Loading…

Flash Player 9 (or above) is needed to view presentations.
We have detected that you do not have it on your computer. To install it, go here.

Like this document? Why not share!

radio

on

  • 3,925 views

 

Statistics

Views

Total Views
3,925
Views on SlideShare
3,925
Embed Views
0

Actions

Likes
0
Downloads
27
Comments
0

0 Embeds 0

No embeds

Accessibility

Categories

Upload Details

Uploaded via as Microsoft Word

Usage Rights

© All Rights Reserved

Report content

Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
  • Full Name Full Name Comment goes here.
    Are you sure you want to
    Your message goes here
    Processing…
Post Comment
Edit your comment

radio radio Document Transcript

  • Propagación de Ondas de Radio Parte I. Capítulo: Propagación en espacio libre y guiada de ondas de radio. 1. Ondas de radio u ondas hertzianas. Las ondas de radio u ondas Hertzianas son ondas electromagnéticas. Como una onda de radio es una vibración, al cabo de un período, la onda habrá recorrido una distancia llamada longitud de onda. La longitud de onda es una característica esencial en el estudio de la propagación; para una frecuencia dada depende de la velocidad de propagación de la onda. El ámbito de las frecuencias de las ondas de radio se extiende de algunas decenas de kiloherzios hasta los límites de los infrarrojos. Las siguientes son abreviaciones para rangos de frecuencias de radio: ELF (extremely low frequencies) de 30 a 3000 Hz, VLF (very low frequencies) de 3 a 30 KHz, LF (low frequencies) de 30 a 300 kHz, MF (medium frequencies) de 0.3 a 3 MHz, HF (high frequencies) de 3 a 30 MHz, VHF (very high frequencies) de 30 a 300 MHz, UHF (ultra high frequencies) por arriba de los 300 Mhz, y por último, SHF y EHF (se pueden consultar las frecuencias de todo el espectro electromagnético en Radio Wave Propagation en el sitio web de SEC-NOAA http://www.sec.noaa.gov/info/Radio.pdf ). 2. Formas de propagación. Las ondas Hertzianas se propagan en dos formas: • En el espacio libre (por ejemplo, propagación irradiada alrededor de la tierra): Las ondas causadas por la caída de una piedra en la superficie de un estanque se propagan como círculos concéntricos. La onda de radio emitida por la antena isotrópica (es decir, radiante de manera uniforme en todas las direcciones del espacio) puede ser representada por una sucesión de esferas concéntricas. Imagínese una burbuja que se infla muy rápidamente, a la velocidad de la luz, muy cerca de 300,000 km por segundo. Al cabo de
  • un segundo la esfera tiene 600,000 km de diámetro. Si el medio de propagación no es isotrópico y homogéneo, el frente de la onda no será una esfera. • En líneas (propagación guiada, en un cable coaxial o en una guía de onda): El estudio de las líneas de transmisión y los fenómenos de propagación de una señal en una línea puede ayudar a optimizar los cables utilizados en el establecimiento de una red de transmisión o para la alimentación de una antena. En espacio libre, cuanto más se aleje de la antena, la intensidad del campo electromagnético irradiado es más débil. Esta variación es regular en un medio homogéneo, en el vacío, por ejemplo. En un medio no homogéneo, como por ejemplo, en la superficie de la Tierra , numerosos fenómenos contradicen esta norma: es frecuente que la onda recibida interfiere directamente con un reflejó de esta onda sobre el suelo, un obstáculo o sobre una capa de la ionosfera. Para una buena recepción, es necesario que el campo eléctrico de la onda captada tenga un nivel suficiente. El valor mínimo de este nivel depende de la sensibilidad del receptor, de la ganancia de la antena y la comodidad de escucha deseada. En el caso de las transmisiones numéricas la comodidad de escucha es sustituida por el nivel de fiabilidad requerido para la transmisión. La intensidad del campo eléctrico se mide en voltio/metro. 2. Interés del estudio de la propagación de las ondas de radio Puede ser esencial entender los principios de la propagación de las ondas para poder predecir las oportunidades y las condiciones para establecer de una conexión de radio entre dos puntos de la superficie de la Tierra o entre la Tierra y un satélite. Entender estos principios permite por ejemplo:  El cálculo de la potencia mínima de una emisora de radiodifusión con el fin de garantizar una recepción cómoda sobre una zona determinada;  la determinación de la posición de un enlace para la radiotelefonía móvil;  la estimación de las oportunidades de establecer una conexión transcontinental sobre ondas cortas;
  •  el estudio de los fenómenos de interferencia entre emisoras;  el cálculo del campo electromagnético cerca de un equipo emisor (radar,enlace,emisora de televisión...) para determinar los riesgos incurridos por la población que se encuentra cerca. Según la frecuencia, el tiempo con relación al ciclo solar, la temporada, la hora del día, la dirección y la distancia entre el emisor y la estación receptora se tiene que el nivel de la señal recibida en el trayecto se elevará a más o menos ejecutable. 3. Propagación de las ondas de radio: difusión, reflexión y refracción. 3.1 Introducción. Una onda de radio se distingue de una radiación luminosa por su frecuencia: algunas decenas de kiloherz o gigahertz para la primera, algunos centenares de térahertz para el segundo. Obviamente la influencia de la frecuencia de la onda es determinante para su propagación pero la mayoría de los fenómenos de la óptica geométrica (por ejemplo, la reflexión) se aplican también en la propagación de las ondas hertzianas. En la práctica es frecuente que dos o varios fenómenos se apliquen simultáneamente al trayecto de una onda: reflexión y difusión, difusión y refracción... Estos fenómenos aplicados a las ondas radioeléctricas permiten a menudo establecer conexiones entre puntos que no están en vista directa. 3.2 Difusión. El fenómeno de difusión puede producirse cuando una onda encuentra un obstáculo cuya superficie no es perfectamente plana y lisa. Es el caso de las capas ionizadas de la atmósfera, de la superficie del suelo en las regiones onduladas (para las longitudes de ondas más grandes) o de la superficie de los obstáculos (acantilados, bosques, construcciones...) para las ondas ultracortas (sobre algunos centenares de megaherz). Como en la óptica, la difusión depende de la relación entre la longitud de onda y las dimensiones de los obstáculos o irregularidades a la superficie de los obstáculos reflejantes. Estos últimos pueden también cambiar por las cortinas de lluvia (en hiperfrecuencias) o las zonas ionizadas de la alta atmósfera en las auroras polares (borealis y australis, Northern and Southern Lights) . En el capítulo sobre propagación y clima espacial hablaremos de la ionización de la atmósfera y las auroras polares. 3.3 Reflexión y refracción. La información necesaria para una conexión que utiliza una reflexión sobre la capa E de la ionosfera es:
  •  La potencia del emisor;  el diagrama de radiación de la antena;  la posición geográfica de cada una de las dos estaciones y también;  la capacidad de la capa E de la ionosfera para reflejar las ondas de radio. Es el SSN (el término histórico es número de Wolf, que no depende de quien determina el número de manchas solares, veremos esto en la parte II de estas notas), y también la fecha y la hora del día del intento de conexión que permitirá al programa informático calcular las posibilidades de propagación ionosférica. Se conocerá la probabilidad de establecer la conexión en función de la frecuencia para un reporte de señal sobre ruido dado La refracción es el cambio en la dirección de propagación de una onda, cuando pasa de un medio a otro en el que su velocidad es distinta, o cuando hay una variación espacial de la velocidad de la onda en el mismo medio. El clima espacial condiciona la ionización en las distintas capas de la ionosfera, que cambia con la fecha y la hora. En el capítulo sobre propagación y clima espacial hablaremos de la refracción de las ondas de radio en la ionosfera, capacidad de la ionosfera, que permite contactos DX, de frecuencias máximas utilizables MUF y frecuencias mínimas utilizables LUF, de SWF (atenuación o pérdida de intensidad, también absorción, en Onda Corta, short wave fade, en inglés). Hablaremos también del número de Wolf. 4. Interferencia de dos ondas de radio Es necesario distinguir la interferencia causada por dos señales independientes, en frecuencias muy cercanas, aparece el fenómeno de interferencia cuando la onda directa irradiada por un emisor se recibe al mismo tiempo que una onda reflejada. En este último caso, los tiempos de recorrido de las dos ondas son diferentes y las dos señales recibidas son defasadas. Pueden entonces presentarse varios casos:  defasamiento igual a un múltiplo del período: las señales están en fase y se refuerzan mutuamente. Sus amplitudes se añaden.  defasamiento de un múltiplo de un semi-período: las señales están en oposición de fase y la amplitud de la más débil se deduce de más fuerte. Si las dos señales tienen la misma amplitud, el nivel de la señal resultante es nulo.  defasamiento cualquiera: la amplitud de la señal que resulta es intermedia entre estos dos valores extremos.
  • Los fenómenos de interferencias pueden ser muy molestos cuando el tiempo de recorrido de la onda indirecta varía: la amplitud de la señal recibida varía entonces a un ritmo más o menos rápido. El fenómeno de interferencia se utiliza en aplicaciones que cubren numerosos ámbitos: medida de velocidad, radiogoniometría... 5. Propagación en función de la gama de frecuencia 5.1 Ondas kilométricas Se propagan principalmente muy a baja altitud, por onda de suelo. Su gran longitud de onda permite el rodeo de los obstáculos. Para una misma distancia del emisor, el nivel de la señal recibida es muy estable. Este nivel disminuye tanto más rápidamente cuanto más se eleve la frecuencia. Las ondas de frecuencia muy baja penetran un poco bajo la superficie del suelo o el mar, lo que permite comunicar con submarinos en inmersión. Aplicaciones corrientes: radiodifusión sobre Grandes Ondas (Francia-Inter, RTL...), difusión de las señales horarias (relojes de radiocontroladores)... La potencia de estos emisores es enorme: a menudo varios megavatios para obtener un alcance que puede llegar hasta 1000 km . 5.2 Ondas hectométricas Las estaciones de radiodifusión sobre la banda de las Pequeñas Ondas (entre 600 y 1500 kHz) tienen potencias que pueden llegar hasta varios centenares de kilovatios. Apenas utilizan la onda de suelo para cubrir una zona que no sobrepasa una región francesa pero se benefician después de la puesta del sol de los fenómenos de propagación ionosférica 5.3 Ondas decamétricas Las ondas cortas, bien conocidas por los radioaficionados, permiten conexiones intercontinentales con potencias de algunos milivatios si la propagación ionosférica lo permite ya que la onda de suelo sobre 2 ó 3 MHz apenas lleva más allá de algunas decenas kilómetros. Entre 1 y 30 MHz, la reflexión de las ondas sobre las capas de la ionosfera permite liberarse del problema del horizonte óptico y obtener con un único salto un alcance de varios millares de kilómetros. Pero estos resultados son muy variables y dependen de los métodos de propagación, el ciclo solar, la hora del día o la temporada. Las ondas decamétricas cedieron el paso a los satélites aunque los cálculos de previsión de propagación permitieran predecir con una buena fiabilidad las horas de apertura, las frecuencias máximas utilizables y el nivel de la señal que se recibirá. 5.4 Ondas métricas Las ondas métricas corresponden a frecuencias incluidas entre 30 y 300 MHz que incluye la banda de radiodifusión FM, las transmisiones VHF de los
  • aviones, la banda radioaficionado de los 2m, 6 m ... se propagan principalmente en línea recta pero consiguen pasar los obstáculos de dimensiones que no superan algunos metros. Se reflejan sobre las paredes, rocas, vehículos y excepcionalmente sobre nubes ionizadas situadas en la capa E, hacia 90 km de altitud lo que permite conexiones por más 1000 km . En tiempo normal, el alcance de una emisora de 10 vatios en una antena omnidireccional es de algunas decenas de kilómetros pero sucede también que el índice de refracción para estas frecuencias haga curvarse hacia el suelo una onda que se habría perdido en el espacio. Son entonces posibles las conexiones con algunos centenares de kilómetros 5.5 Ondas decimétricas e hiperfrecuencias Mientras más aumenta su frecuencia, el comportamiento de esta onda se asemeja al de un rayo luminoso. Los haces hertzianos permiten conexiones a la vista, como el Telégrafo de Casquillo, pero por todo el tiempo y con producciones de información de los mil millones de vez más elevado. Ningún obstáculo de tamaño superior a algunos decímetros debe encontrarse sobre el trayecto del haz. Estas ondas se reflejan fácilmente sobre obstáculos de algunos metros de dimensión; este fenómeno es explotado por los radares, incluidos los utilizados en los bordes de las carreteras. Y gracias a los reflejos sobre los edificios es posible utilizar un teléfono portátil sin estar en vista directa con la antena de enlace, pero las interferencias entre ondas reflejadas dificulta la comunicación, obligando al usuario a cambiar de lugar o a desplazarse simplemente de algunos metros. Sobre 10 GHz con una potencia de algunos vatios y antenas parabólicas de menos de un metro de diámetro, es posible efectuar conexiones a varios centenares de kilómetros de distancia sirviéndose una elevada montaña como reflector. Arriba de 10 gigahertz, el fenómeno de difusión puede manifestarse sobre nubes de lluvia, permitiendo a la onda alcanzar lugares situados más allá del horizonte óptico 6. Previsiones de propagación El nivel de la señal emitida por una estación de emisión (emisora y antena) en un punto del espacio (o de la superficie de la Tierra ) puede calcularse con una buena precisión si se conocen los principales factores que determinan la transmisión. Como ejemplo tomemos dos casos: conexión en vista directa en 100MHz y conexión a gran distancia en 10MHz que utiliza una reflexión sobre la capa E. No efectuaremos obviamente aquí los cálculos. Conexión directa sobre 100MHz Se conoce:  La potencia de salida del emisor;
