y expresada en nanoTeslas. A mayor intensidad del IMF, mayor probabilidad de aparición de tormentas geomagnéticas.
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Ángulo IMF/Eje Polar. Ángulo entre la dirección predominante del IMF y el eje geomagnético, es decir, el eje que atraviesa los polos magnéticos terrestres. Cuando el IMF incide perpendicularmente en los polos terrestres, aumenta la probabilidad de aparición de auroras boreales.
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Dirección del IMF: Dirección del IMF perpendicular al eje geomagnético.
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Potencial en la ionosfera polar: cuando el IMF interactúa con la magnetosfera terrestre, se induce un potencial eléctrico a través de la ionosfera polar (potencial en la ionosfera polar), modificando su estado de ionización.
3.2.2. Últimos datos de Clima Espacial (Satellite Environment, NOAA).
Información ofrecida por NOAA/SWPC, orientada principalmente a las operaciones de satélites geoestacionarios. Se muestran cuatro gráficas con los últimos datos disponibles y el histórico de 3 días:
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Flujo de protones (Proton Flux): integral promedio de los últimos 5 minutos de flujo de protones (protons/cm2-s-sr) medida por el satélite GOES primario, para niveles energéticos de >=10, >=50, y >=100 MeV. El umbral para eventos de protones del SWPC es 10 protones/cm2-s-sr en >=10 MeV. Los flujos de alto nivel se han asociado con fallos puntuales aislados de satélites.
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Flujo de electrones (Electron Flux): integral promedio de los últimos 5 minutos de flujo de electrones (electrones/cm2-s-sr) con niveles energéticos igual o superior a 0.8 MeV e igual o superior a 2 MeV, registrada por el satélite GOES-13. Estos datos no son válidos durante eventos de protones significativos, debido a que el sensor del satélite queda contaminado. Los flujos altos de electrones durante periodos extensos de tiempo se han asociado a anomalías relacionadas con descargas eléctricas intensas en los satélites.
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Componente Hp del campo magnético (GOES Hp): media de 1 minuto de la componente paralela del campo magnético en nanoTestas (nT), medida por los satélites GOES-13 (75ºO) y GOES-15 (89ºO). La componente Hp es perpendicular al plano orbital del satélite y esencialmente paralela al eje de rotación de la Tierra. Si las mediciones caen a valores cercanos a cero, o menos, cuando el satélite se encuentra en la zona de día puede deberse a la compresión de la magnetopausa terrestre hasta la órbita geosíncrona, exponiendo a los satélites geoestacionarios a valores negativos y/o altamente variables de campos magnéticos. En el lado de la noche, estos valores son indicadores de fuertes corrientes a menudo asociadas con subtormentas y con una intensificación de las corrientes en la cola geomagnética de la Tierra.
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Estimación del índice planetario Kp (Estimated Kp): la estimación a 3 horas del índice planetario Kp se calcula en el Centro de Predicción Espacial de la Fuerza Aérea de Estados Unidos, usando datos de magnetómetros terrestres: Meanook, Canadá Sitka, Alaska; Ottawa, Canadá; Saint Johns, Canadá; Newport, Washington; Fredericksburg, Virginia; Boulder, Colorado; Hartland, UK; y Fresno, California. Estos datos están disponibles mediante la cooperación con la Inspección Geológica de Canadá (GSC) y la Inspección Geológica de Estados Unidos (USGS).
3.2.3. Predicción de propagación (SIDC).
Predicciones ofrecidas por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares (SIDC) en Bélgica para el día actual:
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Llamaradas (Flares). Estimación de la ocurrencia de llamaradas, prominencias solares y eyecciones de masa coronal.
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Protones (Protons): Estimación del nivel energético del viento solar a través de su contenido en protones. A mayor nivel, mayor probabilidad de perturbaciones en la ionosfera.
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Predicción del flujo solar en la banda de 10 cm (Predicted 10cm flux): predicción del índice de flujo solar, también 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.
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Predicción del índice planetario Ap (Predicted Ap index): el índice planetario Ap es uno de los indicadores de tormentas geomagnéticas usados con mayor frecuencia.
3.3. Actividad Solar.
Descripción detallada sobre los contenidos del apartado de Actividad Solar.
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Informes y avisos de actividad solar (Big Bear Solar Observatory).
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Índice de flujo solar y manchas solares.
3.3.1. Flujo de Rayos X Solares (NOAA).
La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de ésta es radiación ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos ultravioleta (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones.
La gráfica mostrada, ofrecida por la Administración Nacional Oceanográfica y Atmosférica (NOAA) del Gobierno de Estados Unidos, muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por el satélite GOES-15.
En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una erupción solar en función de la densidad de flujo de radiación ionizante medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una erupción solar pequeña, el nivel M a una erupción mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes.
La imagen mostrada más arriba en el panel, corresponde al espectro de los rayos X y está tomada por el mismo satélite GOES-15. Los satélites GOES-14 y GOES-15 incorporan una sofisticada cámara para monitorizar los rayos X del Sol, con el objetivo de servir de instrumento de alerta temprana para la detección de llamaradas solares, eyecciones de masa coronal (CME) y otros fenómenos que pueden perturbar el entorno geoespacial. La detección temprana es importante porque estas perturbaciones afectan no solamente a los vuelos de gran altura y a los astronautas, sino también a las comunicaciones militares y civiles vía satélite. En el caso de las eyecciones de masa coronal, también pueden verse afectadas las plantas de suministro eléctrico, provocando grandes apagones.
Finalmente, se ofrece un enlace al informe actualizado de IPS sobre las últimas llamaradas solares en la banda de rayos X (únicamente las de categoría superior a C8) y la zona de la Tierra en la que pueden causar un apagón de HF.
3.3.2. Nivel de actividad solar en el último mes (IPS).
La gráfica, ofrecida por IPS Radio and Space Services, muestra el nivel de actividad solar en el último mes, con una granularidad diaria y actualizada cada 24 horas. El nivel de actividad se muestra en una escala de 5 niveles: muy baja (very low), baja (low), moderada (moderate), alta (high) y muy alta (very high).
3.3.3. Informes y avisos de actividad solar (BBSO).
Al menos una vez al día, el Observatorio Solar Big Bear (BBSO) proporciona informes de actividad solar (Daily Solar Activity Reports), con una inspección de las regiones solares activas. En casos confirmados, el BBSO también emite avisos de actividad solar (Latest Solar Acivity Warnings) con predicciones de desarrollos rápidos y/o llamaradas solares energéticas en grupos individuales de manchas solares. Este programa se inición el 24 de noviembre de 1998 y los avisos también pueden recibirse por email.
3.3.4. Imágenes de Sol.
Últimas imágenes disponibles de Sol, tomadas por las siguientes astronaves:
SDO - Solar Dynamics Observatory (NASA):
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Imágenes actuales del Sol tomadas cada 10 segundos con el instrumento AIA (Atmospheric Image Assembly, ensamblador de imágenes atmosféricas) en distintas longitudes de onda: 19.3 nm, 30.4 nm, 17.1 nm, 21.1 nm, 13.1 nm, 33.5 nm, 9.4 nm, 16.0 nm, 17.0 nm, 45.0 nm.
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Imágenes actuales del Sol combinadas en distintas longitudes de onda: 21.1-19.3-17.1 nm, 30.4-21.1-17.1 nm, 9.4-33.5-19.3 nm y 18.1 nm con magnetómetro.
SOHO - Solar & Heliospheric Observatory (NASA-ESA):
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Imágenes actuales del Sol tomadas con el instrumento EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope, telescopio extremo de ultravioleta), en distintas longitudes de onda: 17.1 nm, 19.5 nm, 28.4 nm y 30.4nm.
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Imágenes actuales de la corona solar tomadas con el instrumento LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph, coronámetro espectrométrico de gran angular). La imagen C2 visualiza la corona solar interior (hasta 8,4 millones de km del Sol). La imagen C3 visualiza la corona solar exterior (hasta 45 millones de km del Sol).
Observatorio Solar de Mauna Loa:
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Imagen de la corona solar y tomada con el coronámetro del observatorio de elevada altitud de Mauna Loa (Hawaii).
3.3.5. 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.
Las primera gráfica, recopilada por N0NBH a partir de datos de NOAA, muestra la evolución de los siguientes parámetros en el último mes:
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Línea verde: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SDO EVE)
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Línea azul: flujo de protones solar medido en la línea He II 30.4 nm (NASA SOHO CELIAS SEM).
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Línea roja: índice de flujo solar (SFI) medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá).
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Línea amarilla: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), calculado con la fórmula de Wolf.
El "Número de Manchas Solares de Boulder" se calcula por el NOAA/SWPC a partir de la fórmula propuesta por Rudolph Wolf en 1848:
R=k(10g+s)
donde "R" es el número de manchas solares, "g" es el número de grupos de manchas solares en el disco solar, "s" es el número total de manchas individuales en todos los grupos y "k" es un factor de escalado variables (normalmente <1) que considera las condiciones de observación y el tipo de telescopio (binoculares, telescopios espaciales, etc). Los científicos combinan datos de muchos observatorios (cada uno con su propio factor "k") para calcular el valor diario.
El valor del SFI se actualiza todos los días a las 21:00 UTC a través de la Estación WWV de NOAA.
La siguiente gráfica está elaborada por el Hermanus Magnetic Observatory de Sudáfrica y muestra la evolución de los siguientes parámetros en los últimos 30 días:
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Línea verde: índice de flujo solar (SFI) medido por el Dominion Radio Astrophysical Observatory (Canadá).
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Línea rosa: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), calculado con la fórmula de Wolf.
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Línea azul: área de las manchas solares, tomando como unidad de medida la millonésima parte de la superficie del hemisferio solar visible.
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Línea naranja: número de llamaradas solares registradas pertenecientes a las clases C, M y X.
A continuación se muestran dos imágenes del Sol en las que pueden observarse las manchas solares:
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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.
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Imagen del Sol en la banda de 284 Å, tomada con el telescopio de ultravioleta extremo EIT de la sonda SOHO de NASA/ESA, mostrando las regiones NOAA del Sol y los grupos de manchas solares observados desde el Observatorio de Catania (Italia).
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. También hay un enlace para obtener la Media Móvil del Número de Manchas Solares Internacional, utilizado como parámetro de cálculo por el programa VOACAP.
Finalmente, se ofrecen unas 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. Las dos gráficas están elaboradas por el SIDC (Solar Influences Data Center) de Bélgica:
Datos de la primera gráfica:
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Trazo azul: evolución del número mensual de manchas solares en los últimos cinco ciclos solares
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Trazo rojo: media móvil del número mensual de manchas solares en los últimos cinco ciclos solares.