  •  El diagrama de radiación de la antena de emisión y en particular la ganancia de ésta en la dirección que nos interesa y su altura con relación al suelo;  El perfil del terreno entre la estación de emisión y el punto de recepción, teniendo en cuenta la redondez de la Tierra ;  La distancia entre emisora y no de recepción; Los programas informáticos más o menos sofisticados permiten hacer rápidamente esta clase de cálculo que puede eventualmente tener en cuenta la conductividad del suelo, las posibilidades de reflexión, etc. Si se añaden las características de la estación de recepción (antena + receptor), se podrá entonces calcular el balance de la conexión, que dará la diferencia de nivel entre la señal útil y el ruido radioeléctrico. 7. Propagación guiada Para transportar la energía de alta frecuencia de un punto en otro, no se utiliza un añadido eléctrico ordinario sino una línea de transmisión con las características apropiadas. Esta línea está formada por dos conductores eléctricos paralelos separados por un dieléctrico, muy buen aislante a las frecuencias utilizadas (aire,Teflon polietileno...). Si uno de los conductores esta rodeado por otro, hablamos entonces de línea coaxial. 7.1 Ejemplos de líneas de transmisión  Del emisor a la antena se utilizará un cable coaxial que podrá soportar tensiones de varios centenares o millares de voltios sin distensión eléctrica.  Entre la antena parabólica y el receptor de televisión por satélite las señales de baja amplitud serán transportadas por un cable coaxial que presentará escasas pérdidas a muy alta frecuencia.  La antena de un radar utilizado para el control aéreo se conecta a los equipos de detección con ayuda de una guía de onda, sale de tubo metálico dentro del cual se desplaza la onda.  Sobre ondas cortas los radioaficionados utilizan a veces líneas de dos hilos para alimentar su antena.  Los circuitos selectivos utilizados en los aparatos que funcionan a muy alta frecuencia (superior a 300 MHz) son muy a menudo líneas.
  • 7.2 Formación de una onda en una línea Un generador conectado a cargo con ayuda de una línea va a causar en cada uno de los dos conductores de la línea la formación de una corriente eléctrica y la formación de una onda que se desplaza en el dieléctrico a una velocidad muy grande. Esta velocidad es inferior a la velocidad de la luz pero sobrepasa frecuentemente 200,000 km/s, lo que implica que, para una frecuencia dada, la longitud de la onda en la línea es más pequeña que en el espacio (longitud de onda = velocidad en el medio/frecuencia) 7.3 Ondas progresivas Cuando la línea se adapta perfectamente al generador y a la carga, la condición se cumple cuando la impedancia de salida del primero y la impedancia de entrada del segundo son iguales a la impedancia característica de la línea, este último es recorrido solamente por ondas progresivas. En este caso ideal la diferencia de potencial entre los conductores y la corriente que circula en éstos tienen el mismo valor cualquiera que sea el lugar donde la medida se efectúa en la línea. Tal línea no irradia, el campo electromagnético producido por la onda progresiva no es perceptible a alguna distancia de la línea. 7.4 Ondas estacionarias Si la condición mencionada anteriormente no se cumple, si la impedancia de la carga es diferente de la impedancia característica de la línea, la línea va entonces a ser el sitio de ondas estacionarias. La tensión medible entre los dos hilos no será ya constante sobre toda la longitud de la línea y van a aparecer:  máximos de tensión aún llamados vientres de tensión correspondientes a nudos de corriente  de los mínimos de tensión o nudos de tensión asociados a máximos de corriente (vientres de corriente).  Este tipo de funcionamiento generalmente se teme si el tipo de ondas estacionarias es elevado. Las sobretensiones que corresponden a los vientres de tensión pueden dañar la emisora, o incluso la línea. Las pérdidas en la línea son elevadas. 7.5 Pérdidas en la línea La resistencia eléctrica (no nula) de los conductores que constituyen la línea y el aislamiento (no infinito) del dieléctrico, causan un debilitamiento de la amplitud de la onda progresiva recorriendo la línea. Estas pérdidas tienen un doble inconveniente:
  •  debilitamiento de la señal recibida y disminución de la sensibilidad del sistema de recepción.  reducción de la potencia transmitida a la antena por el emisor. Las pérdidas en línea se expresan en dB/m (decibel/metro de longitud) y dependen de numerosos factores:  naturaleza del dieléctrico (materia, forma...)  tipo de línea (de dos hilos, bifilar o coaxial)  frecuencia de trabajo Ejemplo: un cable coaxial muy común (Ref. RG58A) de una longitud de 30 metros presenta 6dB de pérdidas a 130MHz. Si se aplica una potencia de 100 vatios a la entrada de esta línea se encontrarán 25 vatios a su salida En 6MHz la pérdida solo es de 1 decibel. Parte II: Propagación y Clima Espacial Capítulo 1: El clima espacial 1. Importancia del Clima Espacial. El Clima Espacial (Space Weather, en inglés) describe las condiciones en el Espacio que afectan a la Tierra y a sus sistemas tecnológicos. La atmósfera superior comienza aproximadamente a las 62 millas / 100 kms, y también se le llama Espacio. Los eventos del clima espacial que ocurren en el Espacio generados por la actividad del Sol nos afectan de diversos modos. Por ejemplo, la creciente miniaturización de los componentes electrónicos que son usados en los satélites artificiales los hace más vulnerables (en el sentido de daño físico) a la acción de las partículas solares más energéticas, llegando a ocurrir cambios en los comandos de los programas de las computadoras a bordo de los satélites. Puede ocurrir también que haya acumulación de cargas en los componentes de un satélite artificial (llamadas cargas gruesas o cargas profundas, cargas diferenciales) que puede llegar a afectar su funcionamiento.
  • Por ello hay que estar al conocimiento de los sistemas de alertas y predicciones de actividad solar y actividad geomagnética, de los sistemas de aviso temprano, de los sistemas militares de detección. Aún las comunicaciones de algunos de estos sistemas pueden verse afectadas por su dependencia de las condiciones de ionización en la ionosfera y de la actividad geomagnética. Por ejemplo, las señales del Radar-Sobre-el-Horizonte rebotan en la ionosfera para rastrear despegues de naves y mísiles a grandes distancias, y por lo tanto dependen de sus condiciones de ionización. Las tormentas magnéticas pueden distorsionar características de los campos magnéticos asociados al movimiento de submarinos ('firmas' magnéticas) y que son utilizadas para determinar su ubicación. Pueden ocurrir congestionamientos en ciertas frecuencias, por ejemplo, si hay alineación estación terrena - aeronave - Sol, o alineación estación terrena - satélite artificial - Sol. El sistema LORAN consta de ocho transmisores ubicados en diferentes partes del planeta. Los aviones y los barcos captan las señales en bajas frecuencias utilizadas por estos transmisores para calcular sus posiciones. Pero los métodos utilizados pueden ser no confiables durante el transcurso de un evento de protones o de una tormenta magnética. Los sistemas GPS (Global Positioning Systems, Sistemas de Posicionamiento Global) también son afectados por cambios repentinos en la densidad de la ionosfera. En este estudio estamos interesados en la descripción de los eventos del clima espacial que afectan a las comunicaciones, principalmente las establecidas en frecuencias HF, y en el modo en que estas comunicaciones son afectadas por dichos eventos, desde la óptica de las condiciones de propagación de ondas de radio, usualmente referidas como condiciones en el medio de la radioafición y la radioexperimentación. La actividad solar usualmente no afecta a las transmisiones de las estaciones comerciales de radio y televisión. Las comunicaciones que resultan más afectadas son las establecidas en las frecuencias reservadas para el Servicio de Radioaficionados, las comunicaciones barco-puerto, las aero-terrestres, de La Voz de América, de La Radio Libre Europea.
  • NOAA tiene contenidos en español introductorios al tema del clima espacial en Internet (consultar Introducción al Clima Espacial http://www.sec.noaa.gov/primer/primer_in_spanish.html ). Los lectores con más conocimientos sobre el Clima Espacial pueden omitir la lectura de las primeras secciones, la lectura de las secciones posteriores no presentará dificultad alguna, y los contenidos de las primeras secciones podrán ser usados como material de referencia. 2 Organismos que prestan servicios de predicción de eventos del Clima Espacial. ISES International Space Environment Service es un servicio internacional FAGS (Federation of Astronomical and Geophysical Data Analysis Services) bajo el patrocinio de URSI International Union of Radio Science, de IAU International Astronomical Union (UAI Unión Astronómica Internacional), y de IUGG International Union of Geodesy and Geophysics (UIGG Unión Internacional de Geodesia y Geofísica). ISES trabaja muy de cerca con ICSU International Council of Scientific Unions. ICSU opera el sistema de centros WDC World Data Center. ISES fue IUWDS International URSIgram and World Days Service hasta 1996. IUWDS fue fundada en 1962, como la combinación de International World Days Service (iniciada a su vez en 1959 como parte de IGY) y del anterior Comité Central URSI de URSIgrams (que inició los servicios rápidos de intercambio de datos internacionales en 1928). La misión de ISES está relacionada con el monitoreo y predicción de eventos en el Medio Ambiente Espacial en muy cercano tiempo real, por medio de intercambio rápido de información, estandarización de metodologías para observación y de reducción de datos, con el proveer servicios para aminorar el impacto del Clima Espacial en las actividades de interés humano, y con otras funciones. ISES prepara el calendario IGC International Geophysical Calendar en una base anual. Este calendario provee una lista de World Days en los que se alienta a los científicos a realizar sus experimentos. Elabora el boletín mensual
  • Spacewarn Bulletin que resumen el status de los satélites artificiales que orbitan a la Tierra y de las sondas interplanetarias. Las actividades en ISES son llevadas a cabo por los centros RWC Regional Warning Center, que al presente son once. El RWC en Boulder, Co., EUA, operado por NOAA National Oceanic and Air Administration funciona como agencia mundial WWA World Warning Agency, como centro neurálgico. Los usuarios de los centros RWC incluyen por ejemplo, comunicadores de radio HF, operadores de satélites, y científicos. ISES organiza los talleres de trabajo Solar-Terrestrial Prediction Workshops en los que participan tanto científicos como profesionales de la predicción, y usuarios. Se han llevado a cabo cinco talleres a la fecha, el primero en 1979, el último en 1996 (Japón). Se cuenta con publicación de Proceedings de estos talleres. El URL del sitio web de ISES es http://www.ises-spaceweather.org/. El servicio NWS National Weather Service de NOAA, por medio del centro SEC Space Environment Center (Boulder, Co.), mantiene bases de datos meteorológicos e hidrológicos que pueden ser usados libremente por el público (ver limitación de responsabilidades del sitio (disclaimer), si quiere usar usted estos datos con fines de investigación). URSI Union Radio-Scientifique Internationale tiene como objetivos alentar y promover la actividad internacional en las Ciencias de Radio y sus aplicaciones para beneficio de la Humanidad. URSI alienta la adopción de métodos comunes de medición, y la estandarización de los instrumentos de medición usados en trabajo científico. Estimula y coordina aspectos científicos de las telecomunicaciones usando ondas guiadas y no guiadas, y aspectos de la generación, emisión, radiación, propagación, recepción, y detección de campos y ondas y el procesamiento de las señales que transportan las ondas. Lleva también estos conocimientos al público general, y a organizaciones públicas y privadas. URSI publica un boletín. Puede acceder a más información sobre los objetivos y actividades de URSI en su sitio web de Internet, URSI Home Page, http://www.ursi.org .