Datos de la segunda gráfica:
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Trazo amarillo: número diario de manchas solares desde 1994.
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Trazo azul: número mensual de manchas solares desde 1994.
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Trazo rojo: media móvil del número mensual de manchas solares desde 1994.
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Trazo discontinuo rojo de puntos (SM): predicción de la media móvil del número mensual de manchas solares para los próximos 12 meses, usando el método de predicción clásico basado en interpolaciones de las curvas estándar de Waldmeier.
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Trazo discontinuo rojo de líneas (CM): predicción de la media móvil del número mensual de manchas solares para los próximos 12 meses, usando el método combinado de Denkmayr, que usa técnicas de regresión acoplando un estimador basado en dinamos con las curvas estándar de Waldmeier.
3.4. Interacción Sol-Tierra.
Descripción detallada sobre los contenidos del apartado de Interacción Sol-Tierra:
3.4.1. Últimos datos de viento solar (NOAA/SWPC).
Últimos datos de viento solar registrados por la sonda ACE (Advanced Composition Explorer):
El medidor de la izquierda registra el valor de la media de los últimos 15 minutos del campo magnético interplanetario (IMF) en el eje Z (Bz), en nanoTeslas (nT), de acuerdo al sistema de coordenadas GSM (Geocentric Solar Magnetospheric System). Las letras N y S hacen referencia al Norte y el Sur del ecuador magnético. La escala de colores indica verde para valores positivos, amarillo para valores negativos pequeños y rojo para valores negativos grandes. En este último caso, la actividad geomagnética aumenta, así como la probabilidad de aparición de auroras boreales. En el medidor hay dos tipos de escalas lineales distintas: una para el tramo (-10, 10) nT y otra para los tramos [-10, -50] nT y [10, 50] nT.
En el sistema de coordenadas GSM, el eje X sigue la línea directa entre la Tierra y el Sol. El eje Z es la proyección del dipolo magnético terrestre (norte positivo) en el plano perpendicular al eje X. Si la aguja apunta hacia la parte superior de la gráfica (verde), el IMF tiene el mismo sentido que el campo magnético terrestre en el Polo Norte. Si la aguja apunta hacia la parte inferior de la gráfica (rojo), el IMF tiene sentido opuesto al del campo magnético terrestre en el Polo Norte.
Si está interesado en conocer más sobre sistemas de coordenadas similares, visite estas páginas (en inglés):
El medidor central registra el valor medio de los últimos 15 minutos de la velocidad del viento solar, expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s. El medidor registra velocidades comprendidas entre [200, 1000] km/s, siendo la escala lineal en todo el rango.
El medidor de la derecha indica el valor medio de los últimos 15 minutos de la presión dinámica del viento solar, expresada en nanoPascales (nPa). El medidor es capaz de medir presiones comprendidas entre [0.1, 100] nPa, siendo la escala logarítmica (10log) en todo el rango. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 50 nPa.
La fórmula usada para el cálculo de la presión dinámica del viento solar es:
P = 1.6726E-6 * n * V^2
siendo "P" la presión en nPa, "n" la densidad de partículas por cm^3 y "V" la velocidad del viento solar en km/s.
3.4.2. 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.
La primera gráfica, ofrecida por NOAA, corresponde a las mediciones del instrumento SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor) de la astronave ACE, sobre los siguientes parámetros:
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Bt, Bz (gsm): media de los últimos 15 minutos del campo magnético interplanetario (IMF) total (Bt) y en el eje Z (Bz), en nanoTeslas (nT), de acuerdo al sistema de coordenadas GSM (Geocentric Solar Magnetospheric System).
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Phi (gsm): ángulo entre el vector actual del campo magnético interplanetario (IMF) y el eje Z (coordenadas GSM) en el Polo Norte.
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Density (/cm3): valor medio de los últimos 15 minutos de la densidad de partículas por cm^3 del viento solar.
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Speed (km/s): valor medio de los últimos 15 minutos de la velocidad del viento solar, expresada en km/s. A mayor virulencia de los fenómenos relacionados con la actividad solar, mayor velocidad del viento solar. Los efectos pueden notarse en las comunicaciones en HF a partir de los 600 km/s.
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Temp (K): valor medio de los últimos 15 minutos de la temperatura del plasma del viento solar, expresada enºK.
La segunda gráfica, ofrecida por la Universidad de Maryland, está elaborada con datos recopilados por el instrumento CELIAS/MTOF de la astronave SOHO, sobre medias de 2 minutos en las últimas 48 horas:
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Vsw (km/s): velocidad del viento solar, expresada en km/s.
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Density (1/cm**3): densidad de protones del viento solar, expresada en protones por cm^3.
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Vth (km/s): velocidad térmica más probable del viento solar, expresada en km/s=Sqrt(2kT/m).
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Angle (deg): dirección del flujo del viento solar en el plano perpendicular al plano de la eclíptica, con valores positivos indicando flujos desde el Sur. En algunas ocasiones, el ángulo de alabeo de la astrobave cambia durante cortos periodos de tiempo, durante los cuales la dirección del flujo puede referirse a un plano distinto.
El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo geomagnético, que se extiende en una región del espacio denominada magnetosfera y que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el IMF incide hacia el sur al llegar a la Tierra, cancela en parte al campo geomagnético, favoreciendo la aparición de auroras boreales y tormentas geomagnéticas.
Las dos gráficas ofrecidas por Solar Terrestrial Dispatch recopilan las siguientes mediciones del IMF:
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Bt: campo magnético interplanetario total, expresado en nanoTeslas (nT).
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Bz: campo magnético interplanetario en el eje Z, expresado en nanoTeslas (nT).
El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica (coordenadas GSM). Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá favorecer la llegada a la Tierra de tormentas geomagnéticas. Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).
3.4.3. 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.
La gráfica de este apartado está elaborada con datos de PIXIE, uno de los 11 instrumentos a bordo de la astronave Polar. Esta astronave es uno de los dos satélites del Programa Global de Ciencia Geoespacial (GCS, Global Geospace Science) del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA. El GCS representa una gran contribución por parte de Estados Unidos al Programa Internacional de Física Solar-Terrestre (ISTP, International Solar Terrestrial Physics Program). Polar/PIXIE también es una misión del Programa de Investigación de Conexiones Sol-Tierra de la NASA.
PIXIE es una cámara electrónica que toma imágenes de la aurora terrestre en el rango de los rayos X, que se generan cuando los electrones energéticos impactan en la alta atmósfera. Filmando estos rayos X y midiendo su energía, PIXIE determina los flujos y características energéticas de esos electrones. Esta información se usa para determinar otras características importantes de la ionosfera y de las interacciones entre la alta atmósfera de la Tierra, la ionosfera, los cinturones de radiación y la magnetosfera.
En la gráfica, la Tierra se ubica en el centro y está iluminada desde la izquierda por el Sol (no mostrado). En esta vista, estamos mirando a la Tierra desde el espacio perpendicularmente hacia el Polo Norte, es decir, estamos observando el plano ecuatorial visto desde arriba. El viento solar es supermagnetosónico respecto a la Tierra, por lo que se forma una onda de choque entre el viento y el propio campo magnético de la Tierra. Cuando el viento solar llega a la magnetopausa, se ralentiza y la presión del viento solar tiende a compensarse con la presión del campo magnético terrestre.
3.5. 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 este apartado se ofrece la descripción detallada sobre los contenidos del apartado de Tormentas de Radiación Solar:
3.5.1. Alertas NOAA sobre tormentas de radiación solar.
Se reflejan las alertas de NOAA relativas a tormentas de radiación solar. Más información en el apartado 3.1.3 del Manual.
3.5.2. 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.
En la primera gráfica, ofrecida por la Universidad de Maryland, 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.
En la segunda gráfica, ofrecida por NOAA/SWP con datos del instrumento RTWS EPAM (Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons) de la sonda ACE (Advanced Composition Explorer), 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 tormentas 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).
3.6. 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 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 este apartado se ofrece la descripción detallada sobre los contenidos del apartado de Tormentas Geomagnéticas:
3.5.1. Alertas NOAA sobre tormentas geomagnéticas.
Se reflejan las alertas de NOAA relativas a tormentas de radiación solar. Más información en el apartado 3.1.3 del Manual.
3.5.2. 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.
La gráfica mostrada, ofrecida por NOAA/SWPC, representa el valor del índice planetario Kp en los dos últimos días, con datos cálculados cada 3 horas. La gráfica se actualiza cada 15 minutos. Los valores del índice planetario Kp se interpretan de la siguiente forma:
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Kp = 0: Campo geomagnético inactivo.
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Kp = 1: Campo geomagnético muy tranquilo.
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Kp = 2: Campo geomagnético tranquilo.
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Kp = 3: Campo geomagnético intranquilo.
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Kp = 4: Campo geomagnético activo.
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Kp = 5: Tormenta solar menor.
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Kp = 6: Tormenta solar mayor.
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Kp = 7: Tormenta solar severa.
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Kp = 8: Tormenta solar muy severa.
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Kp = 9: Tormenta solar extremadamente severa.
3.5.3. 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 gráfica de este apartado muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la agencia australiana del clima espacial, IPS Radio and Space Services, incluyendo los datos del último mes. Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma:
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00 < Ap < 30: Campo geomagnético tranquilo.
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30 < Ap < 50: Tormenta solar menor.
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50 < Ap < 100: Tormenta solar mayor.
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Ap > 100: Tormenta solar severa.
3.7. Estado de la Ionosfera.
En este apartado se ofrece la descripción detallada sobre los contenidos del apartado sobre el Estado de la Ionosfera:
3.7.1. Grado de ionización - Mapas de TEC.
El Contenido Total de Electrones (TEC, Total Electron Content) da una idea del grado de ionización en la ionosfera.
Su unidad de medida es el TECU (1 TECU = 10E+16 electrones por metro cuadrado). Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen (fotoionización, absorción, etc).
Los mapas 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.
En el Panel aparecen los siguientes mapas:
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Mapa mundial de TEC, ofrecido por IPS, de acuerdo al modelo ionosférico IRI-90. Se actualiza cada 60 minutos.
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Enlace al mapa mundial de TEC elaborado por el JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA. Se actualiza cada 5 minutos.
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Mapa europeo de TEC, elaborado por SWACI (Space Weather Application Center - Ionosphere), del Centro Aerospacial de Alemania (DLR). Se actualiza cada 5 minutos.