  • El centro NGDC National Geophysical Data Center de NOAA mantiene el archivo nacional de datos aprovados para uso en investigación, en EUA. Capítulo 2: El Sol y la Tierra. 1. Introducción al campo magnético de la Tierra. La Tierra genera un campo magnético llamado el campo magnético de la Tierra o campo geomagnético. Los estudios del campo geomagnético se remontan por lo menos al siglo XVII. William Gilbert, médico de la reina Elizabeth I de Inglaterra, publica en 1600 el libro De Magnete. Imagen cortesía de NGDC-NOAA http://www.ngdc.noaa.gov/seg/geomag/ geomaginfo.shtml Las fuentes del campo geomagnético son varias, mismas que se superimponen e interactúan, la mayor de ellas proviene del interior de la Tierra , las rocas superficiales también son una fuente de magnetismo. Descrito de modo burdo, el campo magnético generado en el interior de la Tierra , concretamente, generado por su núcleo exterior, se llama campo principal geomagnético, y es muy similar al campo magnético de un gran imán imaginario (un dipolo, o dipolo excéntrico). El polo negativo de este imán
  • imaginario está en la dirección de un punto en el ártico Canadiense en el hemisferio norte de la Tierra y el polo positivo del imán está en la dirección de un punto al sur de Australia en el hemisferio sur. Los polos geomagnéticos están asociados al campo principal geomagnético y los polos magnéticos al campo geomagnético (que como vimos, incluye todas las fuentes de magnetismo en la Tierra ). Los polos geomagnéticos son casi los polos del imán imaginario, el polo negativo se llama polo norte geomagnético, y el polo positivo se llama polo sur geomagnético. En términos técnicos, un sistema coordenado geomagnético para describir latitudes y longitudes geomagnéticas está definido en términos de los polos geomagnéticos. El ecuador geomagnético es el círculo máximo a 90° grados de los polos geomagnéticos. Los meridianos geomagnéticos conforman el sistema de meridianos del sistema coordenado geomagnético. La latitud geomagnética es la distancia angular desde el ecuador geomagnético, medida del modo usual en que se mide una latitud. Es esta latitud geomagnética la que es utilizada para describir las condiciones de propagación de ondas de radio. El campo magnético de la Tierra , tiene sus polos positivo y negativo, muy cercanos a los polos geomagnéticos, y se llaman polos magnéticos. El polo norte magnético (polo negativo del campo) es un punto muy cercano al polo norte geomagnético, y el polo sur magnético (polo positivo del campo) es un punto muy cercano al polo sur geomagnético. El polo norte magnético no es un punto fijo, sigue una trayectoria que es constantemente monitoreada por el Servicio Geológico de Canadá (Geological Survey of Canada), que forma parte del Sector de Ciencias de la Tierra de la organización NRCan Natural Resources of Canada (Recursos Naturales de Canadá). La determinación más reciente de la ubicación del polo norte magnético se hizo en mayo de 2001.
  • Imagen Dr. John Quinn, U.S. Geological Survey, Cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ El polo norte magnético en esa época, se desplazaba hacia el noroeste a una velocidad aproximada de 40 kms/año. La ubicación determinada en mayo de 2001 para el polo norte magnético es 81°.3 de latitud geográfica norte y 110°.8 de longitud geográfica oeste. La ubicación estimada para el polo norte magnético en el año 2005 es 82°.7 de latitud norte y 114°.4 de longitud oeste. La organización NRCan mantiene un sitio web en Internet con información sobre la ubicación del polo norte magnético.
  • Imagen Dr. John Quinn, U.S. Geological Survey, Cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ Al rotar la Tierra alrededor de su eje de rotación, hace que los polos norte, magnético y geomagnético, roten con un período de un día (un día sidéreo, aproximadamente 23 horas y 56 minutos) en espacio inercial, de modo que el dipolo (gran imán imaginario), el campo principal geomagnético y el campo geomagnético giran junto con la Tierra. Imagen Cortesía de NGDC-NOAA
  • Como todo campo magnético, el campo magnético de la Tierra determina líneas de fuerza, a lo largo de las cuales se mueven las partículas cargadas, como los iones y electrones de la atmósfera. La dirección de estas líneas de fuerza es del polo sur magnético hacia el polo norte magnético. Se tiene pues que las líneas de fuerza del campo magnético de la Tierra van del hemisferio sur al hemisferio norte de la Tierra. Mencionamos que las fuentes del campo geomagnético son varias, mismas que se superimponen e interactúan. Aún así, las líneas de fuerza se parecen a las de un simple dipolo, (a las líneas de fuerza del imán imaginario). Más del 90% de una medición del campo magnético de la Tierra proviene del campo principal, esto es, del núcleo externo. La intensidad del campo geomagnético al nivel del mar es, en el ecuador aproximadamente igual a 0.32 gauss (32 000 gammas) y en el polo norte aproximadamente igual a 0.64 gauss (64 000 gammas). Un oersted es igual a un gauss, y un gamma es igual a un nanoTesla. Es muy común el uso del término nanoTesla en lugar del término gamma para la unidad de intensidad geomagnética. El campo geomagnético es descrito en cada punto P, por siete cantidades llamadas elementos magnéticos, y son, la declinación D, la inclinación I, la intensidad horizontal H, la intensidad vertical Z, la intensidad total F, y las componentes norte denotada por X y este denotada por Y, de la intensidad horizontal H. Los elementos magnéticos se definen en términos de los ejes de un sistema coordenado cartesiano en el plano horizontal local determinado por el punto P donde se quiere describir el campo geomagnético, ejes que se eligen del siguiente modo: eje x hacia el norte geográfico, eje y hacia el este geográfico, y eje z hacia el nadir.
  • Imagen Cortesía de NGDC-NOAA http://www.ngdc.noaa.gov/seg/geomag/geomaginfo.shtml Los mapas de valores de elementos magnéticos (cortesía de NGDC-NOAA) son los del campo principal geomagnético, no los del campo completo. La declinación magnética D es un ángulo, se mide en el punto P en el que se está midiendo el campo geomagnético, sobre el plano horizontal local, de la dirección al norte geográfico (también llamado norte verdadero) a la dirección del norte geomagnético. Usualmente se mide de 0 a 360° avanzando del norte geográfico hacia el este geográfico (un valor negativo se interpreta como el ángulo medido en la dirección contraria). La inclinación magnética I es otro ángulo que se mide igualmente en el punto P, desde el plano horizontal al vector de fuerza magnética, positivo del plano horizontal a la dirección positiva del eje z (esto es, el ángulo es positivo en la dirección del nadir)
  • Imagenes Cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ En el sistema coordenado cartesiano mencionado, el vector de fuerza geomagnética en el punto P tiene componentes sobre el plano horizontal local y en la dirección ortogonal a este plano, que son las componentes horizontal y vertical, es decir, la componente horizontal es la proyección del vector de fuerza geomagnética sobre el plano horizontal, y la componente vertical es la proyección del vector de fuerza en la dirección del nadir. La intensidad horizontal H es la norma de la componente horizontal y la intensidad vertical Z es la norma de la componente ortogonal.
  • Imagen cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ A su vez, la componente horizontal tiene componentes en la dirección de los ejes x e y (en las direcciones norte y este locales), de norma X e Y, y que son llamadas la componente norte y la componente este, respectivamente.
  • Imagen cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/
  • Imagen cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ La norma del vector de fuerza magnética es la intensidad total F.
  • Imagen cortesía de NGDC-NOAA ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/Solid_Earth/Mainfld_Mag/images/ Los elementos magnéticos que usualmente son medidos por los observatorios magnéticos son la declinación, la intensidad horizontal y la intensidad vertical. El resto de los parámetros (los otros cuatro) es calculado a partir de los tres valores medidos. La componente del campo geomagnético (o elemento magnético) que es monitoreada para estimar los efectos de eventos del clima espacial en la propagación de ondas, es la componente horizontal (con norma la intensidad horizontal H).
  • Una medida de la variación de la intensidad horizontal H con respecto a valores usuales, está dada por los índices de actividad geomagnética Kp y Ap (éste último es el índice de amplitud equivalente), de los cuales hablaremos más adelante. En NGDC-NOAA, las tormentas geomagnéticas son clasificadas por los valores del índice Ap, pero las etapas de las tormentas son clasificadas por la dirección de la componente horizontal, esto es, por los valores de las componentes norte y este del campo geomagnético. Los polos magnéticos son, como se dijo, los verdaderos polos del campo geomagnético. El ecuador magnético es distinto del ecuador geomagnético. El ecuador magnético cambia su forma conforme transcurre el tiempo, y no necesariamente es un círculo máximo: el ecuador magnético es la línea que une a los puntos con inclinación magnética igual a cero. El meridiano magnético es distinto al meridiano geomagnético. El meridiano magnético es la dirección de la componente horizontal del campo geomagnético. La latitud magnética es otro nombre para la inclinación magnética, y es por tanto distinta de la latitud geomagnética. Como dijimos, los eventos del clima espacial se describen en términos de las latitudes geomagnéticas, y no de las latitudes magnéticas. Hay glosarios de términos en los sitios web de NGDC y SEC, de NOAA. La región entre el Sol y los planetas es conocida como medio interplanetario. La lectura de referencia recomendada por el NGDC, para campos magnéticos, es Introduction to Geomagnetic Fields, de W. Campbell, de la editorial Cambridge University Press (la segunda edición es de 2003). Un sitio excelente sobre geomagnetismo en Internet es el del Dr. David Stern http://www.phy6.org/earthmag/demagint.htm 2. Introducción a la ionosfera. La ionosfera es la parte de la Atmósfera Superior o Espacio que contiene iones y electrones libres producidos por fotoionización de los constituyentes de la atmósfera por la acción de la radiación EUV (ultravioleta extrema) y la acción de la radiación de rayos X (blandos y duros) que nos llega como parte de la radiación solar. La fotoionización es la ionización debida a la interacción de los
  • constituyentes de la atmósfera con radiación electromagnética (otro tipo de ionización es la colisional). La ionosfera empieza aproximadamente a los 50 kms de altura sobre el nivel del mar (asnm). La densidad de electrones por centímetro cúbico en la ionosfera varía entre 10,000 (10e4) y 1,000,000 (10e6), a partir de los 90 kms de altura sobre el nivel del mar. Hay tres regiones importantes en la ionosfera que son la D , E, y F, y se usa el término capa para referirse a la ionización en cada una de estas regiones. La ionización en estas capas no es uniforme, en cada capa hay subregiones que son más densas o que son menos densas, en iones y electrones. Así, se distinguen tres capas en la ionosfera: capa D en la región D, que abarca aproximadamente de los 50 a los 90 kms asnm (en el día), la capa E en la región E abarca aproximadamente de los 90 a los 150 kms asnm (en el día), la capa F en la región F es la capa superior de la ionosfera que abarca aproximadamente de los 150 a los 1000 kms asnm (consultar The Ionosphere http://www.sec.noaa.gov/info/Iono.pdf). En la región E está la capa normal E, y las capas esporádicas, denotadas Es. La densidad de electrones por centímetro cúbico en la capa E crece de 10,000 (10e4) a 100,000 (10e5), y después decrece nuevamente a 10,000 (10e4), de acuerdo con altura creciente sobre el nivel del mar. La capa F contiene dos subcapas, llamadas F1 y F2. La capa F2 es más densa en electrones que la capa F1 y abarca aproximadamente de los 200 a los 600 kms asnm, lo cual hace que esta capa sea importante para la navegación y la comunicación. La capa F1 es menos densa en electrones y se forma a alturas más bajas (entre los 150 y los 200 kms asnm). La densidad de electrones por centímetro cúbico en la capa F crece de 10,000 (10e4) a 1,000,000 (10e6), y después decrece a 100,000 (10e5), de acuerdo con altura creciente sobre el nivel del mar, hasta el término de la capa F2 (aproximadamente a los 600 kms asnm). En la misma ionosfera, del término de la (sub)capa F2 al término de la capa F, esto es, de los 600 a los 1000 kms asnm, la densidad de electrones por centímetro cúbico decrece de nuevo de 100,000 (10e5) a 10,000 (10e4). La capa F1 no existe del lado nocturno (hemisferio de la Tierra no iluminado por el Sol).