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Mapa mundial con la predicción a una hora del TEC, elaborado por SWACI (Space Weather Application Center - Ionosphere), del Centro Aerospacial de Alemania (DLR). Se actualiza cada 5 minutos.
3.8. Radiocomunicaciones.
En este apartado se ofrece la descripción detallada sobre los contenidos del apartado sobre el Estado de la Ionosfera:
3.8.1. Alertas para radiocomunicaciones (NOAA e IPS).
Se reflejan las alertas de NOAA e IPS relativas a radiocomunicaciones. Más información en los apartados 3.1.2 y 3.1.3 del Manual.
3.8.2. 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 o espectrógrafos 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.
En el Panel hay datos de los siguientes monitores de espectro. Para cada instante de tiempo (eje de abscisas) y cada frecuencia (eje de ordenadas), un punto más brillante implica mayor intensidad de señal.:
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HAARP/Alaska (Estados Unidos): banda de 1-30 MHz, en las últimas 36 horas.
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IPS/Culgoora (Australia): banda de 18-1800 MHz, en la última hora.
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NICT/Hiraiso (Japón): banda de 25-2500 MHz, en las últimas 24 horas.
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SIDC/Humain (Bélgica): banda de 45-387,6 MHz, en los últimos 15 minutos (enlace).
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.
3.8.3. 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.
Frecuencia limitada de absorción (ALF) - IPS
Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF, Absorption Limited Frequency) o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
El primer mapa tiene datos en tiempo real y el segundo corresponde al último evento de importancia registrado (chequear la fecha).
Predicción global de absorción en la capa D (NOAA/SWPC)
Los mapas 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:
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Estime las coordenadas del primer punto de reflexión ionosférica en el trayecto del enlace.
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En las tablas de NOAA, consulte la HAF para ese punto. A esa frecuencia, la absorción es:
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Calcule la absorción correspondiente a la frecuencia operativa "F" de su enlace de HF:
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Si el ángulo de despegue de su antena es "T", la absorción para su trayecto oblícuo en ese punto es:
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Repita los cálculos para todos los puntos de reflexión ionosférica de su enlace y haga la suma total.
Mapas de absorción actual por banda (Solar Terrestrial Dispatch)
Cada mapa muestra los niveles de absorción actuales en dB para la banda correspondiente (5, 10, 15, 20, 25 y 30 MHz).
3.8.4. 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 ionogramas mostrados corresponden a las dos ionosondas que ofrecen datos públicos en España: el Observatorio del Ebro, en Roquetes (Tarragona) y el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial, en El Arenosillo (Huelva). Para ver datos de otras ionosondas, consultar el mapamundi más abajo.
La interpretación de todos los datos de un ionograma es muy compleja. En el eje de abscisas se representa la frecuencia (MHz) y en el de ordenadas la altura virtual (km). Si para una frecuencia dada se detecta reflexión ionosférica, se representa una traza en las coordenadas correspondientes a la altura y la frecuencia para las que se produjo la reflexión. A la izquierda se ofrecen datos empíricos, como la frecuencia crítica foF2 (MHz) y otros estimados como la MUF estándar para radioenlaces de 3000 km (MUF(D)). En la parte de abajo, podemos encontrar una estimación de la MUF correspondiente a distintas distancias, muy útil para el establecimiento de radioenlaces desde estaciones cercanas a la ionosonda con otras que se ubiquen a las distancias indicadas, usando trayectorias oblícuas.
3.8.5. 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 mapas mostrados, ofrecidos por IPS, son experimentales y se construyen a partir de datos de ionosondas de Australia, Japón, Sudáfrica, Italia, Argentina y Estados Unidos.
En cada mapa se muestra una extrapolación de la foF2 para cada región, a partir de los datos de las ionosondas más cercanas. Estos valores pueden usarse como MUF para radioenlaces NVIS (Near Vertical Incident Skywave), es decir, con un ángulo de elevación muy grande y un alcance de hasta 500 km.
3.8.6. 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).
La gráfica, ofrecida por NOAA/SWPC, 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.
3.8.7. MUF(3000).
La URSI define a la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando un trayecto oblicuo, para un sistema determinado". Al tratarse de trayectorias oblicuas, en la práctica tendremos una MUF distinta para cada distancia de enlace. El mapa, elaborado por Solar Terrestrial Dispatch, ofrece datos de la MUF para enlaces radio de más de 3000 km de longitud.
A continuación se explica la forma de interpretar el mapa:
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Determinación de la MUF para trayectos de 3000 km:
Estimar el punto medio del circuito y hallar la línea de frecuencia con la que intersecta.
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Determinación de la MUF para trayectos de 4000 km:
Estimar el punto medio del circuito, hallar la línea de frecuencia con la que intersecta y multiplicar su valor por 1.1.
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Determinación de la MUF para trayectos superiores a 4000 km:
Dividir el circuito en segmentos iguales de 3000 km o de 4000 km (elegir la alternativa que mejor se ajuste). Tomar los dos segmentos extremos del circuito y calcular la MUF de cada uno usando los métodos anteriores. La MUF del circuito completo será la MUF menor de las dos que se han calculado.
En el mapa aparece además la siguiente simbología:
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Contornos rojos: aparecen cuando los rayos X procedentes del Sol alcanzan niveles capaces de producir desvanecimientos, normalmente durante erupciones solares. El contorno rojo representa la mayor frecuencia (en MHz) sujeta a absorción durante esos eventos.