  • En latitudes bajas, las densidades mayores de iones y electrones están desplazadas a ambos lados del ecuador magnético (no del ecuador geomagnético), y esto se llama la anomalía ecuatorial. Por esto entendemos regiones de la ionosfera entre las latitudes geomagnéticas entre los 0° y los 20°. La refracción es el cambio en la dirección de propagación de una onda, cuando pasa de un medio a otro en el que su velocidad de propagación es distinta, o cuando hay una variación espacial de la velocidad de la onda en el mismo medio. Se dice que una onda de radio ha sido reflejada cuando retorna a la Tierra desde una superficie en la que ha incidido, en este caso, la superficie es una capa de la ionosfera. La ionosfera es así utilizada para propagar las ondas de radio a grandes distancias (DX) en frecuencias que son reflejadas por la ionosfera. La capa F2 de la ionosfera tiene la característica usual, cuando no hay perturbaciones o turbulencias en la ionosfera, de refractar las ondas de radio de frecuencia HF, fenómeno descrito como buenas condiciones de propagación en el medio de la radioafición y de la radioexperimentación. Capas de la ionosfera a menores alturas que la capa F2 reflejan ondas de radio de frecuencias menores. La capa D es capaz de reflejar ondas de radio de pocas decenas de kilohertz. La absorción es el proceso por el cual la energía de las ondas de radio es convertida en calor y en ruido electromagnético, debido a su interacción con los electrones y la parte de la atmósfera que es eléctricamente neutral. En general, cada capa de la ionosfera es capaz de reflejar ondas de radio hasta de cierta frecuencia dependiendo de la altura de la capa y de su ionización, y tiene la capacidad de absorber parte de las ondas de radio con frecuencias mayores que las que es capaz de reflejar. Las ondas de radio de frecuencias mayores que HF, esto es, frecuencias VHF, atraviesan usualmente la ionosfera y son utilizadas para comunicaciones satelitales. La capa D tiene la característica de que la densidad de su parte neutral de constituyentes (no iones y no electrones) se mantiene relativamente constante, conforme transcurre tiempo. Mas la densidad de iones y electrones sí varía. La cantidad total de absorción de ondas de radio con frecuencias mayores que pocas decenas de kilohertz en la capa D queda determinada solamente por la variación en la densidad de iones y electrones. Es en esta capa donde la frecuencia de colisiones entre los electrones y las partículas neutrales alcanza un máximo.
  • Debido a efectos geométricos, la ionización a la asnm de la capa D es mayor en el punto subsolar, cuando el Sol está exactamente arriba, en la dirección del zenit (la partícula sub siempre tiene ese uso, por ejemplo, para localizar el punto en la superficie de la Tierra debajo de un satélite, se usa el término subsatelital). La ionización y la absorción en esta capa decrecen conforme nos alejamos del punto subsolar alcanzando el valor cero en el horizonte, que delimita el día y la noche. La parte de la atmósfera del lado de la noche no es afectada. Del lado nocturno (hemisferio de la Tierra no iluminado por el Sol) no existe la capa E. La dispersión en la potencia de las ondas de radio es debida a irregularidades de la ionosfera, y se observa esta dispersión en las fluctuaciones de las señales. Las ondas de radio pueden seguir trayectorias no esperadas. Técnicamente, el centelleo (scintillation, en inglés) es una fluctuación casual del campo recibido con respecto a su valor medio, siendo usual y relativamente pequeñas las fluctuaciones. En suma, la ionosfera influencia de modo significativo la propagación de ondas de radio con frecuencias menores que los 30 MHz (hasta HF). En algunas frecuencias las ondas son absorbidas y en otras son reflejadas (refractadas). En otras ocasiones son dispersadas debido a las irregularidades de la ionosfera. En el caso de ondas de radio con frecuencias mayores que los 30 Mhz, la ionosfera permite su paso, son ondas de radio que no son reflejadas y son útiles por esto para las comunicaciones tierra-espacio, vía satélite. Una tormenta en la ionosfera o tormenta ionosférica es una perturbación de la capa F vinculada a la actividad geomagnética. Las tormentas ionosféricas pueden afectar las comunicaciones en todas las latitudes. Dos referencias que describen la ionosfera y sus variaciones recomendadas como lecturas en el sitio web de NGDC-NOAA, son Ionospheric Radio, de K. Davies, editorial Peter Peregrinus Ltd., London, publicado en1990, y The Earth's Ionosphere, de M.C. Kelley, de la editorial Academic Press, Inc, en San Diego, 1989. 3. Introducción a la actividad solar.
  • 3.1 El Sol y su atmósfera. Distintas regiones del Sol giran a distintas velocidades angulares, este movimiento de rotación no es el de un cuerpo rígido (fenómeno conocido como rotación diferencial, latitudes bajas rotan a velocidades angulares aproximadas de 14 grados por día, y latitudes altas a velocidades angulares aproximadas de 12 grados por día). El número de rotación de Bartel es un número serial asignado a los períodos de rotación de parámetros solares y geofísicos, de 27 días de duración. El inicio de la rotación 1 de la secuencia fue asignada arbitrariamente por Bartel a enero de 1833. El Sol se enfría y se comprime lentamente, convirtiendo principalmente en este proceso (estable) los átomos de hidrógeno en átomos de helio. La atmósfera solar consiste en la fotosfera, la cromosfera, y la corona, de acuerdo a su temperatura. La fotosfera es la superficie visible del Sol. Es la región del Sol que emite la luz que vemos con nuestra vista en la Tierra. La cromosfera es la región de la atmósfera solar entre la fotosfera y la corona, es una región más caliente que la fotosfera, pero menos caliente que la corona. La corona es una capa de gas rarificado de baja densidad y una temperatura mayor al millón de grados Kelvin, y es visible a simple vista durante un eclipse. Imagen cortesía de NGDC-NOAA Se usa el término calma (quiet, en inglés) para niveles de actividad solar con menos de un evento cromosférico por día.
  • 3.2 Manchas solares y ciclos de actividad solar. El proceso de enfriamiento del Sol es acompañado de la formación de manchas solares (sunspots en inglés) en la superficie del Sol que cuando explotan, son acompañadas por la eyección de gases conocidas como eyecciones de masa coronal y denotadas por EMC. Una EMC puede contener hasta 10.0e16 gramos de materia (un billón de toneladas). Las EMC son también llamadas eyecciones coronales y denotadas EC. En Cosmicopia, de GSFC-NASA, http://helios.gsfc.nasa.gov/weather.html , hay una película mpeg muy interesante sobre el impacto de una EMC sobre el campo geomagnético http://helios.gsfc.nasa.gov/CME.mpg (8.9 MB). Las regiones activas del Sol son áreas de fuertes campos magnéticos. Las manchas solares están dentro de estas regiones activas. Una mancha solar de tamaño promedio puede ser tan grande como la Tierra. Se forman y desaparecen en períodos de días o semanas. La temperatura en una mancha solar es de aproximadamente 4200° C. Más precisamente, de acuerdo con un glosario de Física Solar de GSFC-NASA (Solar Physics Glossary, http://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/glossary.htm), una mancha solar es una área en la fotosfera del Sol, que experimenta una perturbación temporal que aparece de color oscuro debido a que su temperatura es menor que la de las áreas circundantes. Las manchas solares consisten en concentraciones de fuertes flujos magnéticos, usualmente ocurren en pares o grupos de polaridad opuesta que se mueven al unísono al rotar el Sol. Cuando la media (promedio) sobre doce meses del número de manchas solares alcanza un máximo se habla de máximo solar. Cuando esta media es mínima se habla de la ocurrencia de un mínimo solar.
  • El Sol en un mínimo solar Imagen cortesía de Gallery of Solar Activity, SEC-NOAA, http://www.sec.noaa.gov/ImageGallery/ . El número suavizado de manchas solares SSN (smoothed sunspot number, en inglés) es el promedio del número de manchas solares durante los seis meses precedentes al mes al que corresponde el SSN, ese mes, y los 6 meses posteriores. Se estima que los ciclos de actividad solar de aparición y desaparición de las manchas solares son de una duración aproximada de once años. Actualmente estamos en el ciclo solar 23 (año 2005). Según D. Hathaway, físico solar de MSFC-NASA, se han observado ciclos cortos de nueve años y ciclos largos de catorce años. Esto es, aproximadamente cada once años se repite el comportamiento de la actividad solar. La escalada a máximo solar desde el mínimo solar tarda 4 o 5 años, y el descenso al mínimo solar desde el máximo solar usualmente 6 o 7 años (consultar The Sun, the Earth, the Ionosphere: What the Numbers Mean, and Propagation Predictions--a brief introduction to propagation and the major factors affecting it, http://www.arrl.org/tis/info/k9la- prop.html , C. Luetzelschwab K9LA, sitio web de la ARRL American Radio Relay League). Los investigadores Hathaway y Wilson explican: examinamos la información de los ocho últimos ciclos solares y descubrimos que el mínimo solar sigue al primer día sin manchas que aparece después del máximo solar en 34 meses (consultar en Ciencia@nasa el artículo Últimas noticias sobre el ciclo solar http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2004/18oct_solarminimum.htm) Según la misma fuente: el último máximo del ciclo solar fue a finales de 2000, el primer día sin manchas después de éste fue el 28 de Enero de 2004, de este modo, usando la regla de Hathaway y Wilson, el mínimo solar aparecerá a finales de 2006, esto es aproximadamente un año antes de lo previsto. Hathaway continúa: la actividad solar se intensifica rápidamente después del mínimo solar, en los últimos ciclos, el máximo solar ha seguido al mínimo solar justo después de 4 años. Aún durante un mínimo solar pueden aparecer manchas solares en el Sol, posiblemente acompañadas de EMC.
  • Estas predicciones temporales de ocurrencia del máximo solar y del mínimo solar son utilizadas en el programa Vision for Space Exploration de la NASA , que incluye en sus proyectos el regreso a la Luna y la ida al planeta Marte (consultar Peligrosas Llamaradas Solares http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2005/27jan_solarflares.htm ). Las manchas solares están asociadas con la radiación ultravioleta y con la ionización de la capa F de la ionosfera. Durante un período aproximado de 70 años, en los siglos XVII y XVIII, ocurrió una mini-era glacial. Ahora se sabe que en ese período se observaron muy pocas manchas solares. El número de manchas solares, es un índice diario, denotado por R, y definido por la expresión matemática R=k(10g+s), con s el número individual de manchas solare, g el número de grupos de manchas solares, y k un factor que depende del observatorio, de hecho k es un factor de calidad (de observación). SEC-NOAA distribuye un estimado preliminar del número de manchas solares. También se calcula el número internacional de manchas solares denotado Ri, como un promedio pesado utilizando la fórmula R=k(10g+s). El número definitivo Ri es publicado en la publicación SIDC News. El número Ri distribuido por SIDC el día primero de cada mes es un número provisional. El número de Wolf es igual a 10g+s y fué desarrollado por Johann Rudolf Wolf. Las mediciones para uso en investigación (consultar la página web http://sec.noaa.gov/ftpdir/weekly/README3) acerca de los ciclos solares son los siguientes: 1) El número internacional de manchas solares (official International Sunspot Number, en inglés), denotado por Ri, es distribuido por el centro SIDC Sunspot Index Data Center, en Bruselas, Bélgica (consultar http://sidc.oma.be). Un estimado preliminar del número de manchas solares es distribuido por SEC- NOAA.
  • 2) El flujo solar en 10.7 cm de longitud de onda es medido en Penticton, Canadá (por medio de dos radiotelescopios en DRAO Dominion Radio Astrophysical Observatory). Los valores están dados en unidades sfu (solar flux units, 10 - 22 watts m - 2 Hz - 1). Consultar DRAO http://www.drao-ofr.hia- iha.nrc-cnrc.gc.ca/index_eng.shtml y The story of the 10.7 cm flux, http://www.drao-ofr.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/icarus/www/history.html 3) El índice oficial de actividad geomagnética Ap es calculado en GFZ GeoForschungsZentrum, en Potsdam, Alemania. Hasta enero de 1997 fué calculado en Institut fur Geophysik en Gotinga, Alemania. Un estimado preliminar es calculado por US Air Force. GFZ http://www.gfz- potsdam.de/index-en.html 3.3 Llamaradas solares. Una llamarada solar (solar flare, en inglés), es una explosión en el Sol cuando se libera repentinamente energía magnética que se ha ido almacenando en la atmósfera solar, usualmente encima de las manchas solares, con emisión de radiación. Su duración es de pocos minutos a varias horas. Llamaradas solares Imagenes cortesía de Gallery of Solar Activity, SEC-NOAA, http://www.sec.noaa.gov/ImageGallery/ .
  • La emisión de radiación de las llamaradas solares abarca en el espectro electromagnético desde las ondas de radio hasta los rayos X y los rayos gamma. Aún cuando las EMC y las llamaradas solares están relacionadas, pueden ocurrir o no simultáneamente. También se observa que durante un mínimo solar se detectan pocas llamaradas solares. La emisión de radiación de una llamarada solar llega a la Tierra en aproximadamente 8 minutos, viajando a la velocidad de la luz en el vacío. Cuando una llamarada solar emite partículas energéticas (protones y electrones), pueden llegar a la Tierra en un tiempo de 30 minutos. Las llamaradas solares pueden ser clasificadas como C, M, X, de acuerdo a una medición hecha en el Espacio del flujo de radiación en rayos X duros de longitudes de onda de 1 a 8 angstroms, por medio de un sensor a bordo de los satélites GOES. De hecho, la medición hecha por los satélites GOES de la emisión en rayos X duros en longitudes de onda de 1 a 8 angstroms, es la de toda la superficie del disco solar. En la categoría C se miden flujos entre 0.000001 (10e-6) y 0.00001 (10e-5) watts por metro cuadrado. En la categoría M se miden flujos entre 0.00001 (10e-5) y 0.0001 (10e-4) watts por metro cuadrado. En la categoría X los flujos medidos son mayores que 0.0001 (10e-4) watts por metro cuadrado. En los boletines se reporta una de las letras C, M, o X, seguidas de un número, que es el modo estándar de reportar estos flujos. Cuando esto sucede la letra C indica que hay que multiplicar ese número por 0.000001 (10e-6), la letra M indica que hay que multiplicar el número por 0.00001 (10e-5) y la letra X indica que hay que multiplicar el número por 0.0001 (10e-4). Por ejemplo, C3.2 se interpreta: flujo de rayos X de 3.2x10e-6 watts por metro cuadrado. Cerca de un máximo solar, se pueden tener mediciones de flujos en el nivel C por días enteros, sin que de hecho esté ocurriendo alguna llamarada solar, ya que la medición es la del flujo de todo el disco solar.
  • Existen dos niveles inferiores a los niveles C, M, y X, y que son los niveles A y B, con flujos medidos entre 10e-8 y 10e-7 watts/m^2 para el nivel A y flujos medidos entre 10e-7 y 10e-6 watts/m^2 para el nivel B. Cuando se sobrepasa el flujo M1.0 se habla de un evento de rayos X. Las mediciones de los satélites GOES 10 y GOES 12 del flujo en rayos X duros, minuto por minuto, pueden consultarse en el sitio web de SEC http://www.sec.noaa.gov/rt_plots/xray_1m.html . Las llamaradas solares de consecuencias menores en la Tierra son las llamaradas solares de clase C que pueden pasar inadvertidas, mientras que las de mayores consecuencias son las llamaradas de clase X que pueden desatar bloqueos en las ondas de radio en la parte de la Tierra de cara al Sol. En las secciones sobre propagación veremos la nueva escala de SEC-NOAA para clasificar bloqueos de radio HF debidos a la radiación en rayos X duros. Hay típicamente tres etapas en una llamarada solar. La primera etapa es la etapa precursora y se detecta emisión de rayos X blandos. En la segunda etapa, o etapa impulsiva, y se detecta emisión de ondas de radio, rayos X duros y rayos gamma. En la tercera etapa, o etapa de decaimiento, se detecta acumulación y decaimiento de rayos X blandos. La duración de estas etapas puede ser de unos pocos segundos hasta de una hora. De acuerdo con conteos de llamaradas solares hechos por D. Hathaway, físico solar del centro de vuelos espaciales MSFC de la NASA , hubo al menos una llamarada solar de clase X en cada uno de los últimos tres mínimos solares. Hubo dos llamaradas solares de clase X durante el 15 y 20 de enero de 2005. Consultar en el sitio web de Ciencia@nasa Un mito de la actividad solar http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2005/05may_solarmyth.htm?list356338 (mayo 5, 2005), La Clasificación de las Llamaradas Solares en Rayos-X, http://www.spaceweather.com/glossary/flareclasses_spanish.html , What is a Solar Flare?, http://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/flare.htm , GSFC-NASA, y Radio Wave Propagation, http://www.sec.noaa.gov/info/Radio.pdf .
  • 3.4 Huecos coronales, prominencias y destellos solares. Otros fenómenos observados en el Sol son los huecos coronales, las prominencias y los destellos. Los huecos coronales son extensiones o líneas de campo abierto de la corona del Sol de densidad baja y asociados con campos magnéticos unipolares de la fotosfera, y tienden a ser más numerosos en los años que siguen al máximo solar (consultar Introducción al Clima Espacial http://www.sec.noaa.gov/primer/ primer_in_spanish.html, Glossary of Solar-Terrestrial Terms http://www.sec.noaa.gov/info/glossary.html , Online glossary of Solar-Terrestrial Terms, http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GLOSSARY/glossary.html ). Las prominencias solares parecen como filamentos oscuros en el disco solar, y generalmente son nubes quietas de material solar que se sostienen sobre la superficie solar por la acción de campos magnéticos. La mayoría de las prominencias solares entran en erupción en algún momento de su vida, eyectando material hacia el espacio. Prominencia solar, Junio 9, 2002 Imagen cortesía de Gallery of Solar Activity, SEC-NOAA, http://www.sec.noaa.gov/ImageGallery/ .
  • Los destellos solares son intensas emanaciones temporales de energía. Pueden durar de minutos a horas. La fuente principal de energía de los destellos parece ser la ruptura y reconexión de fuertes campos magnéticos. Los destellos irradian en todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos X y gamma. Capítulo III: La relación entre los eventos del Clima Espacial en la Tierra y en el Sol. 1. El viento solar: introducción. El Sol, en su proceso de enfriamiento, expele continuamente parte de su propia materia, que viaja por el espacio. Estas partículas forman lo que se conoce como viento solar. La mayor parte de la radiación del viento solar que llega a la superficie de la Tierra es la que no depende de la variabilidad de la actividad solar (esto es, la que no depende de la aparición de las manchas solares, llamaradas solares, etc), asegurando de este modo condiciones estables para los organismos vivos en ella, producto de la evolución, y se tiene entonces la constante solar definida como la potencia solar recibida por una unidad de superficie perpendicular a los rayos del Sol a la distancia media entre el Sol y la Tierra (esta distancia media es una unidad astronómica denotada UA). En términos muy simples, la radiación solar que calienta la superficie de la Tierra es esencialmente constante. Las EMC viajan por el espacio, formando parte del viento solar. Las partículas y la emisión de radiación de las llamaradas solares también forman parte del viento solar. El resultado de la ocurrencia de uno de estos eventos es un incremento en la velocidad del viento solar. La velocidad del viento solar en el medio interplanetario varía entre los 250 y los 1000 kms/hr. En un día de actividad solar normal, el viento solar puede alcanzar los 400 kms/hr a su llegada a la atmósfera de la Tierra (consultar The Sun, the Earth, the Ionosphere: What the Numbers Mean, and Propagation Predictions--a brief introduction to propagation and the major factors affecting it, http://www.arrl.org/tis/info/k9la-prop.html , Luetzelschwab, C., K9LA, sitio web de la ARRL ).
  • La onda de choque de una EMC puede tardar varios días en impactar el campo magnético de la Tierra , las partículas cargadas emitidas por las llamaradas solares pueden tardar varias horas en llegar a la Tierra , pero la radiación emitida por una llamarada solar viajando a la velocidad de la luz, llega a la Tierra en unos minutos, y es detectable justo al momento de su llegada. 2. El viento solar y el campo geomagnético: introducción. Al llegar el viento solar a la atmósfera de la Tierra , en gran parte es desviado hacia el espacio exterior por el campo magnético de la Tierra , sin penetrar a la atmósfera. De este modo, el campo magnético de la Tierra protege a la atmósfera terrestre, que es retenida por la acción del campo geogravitacional. Se cree que la acción del viento solar es una posible causa de que el planeta Marte perdiera su atmósfera, ya que Marte posee un campo magnético muy débil, si no nulo. La magnetosfera es la región del Espacio controlada por el campo magnético de la Tierra. La magnetopausa es la frontera entre el viento solar y la magnetosfera. Siendo que el campo magnético de la Tierra (muy parecido al de un gran imán imaginario) interactúa con el viento solar, se tiene que el campo magnético de la Tierra cambia la forma de sus líneas de fuerza. Las líneas de fuerza que ven hacia el Sol, esto es, entre el Sol y la Tierra , son comprimidas, y las líneas de fuerza del otro lado de la Tierra , son alargadas o estiradas, debido al impacto de su encuentro con el viento solar La cola magnética es el largo y ancho lado de la noche de la magnetosfera, y es la región donde comienzan las subtormentas. La magnetocubierta es la región entre la magnetopausa y el frente de choque (onda de choque) del viento solar. La parte del viento solar que logra penetrar a la atmósfera lo hace por las cúspides polares (o hendiduras polares, polar cusps o polar clefts). Estas
  • regiones tienen una forma de embudo y están sobre los polos magnéticos norte y sur. Consultar What is the magnetosphere? http://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/edu/ , Space Plasma Physics Branch, MSFC Marshall Space Flight Center, NASA. 3. El viento solar y la ionosfera: introducción. El viento solar con longitudes de onda entre 1 y 10 Angstroms (rayos X duros) ioniza la capa D de la ionosfera, con longitudes de onda entre los 10 y los 100 Angstroms (rayos X blandos) ioniza la capa E de la ionosfera, y con longitudes de onda entre los 100 y los 1000 Angstroms (ultravioleta extremo, EUV) ioniza la capa F de la ionosfera. Las longitudes de onda de rayos X duros mayormente emitidas está entre 1 y 8 angstroms. Consultar The Sun, the Earth, the Ionosphere: What the Numbers Mean, and Propagation Predictions-- a brief introduction to propagation and the major factors affecting it, http://www.arrl.org/tis/info/k9la-prop.html , Luetzelschwab, C., K9LA, sitio web de la ARRL. La interacción del viento solar con el plasma (material ionizado) atrapado en la magnetosfera, esto es, iones y electrones atrapados por las líneas de fuerza del campo geomagnético, es como la de un generador eléctrico, creando corrientes eléctricas en la ionosfera. Hay sistemas de corriente regulares y hay sistemas de corriente irregulares. Estas corrientes afectan la propagación de las ondas de radio. La densidad de electrones en la ionosfera depende de varios factores, entre los cuales están el tiempo local, la latitud, la estación del año, y el ciclo solar. El cambio en densidad de electrones inducido por las causas mencionadas afecta moderadamente a las ondas de radio con frecuencias HF más bajas, hacia el extremo de los 3MHz. Pero lo que más afecta a la densidad de electrones es la radiación en rayos X, proveniente principalmente de las llamaradas solares, pudiendo ocurrir una SWF o desvanecimiento / pérdida de las señales en todas las frecuencias HF (atenuación o pérdida de intensidad, también absorción, en Onda Corta, short wave fade, en inglés), que describiremos en otra sección más adelante.
  • 4. El viento solar y partículas energéticas: introducción. Cuando ocurre un destello solar en el Sol, el viento solar puede traer consigo partículas muy energéticas, como protones. Aquí en la Tierra , se dice que ocurre un evento de protones cuando se miden al menos 10 protones / centímetro cuadrado / segundo / estereoradianes a energías mayores que 10 MeV(mega electron-volts). Estos protones energizados pueden alcanzar la Tierra en un período de 30 minutos. Los eventos de protones pueden causar un aumento significativo en la cantidad de radiación ambiental en la Tierra. 5. Nueva escala de SEC-NOAA de clasificación de tormentas de radiación solar. La duración prolongada de una tormenta de radiación solar influencía severamente sus efectos. Las cantidades de iones de energías mayores o iguales a 10MeV son las que son medidas, y el nivel de flujo de ellos se incrementa en un factor de 10 al cambiar de una categoría a la siguiente. La frecuencia de ocurrencia de tormentas de radiación solar de las cinco categorías es de 50, 25, 10, 3, 1, por ciclo solar, de S1 a S5, respectivamente. Los efectos de una tormenta de radiación solar S1 (menor) en frecuencias de radio HF son impactos de orden menor, y ocurren en las regiones polares. Las tormentas S1 no afectan la operación de los satélites ni los sistemas biológicos. Los efectos de una tormenta de radiación solar S2 (moderada) sobre las frecuencias de radio HF son pequeños. Posiblemente se afecten los sistemas de navegación en las zonas de los casquetes polares. Es poco frecuente que se afecten las operaciones satelitales. Pasajeros y tripulación de una aeronave en latitudes altas pueden estar expuestos a riesgos elevados de radiación, en especial, las mujeres embarazadas. Los efectos de una tormenta de radiación solar S3, (fuerte) incluyen la degradación de radiopropagación HF en las regiones polares. Hay posibilidad