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Contornos verdes: delimitan las zonas de actividad auroral, cerca de los Polos Norte y Sur. Las ondas de radio que atraviesen estas zonas están sujetas a desvanecimientos por absorción y propagación multicamino.
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Símbolo del Sol: proyección del Sol sobre la superficie de la Tierra.
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Línea gris: área punteada entre las dos líneas grises que marcan el comienzo y el final del ocaso. Las ondas de radio que viajan a través de esta área tienen condiciones muy favorables como consecuencia de la pérdida de ionización de la capa D al ponerse el Sol.
3.8.8. Cálculos de MUF online.
Se ofrecen enlaces a varias aplicaciones online que permiten realizar predicciones de la MUF:
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VOACAP online.
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Herramientas de cálculos de propagación online de IPS.
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Cálculo de MUF para circuitos (ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera).
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Programa de cálculos de propagación LOF/MOF de K1TTT.
3.8.9. 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.
En el mapa, ofrecido por el Fourmilab de Suiza, 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.
3.8.10. Frecuencias óptimas de trabajo (FOT).
Se muestra un mapa con accesos a tablas con las Frecuencias Óptimas de Trabajo (FOT) actuales para enlaces radio globales. Las FOT mostradas son fiables durante el 80% del mes correspondiente, salvo eventos de tormenta geomagnética o erupción solar. Las predicciones están elaboradas por el Centro de Recursos sobre Propagación de NW7US (HFRadio.org)
Para acceder a los datos, seleccionar el enlace correspondiente a la región donde se sitúa uno de los extremos del enlace radio. Se mostrará una tabla con las frecuencias óptimas de trabajo para enlazar con cualquiera de las otras regiones.
3.9. Auroras boreales y australes.
Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.
En este apartado se ofrece la descripción detallada sobre los contenidos del apartado sobre las auroras boreales y australes:
3.9.1. Aurora oval.
Las gráficas muestran la posición y extensión actual de la aurora oval en cada Pol. La aurora oval es una banda elíptica alrededor de cada polo magnético, extendiéndose desde unos 75º de latitud magnética en el mediodía local hasta unos 67º de latitud magnética a medianoche, en condiciones normales. En las zonas delimitadas por la aurora oval se produce el mayor número de ocurrencias de auroras. Las auroras se extienden a latitudes incluso más altas y más bajas durante la fase expansiva de una subtormenta magnética.
En el Panel se muestran las siguientes imágenes:
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Aurora oval en el Polo Norte, extrapolada de las medidas tomadas durante el pase más reciente del satélite NOAA POES sobre el Polo Norte.
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Aurora oval en el Polo Sur, extrapolada de las medidas tomadas durante el pase más reciente del satélite NOAA POES sobre el Polo Sur.
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Información sobre auroras extrapolada de las medidas de la red de magnetómetros CARISMA (Canadian Space Science Data Portal). Se ofrecen los siguientes datos:
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En el mapamundi, la actividad auroral expresada en intensidad del campo magnético interplanetario (IMF) procedente del Sol y expresado en nanoTeslas. Las regiones con valores comprendidos entre 15-65 nT indican el límite de la aurora oval. Dentro de la aurora oval, en las regiones con valores más altos de campo habrá mayor probabilidad de aparición de auroras.
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Churchill line: observaciones de aurora realizadas desde las estaciones de la "línea Churchill" en Canadá, utilizando instrumentos ópticos, magnetómetros y riómetros.
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PACE latitude: latitud en la que se ubican las observaciones anteriores. En la gráfica inferior se representa la evolución de los límites en latitud de la aurora oval, así como la hora en la que se produjo la última actividad visible.
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RISK: indica la probabilidad de aparición de auroras en cada franja horaria UTC.
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3.9.2. 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.
Se muestran tres mapas en los que se indica una estimación de las ubicaciones geográficas con mayor probabilidad de observación de auroras boreales y australes:
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Estimación de actividad auroral visible, ofrecida por Solar Terrestrial Dispatch y actualizada a intervalos de 1 hora.
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Última predicción de aurora boreal del Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks.
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Última predicción de aurora austral del Geophysical Institute, University of Alaska Fairbanks.
La predicción se basa considerando observaciones ortogonales, hacia el zenit del cielo, aunque la aurora puede ser visible desde distancias superiores, siempre que la meteorología y la hora del día lo permitan.
Puede establecerse la siguiente relación entre las probabilidades de aparición de auroras y el valor del índice planetario Kp:
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Kp=0 Actividad auroral mínima.
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Posibles observaciones zenitales hasta: costa norte de Alaska, costa sur de Groenlandia, Novaya Zemlya (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Dawson (Canadá), Tromso (Noruega), Tiksi (Rusia).
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Kp=1 Actividad auroral débil.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Yellowknife (Canadá), norte de Noruega, isla Wrangel (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Fairbanks (Alaska), Rovaniemi (Finlandia), Cherskiy (Rusia).
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Kp=2 Actividad auroral baja.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Barrow (Alaska), Tromso (Noruega), Tiksi (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Winnipeg (Canadá), Trondheim (Noruega), Igarka (Rusia).