  • de que se presenten errores de navegación. En la operación de los satélites, puede presentarse ruido en los sistemas de formación de imágenes, y posiblemente una reducción ligera de eficiencia de captación de energía en los paneles solares. Se recomienda evitar la radiación en EVAs (Extra Vehicular Activities) llevadas a cabo por astronautas. Pasajeros y tripulación de una aeronave están expuestos a riesgos elevados de radiación. Los efectos de una tormenta de radiación solar S4 (severa) incluyen bloqueos en la radiopropagación HF en las regiones polares. Se pueden incrementar los errores de navegación, por períodos de días. En cuanto a la operación de satélites, pueden presentarse problemas en los dispositivos de memoria, ruido en los dispositivos de formación de imágenes, cambios en la actitud debidos a errores en sensores de estrellas, y puede degradarse la eficiencia de los paneles solares. La radiación sobre astronautas llevando a cabo EVA's no es evitable. Los pasajeros y tripulantes de una aeronave están expuestos a radiación. Los efectos de una tormenta de radiación solar S5 (extrema) incluyen bloqueos completos en la radiopropagación HF en las regiones polares, y los errores en la determinación de la posición hacen muy díficil la navegación. Los satélites pueden quedar inutilizados, los impactos en los dispositivos de memoria pueden causar la pérdida del control, pueden ocurrir daños serios en los datos producidos por los dispositivos de formación de imágenes, los sensores de estrellas pueden no localizar la fuente de luz o estrella, y los paneles solares pueden quedar dañados permanentemente. Se pueden agravar los problemas de radiación sobre astronautas llevando a cabo EVAs. Se pueden agravar los problemas de radiación sobre pasajeros y tripulación de aeronaves. Consultar http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/index.html . 6. Más sobre el viento solar y la ionosfera: radiación EUV y flujo solar F10.7 cm. Hemos visto que la radiación solar que nos llega por medio del viento solar en las longitudes de onda EUV ioniza la capa F de la atmósfera, en la sección introductoria al viento solar y la ionosfera.
  • La radiación solar EUV varía con la actividad solar, y es absorbida en su totalidad por el nitrógeno y el oxígeno de la termosfera. La termosfera es una de las capas térmicas de la atmósfera que comprende aproximadamente la región a partir de los 85 kms de altura sobre el nivel del mar, caracterizada por temperatura creciente, y termina a la altura sobre el nivel del mar donde la temperatura se torna constante, al inicio de la exosfera. Se estima que la radiación solar EUV es sólo un dos o tres por ciento de la energía total emitida por el Sol. La radiación solar en las longitudes de onda visible e infrarojo no varía con la actividad solar, más como dijimos, la radiación EUV sí, lo cual convierte a la radiación EUV en un índice de actividad solar. La radiación EUV no llega a la superficie de la Tierra , ya que, como hemos observado, esta radiación es absorbida por el nitrógeno y oxígeno de la termosfera. El ozono a alturas sobre el nivel del mar más bajas que las de la termosfera también absorbe radiación ultravioleta. Existen estimaciones de radiación EUV denotadas por E10.7, que son usadas como un índice de actividad solar. De acuerdo con SET Space Environment Technologies http:// www.spacewx.com/Definitions.html , E10.7 se define como el valor diario del flujo solar EUV de longitudes de onda de 1 a 105 nm y se reporta en unidades de flujo solar (sfu, 10 - 22 watts m - 2 Hz -1). Es la energía disponible para fotoabsorción y fotoionización usada en modelos numéricos. En el sitio web de SET se abrevia E10.7 a E10. Sin embargo, las regiones activas en el Sol que emiten la radiación EUV, también emiten energía en longitudes de onda de radio que no es absorbida por la atmósfera como la radiación EUV, y que por lo tanto llega a la superficie de la Tierra. Entre estas longitudes de onda de radio están las de aproximadamente 10 cm . La intensidad de radiación solar en longitudes de onda aproximadas a los 10 cm varía del modo que varía la radiación EUV, de modo que una medición de esta radiación puede ser utilizada como un reemplazo de una medida de la radiación EUV, con la característica de ser medida en la superficie de la Tierra y no a bordo de un satélite artificial. DRAO Dominion Radio Astrophysical Observatory ha medido la radiación solar 10.7 denotada F10.7, en la superficie de la Tierra desde 1947 (la era espacial inicia en 1958), actualmente por medio de dos radiotelescopios. Se cuenta por lo tanto, con archivos de datos de este flujo solar, al menos por un intervalo de tiempo de al menos cincuenta años. Durante el período 1946-1990 las observaciones se hicieron desde el área de Ottawa. Estas mediciones son de acceso público y son reportadas por ejemplo, en los boletines de clima espacial, como Penticton F10.7, ya que DRAO está ubicado en Penticton, Columbia Británica, Canadá. Estas mediciones son las que se usan para
  • investigaciones científicas. La 'Patrulla del Sol' es el nombre con que fué conocido el servicio de DRAO por muchos años. Resumiendo y describiendo de modo más técnico, el flujo solar F10.7 es un índice de actividad solar y es una medición de la emisión de todas las fuentes presentes en el disco solar. Es casi exclusivamente de origen térmico, y directamente relacionado con la cantidad total de plasma atrapado en los campos magnéticos que están sobre las regiones activas del Sol, plasma que a su vez está relacionado con la cantidad de flujo magnético (recordemos que las manchas solares están dentro de estas regiones activas). Existe una correlación lineal entre el flujo solar en 10.7 cm y el flujo magnético total fotosférico en las regiones activas. El flujo solar F10.7 (2800 Mhz) se mide en unidades de flujo solar denotadas sfu (solar flux unit, en inglés), y una de estas unidades es igual a 10 - 22 watts m - 2 Hz - 1. Se cuenta con predicciones de 1 a 7 días de anticipación del flujo solar F10.7, accesibles desde sitios web en Internet. Consultar DRAO http://www.drao-ofr.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/index_eng.shtml y The story of the 10.7 cm flux, http://www.drao-ofr.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/icarus/ www/history.html 7. Más sobre el viento solar y el campo geomagnético: la actividad geomagnética y los índices geomagnéticos. Hemos visto que el viento solar cambia la forma de las líneas de fuerza del campo geomagnético. La variación diaria en el campo geomagnético es debida a sistemas de corriente causados por cambios regulares en la radiación solar. Existen también sistemas irregulares de corriente que causan variaciones en el campo geomagnético, estos sistemas irregulares de corriente están asociados tanto a fenómenos como la interacción del viento solar con la magnetosfera y con la ionosfera, como asociados a cambios internos dentro de la ionosfera, y se habla de actividad geomagnética.
  • Esta actividad geomagnética puede ser medida, y puede presentarse en distintas regiones de la Tierra. Cuando esta actividad geomagnética se presenta entre los 20 y los 50 grados de latitud geomagnética (con respecto a los polos y ecuador geomagnéticos), se habla de actividad geomagnética en latitudes medias y cuando se presenta entre los 50 y los 80 grados de latitud geomagnética se habla de actividad geomagnética en latitudes altas. Los índices de actividad geomagnética fueron diseñados para describir la variación en el campo geomagnético causada por los sistemas irregulares de corriente mencionados. Hablaremos de dos índices de actividad geomagnética, el índice K y el índice a, y de los índices calculados a partir de ellos, que son el índice planetario Kp, índice A, índice planetario ap, índice planetario Ap, de acuerdo a la descripción de ellos dada por NOAA (tanto SEC como NGDC). De hecho, de las mediciones hechas de las fluctuaciones del campo geomagnético en un magnetómetro, se calculan los índices K y a, y posteriormente los otros índices de actividad geomagnética. Se dispone de un valor numérico del índice K por cada tres horas de tiempo UT. El índice K usa una escala cuasi-logarítmica, es local, y relativo a una curva supuesta para un día calmado para un observatorio geomagnético dado (o un lugar en donde hay un magnetómetro). Este índice fue introducido por J. Bartel en 1938. El índice K está diseñado para clasificar los efectos aislados de la radiación de partículas solares en la componente horizontal del campo geomagnético por medio de niveles de perturbación de la variación de la mencionada componente. La componente vertical del campo geomagnético no es considerada en este índice. Como se dijo, se utiliza un magnetómetro para medir las fluctuaciones en la componente horizontal del campo geomagnético con respecto a un día calmado en el sitio en el que está el magnetómetro. El índice K o clasificación de las mediciones entregadas por el magnetómetro consiste en un número entre 0 y 9, con 28 posibles valores. Los valores entre 0 y 9 utilizados están expresados en términos de tercios de unidad, esto es, son 0, 1/3, 2/3, 1, ..., y así hasta 9, donde por ejemplo 5- es igual a 4 con 2/3, 5+ es igual a 5 con 1/3.
  • La tabla con la que se determina el índice K depende del lugar en que esté el magnetómetro, y no necesariamente es la misma para todos los observatorios geomagnéticos. En la práctica, para el mismo valor del índice K en dos observatorios geomagnéticos, los valores medidos para las fluctuaciones son mayores en el observatorio de mayor latitud geomagnética. Por ejemplo, SEC-NOAA, que es el WWA de ISES, utiliza mediciones de un magnetómetro en Boulder, Co., y calcula los índices de actividad geomagnética K de acuerdo a la tabla siguiente: fluctuaciones máximas de 0 a 5 nanoTeslas en el período de tres horas: K=0, fluctuaciones entre 5 y 10 nT corresponden a K=1, entre 10 y 20 nT se tiene K=2, mientras que K=3 para fluctuaciones entre 20 y 40 nT, K=4 para fluctuaciones entre 40 y 70 nT, K=5 para fluctuaciones entre 70 y 120 nT, K=6 para fluctuaciones entre 120 y 200 nT, K=7 para fluctuaciones entre 200 y 330 nT, K=8 para fluctuaciones entre 330 y 500 nT, y K=9 para fluctuaciones mayores que 500 nT. De hecho, en SEC, se toman mediciones preliminares, cada minuto, y se notifica a los usuarios de los servicios de alerta si esta medición preliminar sobrepasa el valor para K=6, K=7, y K=8. El valor real del índice K, es reportado cada tres horas, a las 3 hrs, 6 hrs, .... 24 hrs del día, correspondientes a los intervalos 0-3hrs, 3-6hrs, ..., 21-24 hrs, y es el valor de la fluctuación máxima total en cada período de tres horas, esto es, el índice K es la suma de las máximas desviaciones, llamadas positiva y negativa (por arriba y por abajo, respectivamente), de la curva supuesta dada para un día normal calmado. Las mediciones en el magnetómetro de SEC, en Boulder, minuto por minuto, son accesibles desde http://www.sec.noaa.gov/rt_plots/bou_12h.html . La ubicación geográfica del magnetómetro es N40.1 W105.2 El valor 0 corresponde a la situación en que no hay diferencia con la curva supuesta de un día calmado para el lugar en donde está el magnetómetro, y el valor 9 está asociado a la condición de actividad geomagnética máxima. El índice planetario Kp (p por la inicial del término planetary en inglés, o planetario en español) es el índice K medio estandarizado de una red de trece observatorios geomagnéticos ubicados en latitudes geomagnéticas entre los 46° y los 63°, tanto al norte como al sur del ecuador geomagnético. Los trece observatorios geomagnéticos que contribuyen a la determinación de los índices geomagnéticos planetarios son Lerwick (UK), Eskdalemuir (UK), Hartland (UK), Ottawa (Canada), Fredericksburg (USA), Meannook (Canada), Sitka (USA), Eyrewell (New Zealand), Canberra (Australia), Lovo (Sweden), Brorfelde (Denmark), Wingst (Germany), and Niemegk(Germany).
  • Sin embargo, SWO (Space Weather Operations) en SEC-NOAA, usa un estimado del índice Kp, siendo uno de los objetivos de este uso, el resolver el problema de la distribución de un valor cada tres horas, en casi tiempo real. El estimado Kp que usa SWO es el derivado por Air Force 55th Space Weather Squadron, basado en las mediciones de varios observatorios en EUA, incluyendo un observatorio en Hartland, en el Reino Unido. Cuando esta estimación es distribuida, se usa el término índice Kp estimado para ella. Consultar Glossary of Solar-Terrestrial Terms, http://www.sec.noaa.gov/info/glossary.html de SEC, Online glossary of Solar- Terrestrial Terms, http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GLOSSARY/glossary.html , NGDC, The K index en http://www.sec.noaa.gov/info/Kindex.html de SEC, y el archivo kp_ap.fmt en ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/GEOMAGNETIC_DATA/INDICES/KP_AP/ de NGDC. Se distribuye un valor del índice geomagnético a por cada intervalo de tres horas de tiempo UT. Este índice es el índice de 'amplitud equivalente', equivalent amplitude, en inglés, medido en gammas (nanoTeslas), toma valores entre 0 y 400, y está relacionado con el índice K por medio de una escala lineal, por medio de la siguiente tabla: K= 0, 1 , 2 , 3, 4 , 5 , 6 , 7 , 8 , 9 a = 0 , 3 , 7 , 15 , 27 , 48 , 80 , 140 , 240 , 400 Consultar esta tabla en el archivo kp_ap.fmt ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/GEOMAGNETIC_DATA/INDICES/KP_AP/ de NGDC-NOAA y en The K index en http://www.sec.noaa.gov/info/Kindex.html de SEC. El índice A se obtiene diariamente como el promedio de los 8 valores del índice a correspondientes al día en cuestión, y es por lo tanto local (asociado al lugar donde se tiene el magnetómetro).
  • Los valores numéricos del índice planetario ap (c/3 hrs) están en el rango de 0 a 400, obtenidos de una escala lineal a partir de los valores numéricos del índice planetario Kp, y están dados explícitamente por la siguiente tabla: Kp = 0o, 0+. , 1- , 1o , 1+ , 2- , 2o , 2+ , 3- , 3o , 3+ , 4- , 4o , 4+ ap = 0 , 2 , 3 , 4 , 5, 6 , 7 , 9 , 12 , 15 , 18 , 22 , 27 , 32 Kp = 5- , 5o , 5+ , 6- , 6o , 6+ , 7- , 7o , 7+ , 8- , 8o , 8+ , 9- , 9o ap = 39 , 48 , 56 , 67 , 80 , 94 , 111 , 132 , 154 , 179 , 207 , 236 , 300 , 400 Consultar esta tabla en Geomagnetic Kp and Ap indices en el sitio web de NGDC , http://www.ngdc.noaa.gov/stp/GEOMAG/kp_ap.html (también .shtml), consultar tambien el archivo kp_ap.fmt en ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/GEOMAGNETIC_DATA/INDICES/KP_AP/ , NGDC- NOAA. El índice planetario Ap es el índice diario planetario de amplitud equivalente, y se obtiene a partir de un promedio de datos de un conjunto específico fijo de estaciones geomagnéticas. NGDC-NOAA distribuye, vía ftp, los índices Kp, ap, Ap, en archivos de datos históricos de 1932 a la fecha en la forma de un archivo por año, y del año en curso distribuye datos que cubren el último cuatrimestre transcurrido completo. Es posible obtener también un archivo único que cubre desde 1932 al último cuatrimestre. ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/GEOMAGNETIC_DATA/INDICES/KP_AP/ . 8. Más sobre el viento solar y el campo geomagnético: las tormentas magnéticas y las auroras.
  • Se llama tormenta magnética a una perturbación de todo el campo magnético de la Tierra , que no es la de su variación diurna regular. En días de mucha actividad solar se crean tormentas magnéticas en el Espacio, que causan a su vez las auroras en la Tierra , estática en radio y televisión, problemas de navegación en vehículos equipados con compases magnéticos, y dañan a algunos satélites artificiales. La fase inicial de una tormenta magnética ocurre cuando hay un incremento en la intensidad horizontal H del campo magnético en latitudes medias. Ver elementos magnéticos en la sección del campo geomagnético para la definición de la intensidad horizontal H. La fase principal de una tormenta magnética ocurre cuando la intensidad magnética (campo magnético horizontal) en latitudes medias empieza a decrecer. La fase de recuperación de una tormenta magnética ocurre cuando la componente norte del campo horizontal regresa a sus niveles normales. Cuando hay un cambio abrupto, de aumento o disminución en la componente norte del campo geomagnético que marca el inicio de una tormenta geomagnética, se habla de un comienzo súbito o repentino SC o SSC (sudden commencement, storm sudden commencement, en inglés). Ver elementos magnéticos en la sección sobre campo geomagnético para la definición de la componente norte del campo geomagnético. Se habla de comienzo gradual de una tormenta geomagnética, cuando su inicio no está bien definido. Se habla de un impulso súbito o repentino, SI+ o SI- (sudden impulse en inglés) cuando se observa una perturbación de magnitud de varios nanoTeslas en la componente norte del campo geomagnético, en latitudes bajas, perturbación que no está asociada con el subsecuente inicio de una tormenta geomagnética. Si ocurre una tormenta geomagnética, el impulso repentino SI se convierte en un comienzo repentino SC.
  • Una subtormenta magnética es el proceso en el cual el plasma de la cola magnética se energiza rápidamente fluyendo hacia la Tierra , produciendo auroras brillantes. Las auroras (borealis y australis, Northern and Southern lights) son manifestaciones visibles de la ocurrencia de una tormenta magnética. Empiezan a latitudes entre los 60 y los 80 grados. A medida que la tormenta magnética se intensifica, las auroras se esparcen hacia el ecuador geomagnético. Ocurren típicamente a alturas sobre el nivel del mar entre los 100 y los 250 kms. El efecto de las auroras en las comunicaciones por radio puede durar varios días. Las corrientes que circulan en las auroras pueden calentar la atmósfera y causar su expansión llegando a alturas mayores sobre el nivel del mar. Esto incrementa la fuerza de arrastre atmosférico ejercida sobre los satélites artificiales de la Tierra , pudiendo causar su decaimiento orbital. En los años 2000 y 2001, se observaron auroras en latitudes tan al sur del polo norte como México y Florida (consultar Un mito de la actividad solar, http://ciencia.nasa.gov/headlines/y2005/05may_solarmyth.htm?list356338 , sitio web Ciencia@NASA, mayo 5, 2005). 9. La clasificación de NGDC-NOAA de la actividad geomagnética. NGDC-NOAA, usa el índice Ap para clasificar la actividad geomagnética: a) se usa el término quieto (quiet, en inglés) para la actividad geomagnética con valores numéricos del índice Ap que son menores que 8. b) se usa el término inestable (unsettled, en inglés), si los valores del índice Ap mayores o iguales que 8, pero son menores o iguales que 15. c) se usa el término activo (active, en inglés) si los valores del índice Ap son mayores que 15 pero menores que 29.
  • d) a partir del valor 30 del índice Ap, se considera que está ocurriendo una tormenta magnética, que puede ser menor, mayor o severa (minor, major, severe, en inglés). Se dice que una tormenta magnética es menor si el valor numérico del índice Ap es mayor que 29 pero menor que 50. Se dice que una tormenta magnética es mayor si el valor numérico del índice Ap es mayor que 49 pero menor que 100. Se dice que una tormenta magnética es severa si el valor numérico del índice Ap es igual o mayor que 100. 10. La clasificación de SEC-NOAA de la actividad geomagnética. Esta escala es una de las tres escalas nuevas de SEC-NOAA yestá basada en el índice planetario de actividad geomagnética Kp, y no en el índice Ap. El contenido de esta subsección sigue casi literalmente a los contenidos del sitio web de NOAA Space Weather Scales, http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/index.html , en el sentido de tener la mejor traducción posible al español. De acuerdo con esta escala, se reportan tormentas magnéticas a partir del valor 5 hasta el valor 9 del índice geomagnético K p: la categoría G1 con palabra descriptora menor es asignada a valores del índice geomagnético Kp iguales a 5, 5+, 6-; la categoría G2 moderada es asignada a valores del índice geomagnético Kp iguales a 6, 6+,7-; la categoría G3 fuerte es asignada a valores del índice geomagnético Kp a partir del valor 7; la categoría G4 severa es asignada a valores del índice geomagnético Kp a partir de 8; la última categoría quinta, extrema, es asignada al valor del índice geomagnético K p igual a 9. A veces se usa G0 para valores Kp=0,1,2,3,4. Recordemos que el Clima Espacial se refiere no sólo a cómo nos afecta a los seres humanos y a la Tierra los eventos ocurridos en el Espacio, sino también a nuestros sistemas tecnológicos. Cada una de las cinco categorías mencionadas de tormentas geomagnéticas, afecta sistemas de potencia (tecnología), operaciones con satélites artificiales, y otros sistemas biológicos, como la migración de algunas especies. En la categoría G1 (menor, Kp>=5) de tormentas magnéticas se pueden presentar fluctuaciones débiles de potencia, pueden ocurrir impactos de orden menor en las operaciones de algunos satélites artificiales, las especies
  • migratorias son afectadas, las auroras son visibles a latitudes altas, de hecho entre los 60 y los 80 grados. En la categoría G2 (moderada, Kp>=6) de tormentas magnéticas se pueden presentar alarmas de voltaje en sistemas de potencia que se hallen en latitudes altas, si las tormentas de esta categoría son prolongadas pueden ocurrir daños en transformadores, pueden ser necesarias maniobras de control tanto de actitud como de posición para mantener los satélites artificiales en la actitud nominal y en la órbita asignadas para llevar a cabo la misión de estos satélites. Por ejemplo, se puede presentar decaimiento orbital por fluctuaciones de la densidad y arrastre atmosféricos debidos a la tormenta magnética, esto es disminución de la altura de la órbita, del perigeo o del apogeo, siendo necesaria una maniobra de control de posición para elevar ya sea la órbita, su perigeo o su apogeo: si la maniobra de control de posición no es efectuada, puede llegar a ser necesario utilizar elementos keplerianos determinados después la ocurrencia de la tormenta magnética para poder establecer comunicación con los satélites artificiales. La propagación en ondas de radio HF puede perder intensidad, atenuándose / desvaneciéndose, en localidades situadas en latitudes altas, las auroras pueden ser visibles en localidades tan al sur como los 55 grados de latitud geomagnética (por ejemplo, en Nueva York). En la categoría G3 (fuerte, Kp>=7) de tormentas magnéticas, puede ocurrir que se requieran correcciones de voltaje en los sistemas de potencia, y algunos mecanismos de protección pueden activar alarmas falsas. En los satélites artificiales pueden empezar a concentrarse cargas superficiales en algunos de sus componentes, el decaimiento orbital puede aumentar y pueden presentarse problemas en la orientación. Por ejemplo, los satélites dedicados al estudio de la Tierra están orientados usualmente hacia la Tierra , no sólo sus cámaras / dispositivos CCD y puede ser que pierdan esta actitud siendo necesaria una maniobra de control para recuperarla. Se pueden presentar problemas de navegación por satélite y se pueden presentar problemas de navegación por radio LF, radio HF puede ser intermitente, las auroras pueden típicamente ser visibles a latitudes geomagnéticas tan al sur como los 50 grados (Illinois, Oregon). En la categoría G4 (severa, Kp>=8) de tormentas magnéticas, se pueden extender los problemas de control de voltaje (ya no asociados a puntos en áreas reducidas, sino a áreas amplias) y se presentan errores en los mecanismos de protección / seguridad en los sistemas de potencia, se pueden presentar concentraciones de carga en la superficie de los satélites, se pueden presentar problemas en el rastreo de ellos, y puede ser que se requieran maniobras de control de actitud, la radiopropagación en HF puede volverse esporádica, la navegación por satélite puede degradarse por períodos de
  • horas, la navegación por radio LF puede interrumpirse, las auroras pueden ser vistas en latitudes geomagnéticas tan al sur como los 45 grados (California). En la categoría G5 (extrema, K=9) de tormentas magnéticas, se presentan problemas extensos de control de voltaje y de los sistemas de protección, los transformadores pueden resultar dañados, se pueden presentar problemas extensos de concentraciones de carga superficial en los satélites artificiales, se pueden presentar problemas en el rastreo de ellos, y en la comunicación tanto de subida como de bajada (uplink, downlink), las auroras pueden ser vistas en latitudes geomagnéticas tan al sur como los 40 grados (parte de Texas). La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas en las distintas categorías (o niveles) se reporta contando el número de veces en que se alcanzó el valor inferior del índice geomagnético Kp dentro de la categoría, por ejemplo, la frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas de la categoría o nivel G3 con valores de índice Kp 7, 7-, 8+, corresponde al número de tormentas magnéticas observadas que alcanzaron el valor 7 del índice Kp en el intervalo de tiempo de su duración. La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas G1 (menores) es de 1700 por ciclo solar, o 900 días en los que se pueden presentar tormentas magnéticas de esta categoría por ciclo solar (se puede rebasar el valor K=5 más de una vez por día). La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas G2 (moderadas) es de 600 por ciclo solar, o de 360 días por ciclo solar. La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas de categoría G3 (fuertes) es de 200 por ciclo solar, o de 130 días por ciclo solar. La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas G4 (severas) es de 100 por ciclo solar, o de 60 días por ciclo solar. La frecuencia de ocurrencia de tormentas magnéticas G5 (extremas) es de 4 por ciclo solar, o de 4 días por ciclo solar.
  • Consultar http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/index.html Capítulo IV: La propagación de las ondas de radio y la ionosfera. 1. Propagación de ondas de radio. La radiopropagación ocurre porque las ondas de radio son refractadas (esto es, su dirección de propagación es desviada lo suficiente como para que las ondas sean reflejadas de regreso a la superficie de la Tierra ) por las capas de la ionosfera, y ya vimos que la ionización de estas capas cambia conforme transcurre tiempo. Consultar Propagation http://www.arrl.org/tis/info/propagation.html , sitio web de la ARRL. 1.1 Propagación de ondas de radio de frecuencias HF. Las ondas de radio HF son reflejadas, típicamente, cerca del pico de la capa F2, aproximadamente a los 300 kms asnm. El pico de la capa queda determinado por la densidad máxima de electrones en la capa. Sin embargo, para ser reflejada, una onda de radio HF debe alcanzar la altura del pico de la capa F2, y puede ser atenuada antes de llegar a esta altura por absorción a alturas más bajas de la misma ionosfera. Esta absorción ocurre mayormente en la capa D de la ionosfera que comprende como se dijo, aproximadamente de los 50 a los 90 kms asnm, pero puede ocurrir también en la capa E. Las siguientes son características de propagación en las bandas mencionadas: Banda metros características