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Kp=3 Actividad auroral moderada.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Fairbanks (Alaska), Tromso (Noruega), Cherskiy (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Marquette (Michigan), Sundsvall (Suecia), Arkhangelsk (Rusia).
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Kp=4 Condiciones aurorales activas.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Anchorage (Alaska), Trondheim (Noruega), Igarka (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Montreal (Canadá), Estocolmo (Suecia), Helsinki (Finlandia), Yakutsk (Rusia).
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Kp=5 Actividad auroral moderadamente alta.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Winnipeg (Canadá), Sundsvall (Suecia), Arkhangelsk (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Seattle (USA), Edimburgo (Escocia), Magadan (Rusia).
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Kp=6 Actividad auroral alta.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Minneapolis (USA), Oslo (Noruega), Yakutsk (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Chicago (USA), Moscú (Rusia).
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- Kp=7 Actividad auroral muy alta.
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Posibles observaciones zenitales hasta: Seattle (USA), San Petesburgo (Rusia), Lensk (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: Nueva York (USA), Dublin (Irlanda), Hamburgo (Alemania), Okhotsk (Rusia).
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- Kp=8 Actividad auroral extrema.
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Posibles observaciones zenitales hasta: San Luis (USA), Dublin (Irlanda), Hamburgo (Alemania), Okhotsk (Rusia).
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: norte de California, París (Francia), Munich (Alemania), Novosibirsk (Rusia).
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- Kp=9 Actividad auroral máxima.
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Posibles observaciones zenitales hasta: casi todos los Estados Unidos, norte de Europa, norte de Siberia.
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Posibles observaciones en el horizonte hasta: México central, Grecia, sur de Mongolia.
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Si usted está buscando información sobre el momento y el lugar más idóneos para ver auroras boreales, consulte la página de NOAA "Tips on viewing the aurora".
3.10. Boletines informativos.
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NASA (National Aeronautics and Space Administration):
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ISWA - Integrated Space Weather Analysis System.
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NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration):
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Tiempo Espacial de Hoy.
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Resumen conjunto USAF/NOAA sobre la actividad solar y geofísica de hoy.
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Últimos datos geofísicos solares (FTP público de SWPC).
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Progresión del Ciclo Solar.
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Página de Usuarios de Radio.
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NOAA/NGDC (National Geophysical Data Center) - Servicio de datos solares.
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Actividad auroral extrapolada de la sonda POES.
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Clima espacial para proveedores de servicios de aviación.
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ESA (European Space Agency) - Agencia Espacial Europea:
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Clima Espacial de Hoy (Today's Space Weather)
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ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera - Predicción de propagación por bandas.
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ESA/BAE Systems - Servicio Diario de Predicción Ionosférica (DIFs).
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IPS Radio and Space Services:
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Informe actualizado sobre los últimos apagones de HF y llamaradas solares de categoría superior a C8.
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Resumen y predicción de condiciones solares.
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Rutherford Appleton Laboratory:
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Previsión ionosférica a corto plazo (STIF).
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Otros boletines de interés:
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Actividad solar:
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NASA - Imágenes actuales del Sol (SDO/AIA)
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Informe de actividad solar del Observatorio Big Bear (New Jersey Institute of Technology).
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- Geomagnetismo:
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Índice Dst sobre tormentas geomagnéticas en tiempo real (Universidad de Berkeley).
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USGS - Programa Nacional de Geomagnetismo - Datos geomagnéticos en tiempo real.
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- Auroras boreales:
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STD - Informe horario de actividad auroral.
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HAARP (High Frequency Active Auroral Research Project) - Índice de datos. SuperDARN
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Mapa Global de Convección Ionosférica en tiempo real.
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AuroraWatch.
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Universidad John Hopkins - Últimos datos aurorales.
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- Línea Gris:
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Dx.qsl.net - Grey Line Map.
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Worldtime.com - Grey Line.
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- Propagación:
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ARRL - Gráficas de propagación de QST.
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Ham Radio Online - Condiciones de Propagación Radio.
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DX World.net - Noticias del Sol y Propagación.
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Dx.qsl.net - Propagación.
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Predicciones mensuales de propagación de EA3EPH (Alonso Mostazo).
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- Rayos:
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AEMET (Agencia Estatal de Meteorología) - Mapa de rayos en España en las últimas 6 horas.
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3.11. Enlaces de interés.
Enlaces a otras páginas de interés con información relacionada con el Clima Espacial y sus posibles riesgos:
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Centros de predicción.
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Centros de investigación y educación.
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Protección Civil.
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Servicio de Radioaficionados.
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Administración General del Estado (Gobierno de España).
Preguntas Frecuentes
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Soy un usuario de la banda de HF y deseo conocer la mejor frecuencia para enlazar entre dos puntos.
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Quiero establecer un enlace radio NVIS y no sé qué frecuencia seleccionar.
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Necesito informarme sobre qué es el clima espacial y en qué consisten las tormentas solares.
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He oído hablar de la propagación por línea gris y me gustaría saber en qué consiste.
Pregunta 1: Soy un usuario de la banda de HF y deseo conocer la mejor frecuencia para enlazar entre dos puntos.
Probablemente esté buscando una frecuencia óptima de trabajo (FOT) o bien la máxima frecuencia utilizable (MUF). Recuerde que la MUF siempre será distinta para enlaces radio entre distintos puntos del planeta.
Si el trayecto de su enlace radio va a ser superior a 3000 km, puede usar de forma orientativa el mapa de MUF(3000). También puede probar las calculadoras de MUF online.
No obstante, la mejor solución es utilizar un programa de cálculos de propagación en HF, como es el caso de W6ELPROP o VOACAP. En esta misma web puede encontrar una Guía de usuario en español de W6ELPROP.
Pregunta 2: Soy un usuario de la banda de HF y quiero conocer el estado de la propagación en las distintas subbandas.
Parece que usted ya es un usuario avanzado de las bandas de HF. En la parte superior izquierda del Panel de HF encontrará directamente la información que necesita. Por un lado, en el apartado "Datos Solares" dispondrá de información en tiempo real sobre las condiciones de propagación en cada subbanda e información sobre el índice de flujo solar, el número de manchas solares y los índices planetarios Kp y Ap.
Justo debajo, en los apartados "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" encontrará alertas de última hora sobre eventos geomagnéticos que pueden afectar a la propagación en HF.
Pregunta 3: Utilizo un programa de cálculos de propagación en HF y necesito conocer los datos de índice de flujo solar (SFI) y número de manchas solares (SSN).
El índice de flujo solar (SFI) es un valor estandarizado, pero para reflejar el número de manchas solares se utilizan diversos métodos. Por tanto, en primer lugar ha de asegurarse de qué tipo de parámetro necesita su programa de cálculos de propagación.
Si usted es usuario de W6ELPROP, encontrará los datos de índice de flujo solar (SFI) y número suavizado de manchas solares (SSN) en el apartado "Datos Solares", en la parte superior izquierda del Panel de HF.
Si usted es usuario de VOACAP, acuda al apartado "Número de manchas solares (ISN, SSN)" en la zona "Clima Espacial" del Panel de HF.
Pregunta 4: Quiero establecer un enlace radio NVIS y no sé qué frecuencia seleccionar.
Para establecer un enlace radio NVIS ha de trabajar por debajo de la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera, también conocida como foF2. La foF2 varía con la ubicación geográfica y con la hora del día. La frecuencia óptima de trabajo (FOT) para NVIS es aproximadamente un 10 % inferior a la foF2.
Para determinar el valor actual de la foF2 en su zona, consulte el apartado "MUF y foF2 en tiempo real" del Panel de HF.
Pregunta 5: Necesito informarme sobre qué es el clima espacial y en qué consisten las tormentas solares.
Navegue por el apartado "Clima Espacial" del Panel de HF, donde encontrará información en tiempo real sobre el estado del clima espacial. No olvide visitar el apartado de "Enlaces" a centros de predicción, investigación y educación.
Pregunta 6: Me gustaría ver el Sol desde otro punto de vista.
El en apartado "Clima Espacial" del Panel de HF encontrará imágenes del Sol en tiempo real tomadas con cámaras en distintas longitudes de onda. También encontrará datos relativos al viento solar, el flujo de rayos X solares y el ciclo de manchas solares.
Pregunta 7: Estoy investigando sobre qué son las manchas solares y cómo afectan a las radiocomunicaciones en la banda de HF.
En los apartados "Manchas solares" y "Número de manchas solares (ISN, SSN)" de la zona "Clima Espacial" encontrará información detallada sobre las manchas solares.
Pregunta 8: Me voy de viaje a los países del norte y me gustaría saber qué posibilidades tengo de ver una aurora boreal.
Consulte el apartado "Actividad auroral" del Panel de HF, donde encontrará la probabilidad estadística de observar una aurora en distintas zonas geográficas en torno a los dos polos terrestres. Esta probabilidad se representa a través de la "aurora oval" o zona geográfica en la que existe una alta probabilidad de aparición de auroras boreales. Suele tener la forma de un anillo ovalado centrado en los polos terrestres.
Pregunta 9: He oído hablar de la propagación por línea gris y me gustaría saber en qué consiste.
La línea gris es la frontera entre las zonas de la Tierra iluminadas por el Sol y las zonas en las que es de noche. A lo largo de esta línea, se producen fenómenos electromagnéticos que favorecen la propagación de las ondas de radio de HF. Consulte el apartado "Línea gris" del Panel de HF para observar la ubicación de la línea gris en tiempo real.
Pregunta 10: Me he enterado de que se avecina una tormenta solar y quiero conocer cómo puede afectar a los usuarios de la banda de HF.
En los apartados "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" de la parte superior izquierda del Panel de HF encontrará alertas de última hora sobre eventos geomagnéticos que pueden afectar a la propagación en HF. Normalmente, cuando el viento solar generado por una tormenta solar impacta en la magnetosfera terrestre y llega hasta la ionosfera, se producirán fenómenos de absorción que atenúan las ondas de radio de HF. En el apartado "Absorción ionosférica" encontrará mapas sobre la frecuencia limitada de absorción, así como mapas del nivel de absorción en cada subbanda de HF.
Pregunta 11: Estoy planificando una actividad en HF y quiero conocer la predicción de tormentas solares para los próximos días.
En el apartado "Boletines informativos" encontrará las predicciones elaboradas por diversos organismos como NOAA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y el Laboratorio Rutherford Appleton. También puede realizar un seguimiento a corto plazo a través de las "Alertas IPS" y "Alertas NOAA" disponibles en lla parte superior izquierda del Panel de HF.
Ismael Pellejero - EA4FSI |