  • 160 Banda nocturna. Propagación normal hasta 2 mil kilómetros de distancia. 80 Banda nocturna. Propagación normal hasta 8 mil kilómetros. 40 Banda diurna y nocturna. Diurna máximo mil kilómetros. Nocturna todo el planeta. 20 Banda diurna y nocturna. Máximas distancias de acuerdo con la propagación. 15 Banda diurna. Máximas distancias de acuerdo con la propagación. 10 Banda diurna. Las distancias van de acuerdo a la época del año y sobre todo cuando estamos llegando al mínimo solar, se "cierra" la banda con el mundo, quedando solo estaciones que se escuchan de Argentina. En FMRE Federación Mexicana de Radio Experimentadores (México), los reportes de las estaciones de radio acerca de la propagación tienen dos aspectos: claridad o legibilidad, e intensidad. Y se utilizan las letras R para la primera y S para la segunda. Los niveles fueron diseñados por José Levy Vázquez XE1J. R con valores del 1 al 5: R5= Muy clara R4= Clara con defectos por motivos del equipo o de interferencia. R4= Poco clara R3= Se entiende poco en momentos y luego nada R2= Si se conoce la voz del operador se sabe que es él, pero no se entiende R1= Es totalmente ilegible por condiciones. O por Distorción, modulación plana, etc. S con valores del 1 al 9: S9= Una señal muy potente S8= Una señal fuerte
  • S7= Una señal entendible 100 por ciento. S6= Una señal que a veces se pierde una palabra S5= Señal que se pierden 2 o 3 palabras. S4= Señal baja pero comprensible S3= Señal muy baja. S2= Señal muy baja no se escucha S1= Menos que murmullo Por ejemplo, “el reporte en condiciones normales de propagación es de RS 59” . O simplemente decimos “ 59” . Una señal de larga distancia -DX- que se puede tomar como aceptable es un RS 44, 34, 43 y hasta 33. 1.2 Propagación de ondas de radio de frecuencias que no son HF. Una SID (sudden ionospheric disturbance, en inglés) es una anomalía en propagación de ondas de radio debida a cambios en la ionosfera inducidos por llamaradas solares, tormentas magnéticas y eventos de protones. Una SID puede durar de minutos a horas. Por ejemplo, si una SID es causada por una tormenta magnética, dependerá de la magnitud de la tormenta y de su duración. Una SID puede afectar propagación de ondas de radio con frecuencias menores que las frecuencias HF. Como se mencionó en otra sección, la ionosfera usualmente permite el paso de las frecuencias VHF y mayores. Una llamarada solar puede ocasionar ruido de radio que interfiera con las señales en esas frecuencias. 2. Frecuencias máximas y mínimas utilizables, atenuación de ondas de radio. Hay una frecuencia máxima utilizable (maximum usable frequency, en inglés) en cada momento que puede ser reflejada por la ionosfera, se denota MUF, y
  • cambia conforme transcurre tiempo, en este sentido se habla de frecuencias máximas utilizables que la ionosfera puede soportar (support en inglés). Hay una frecuencia mínima utilizable (lowest usable frequency, en inglés), en cada momento, que puede ser reflejada por la ionosfera, se denota LUF, y también cambia conforme transcurre el tiempo, y se habla de frecuencias mínimas utilizables que la ionosfera puede soportar. La densidad máxima de electrones por centímetro cúbico en la capa F de la ionosfera es denotada Nmax y ocurre a la altura denotada por Hmax. Estos números Nmax y Hmax cambian conforme transcurre tiempo, y dependen de la hora del día y del ciclo solar, dependen también de la radiación en rayos X, duros y blandos, que está asociada a la ocurrencia de tormentas magnéticas. Las frecuencias MUF dependen de la densidad máxima de electrones Nmax en la capa F de la ionosfera y del ángulo de incidencia de la onda de radio en la ionosfera. Las frecuencias LUF dependen de (son controladas por) la absorción en las capas D y E de la ionosfera y dependen de la radiación que recibimos de rayos X mayormente emitida por las llamaradas solares (la radiación de rayos X duros ioniza la capa D y la radiación de rayos X blandos ioniza la capa E). A mayor radiación de rayos X en las capas D y E, mayor será LUF. En el ámbito de la radioafición y radioexperimentación, a medida que LUF se incrementa se reporta QSB, en el código Q. Si la frecuencia LUF es menor que la frecuencia MUF, se abre una ventana para propagación (se puede utilizar el rango de frecuencias entre LUF y MUF para comunicaciones), mientras que si la frecuencia MUF es menor que la frecuencia LUF, se dice que la ventana se cierra, y se dice que ocurre una SWF o desvanecimiento / pérdida de las señales en todas las frecuencias de Onda Corta. Puede ocurrir que la ventana se cierre, ya que las frecuencias LUF y MUF dependen de lo que ocurre en capas diferentes, como acabamos de decir, por un lado en las capas D y E, y por otro en la capa F. Resumiendo, cuando ocurre una SWF no hay ondas de frecuencia HF que puedan propagarse, mientras que cuando no hay una SWF todas las frecuencias entre LUF y MUF son utilizables (aún cuando se reporte QSB en alguna frecuencia HF menor que LUF).
  • Una de las causas de ocurrencia de una SWF es la ocurrencia de una llamarada solar, en la cual las transmisiones de radio de onda corta, VLF, hasta las HF, pueden ser absorbidas por un período de minutos a horas. Puede ocurrir que las partículas cargadas que ionizan las capas de la ionosfera escapen hacia la cola magnética de la magnetosfera. Esto es, disminuye la densidad de electrones Nmax de la capa F. En este caso, las frecuencias máximas utilizables MUF disminuyen, y hay frecuencias HF que no pueden volver a ser utilizadas hasta que la capa F recupera su nivel normal de ionización (la radiación EUV del Sol regresará la capa F a su nivel de ionización usual, lo que puede ser constatado por el incremento de flujo solar F10.7 cm medido). En latitudes geomagnéticas medias, durante el transcurso de un día, MUF puede variar entre los 12 y los 36 MHz, la densidad Nmax de la capa F puede variar entre 10,000 (10e5) y 1,000,000 (10e6) electrones por centímetro cúbico. Puede consultarse una pequeña tabla en el sitio web de SEC-NOAA, en The Ionosphere, http://www.sec.noaa.gov/info/Iono.pdf . 3. Frecuencias fMin, foEs, foF2, y contenido total de electrones TEC. Se utiliza la notación fMIN para la frecuencia más baja de ondas de radio que puede ser reflejada por la ionosfera. La creación de capas E esporádicas es un fenómeno que ocurre en la capa E de la ionosfera que afecta la propagación de ondas de radio HF. Puede ocurrir durante el día o durante la noche, y varía de modo muy marcado con la latitud. Se usa la notación foEs para la frecuencia máxima de ondas de radio (modo ordinario) que tiene la capacidad de ser reflejada por las capas esporádicas E de la ionosfera. Se usa la notación foF2 para la frecuencia máxima de ondas de radio (modo ordinario) que tiene la capacidad de ser reflejada por la capa F2 de la ionosfera.
  • Otro concepto importante es el de TEC, que es el contenido total de electrones (total electron content, en inglés). Esta cantidad es de interés en los sistemas de navegación GPS. Una señal GPS emitida por un satélite de navegación sufre un retraso al propagarse en la ionosfera, que puede ser calculado por medio del valor de TEC. Los receptores GPS deben corregir por este retraso, para que puedan determinar posiciones con exactitud. 4. Propagación y manchas solares. La mayor parte de las perturbaciones en la propagación proviene de la radiación emitida por las eyecciones de masa coronal EMC y por las llamaradas solares, aunque en ocasiones son otros eventos en el Sol los que afectan la propagación, como los huecos coronales y los destellos solares. Si analizamos la radiación EUV emitida por las manchas solares, cerca de o en un máximo solar, la radiación EUV es mayor, conducente a una mayor ionización de la capa F de la ionosfera, permitiendo esto que la ionosfera refracte frecuencias HF de 15, 12, 10 y aún frecuencias VHF como 6 m , de regreso a la Tierra , permitiendo buenos contactos DX (consultar The Sun, the Earth, the Ionosphere: What the Numbers Mean, and Propagation Predictions-- a brief introduction to propagation and the major factors affecting it, de C. Luetzelschwab, K9LA, en el sitio web de la ARRL http://www.arrl.org/tis/info/k9la-prop.html ). Cerca de o en un mínimo solar, las manchas solares emiten menor cantidad de radiación ultravioleta, conducente a una menor ionización de la ionosfera, permitiendo que las frecuencias altas viajen al espacio, pero permitiendo mejor propagación usando longitudes de onda más bajas tales como 160 m y 80 m . M 3000 es la onda óptima de radio de HF con un alcance de 3000 km , que se refleja sólo una vez de la ionosfera. 5. Propagación y llamaradas solares.
  • En cuanto al efecto de las llamaradas solares sobre la radiopropagación, la radiación en las longitudes de rayos X, puede causar la absorción de ondas de radio entre los 2 y los 30 Mhz. En cuanto al efecto de las llamaradas solares sobre frecuencias VHF entre los 30 y los 100 Mhz, pueden ocurrir inesperadas reflexiones de las ondas observadas como interferencia de radio. En general, la radiación que nos llega de las llamaradas solares puede interferir con las ondas de radio en todas las latitudes (consultar Radio Wave Propagation, http://www.sec.noaa.gov/info/Radio.pdf ). 6. Propagación y tormentas magnéticas. Usualmente un valor menor o igual que 15 para el índice Ap (utilizado por NGDC) es indicativo de buena propagación, esto es, todavía hay buena propagación bajo condiciones de actividad magnética inestable, y un valor menor o igual que 3 para el índice Kp (utilizado en las nuevas escalas de SEC) es indicativo de buena propagación. 7. Propagación y eventos de protones. Una PCA (polar cap absorption en inglés) es una condición anómala en la ionosfera polar en la que hay absorción de ondas de radio HF y VHF, pero las ondas de radio VLF y LF son reflejadas a alturas más bajas que las normales. Se supone que las ondas HF y VHF son absorbidas debido al flujo existente de protones a energías mayores que los 10 MeV. Estos protones energéticos pueden ser emitidos por una llamarada solar. Así, los eventos de protones y las PCA son temporalmente simultáneos. Se ha observado que las perturbaciones a las trayectorias transpolares de radio pueden continuar por días, inclusive semanas, dependiendo de la categoría de llamarada solar y de cómo estén conectados magnéticamente el viento solar impulsado por la llamarada solar y la Tierra. 8. Más sobre propagación, actividad geomagnética y radiación solar.
  • Una gran tormenta geomagnética en marzo 13 de 1989 originó corrientes al nivel de la Tierra que causaron una falla en el sistema de energía eléctrica Hydro-Quebec, privando de electricidad a seis millones de personas en Canadá y los Estados Unidos por más de nueve horas. En marzo de 1989 cuatro satélites de navegación de la Fuerza Naval fueron sacados de operación por casi una semana. Esta tormenta magnética causó la expansión de la atmósfera causando decaimiento orbital del satélite artificial LDEF antes de lo esperado (consultar Introducción al Clima Espacial http://www.sec.noaa.gov/primer/primer_in_spanish.html , NOAA). 9. Escala de SEC-NOAA de bloqueos de radio HF causados por radiación de rayos X medida por los satélites GOES. Las cinco categorías de bloqueos de radio son, R1 con palabra descriptora menor, R2 con palabra descriptora moderada, R3 con palabra descriptora fuerte, R4 con palabra descriptora severa, R5 con palabra descriptora extrema. El contenido de esta subsección sigue casi literalmente a los contenidos del sitio web http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/ en la forma de la mejor traducción posible al español. La medida física utilizada para clasificar un bloqueo de radio en una de las cinco categorías es el flujo de la radiación en rayos X duros con longitudes de onda entre los 1 y 8 angstroms, sensada por los satélites GOES, y se tiene, para la categoría R1 (menor) luminosidad máxima de clase M1(flujos entre 10e-5 y 5x10e-5 watts/m^2), para la categoría R2 (moderada) luminosidad máxima de clase M5 (flujos entre 5x10e-5 y 10e-4 watts/m^2), para la categoría R3 (fuerte) luminosidad máxima de clase X1 (flujos entre 10e-4 y 10e-3 watts/m^2), para la categoría R4 (severa) luminosidad máxima de clase X10 (flujos entre 10e-3 y 2x10e-3 watts/m^2), y para la última categoría R5 (extrema) luminosidad máxima de clase X20 (flujos iguales o mayores a 2x10e-3 watts/m^2). En cuanto a la frecuencia de ocurrencia de bloqueos de radio de categorías R1 a R5 en un ciclo solar se pueden esperar, 2000 bloqueos de radio HF de categoría R1 o 950 días en 11 años en los que habrá estos bloqueos; se esperan 350 bloqueos de radio HF de categoría R2 (distribuídos) en 300 días por ciclo solar (de once años), se esperan 175 bloqueos de radio HF distribuidos en 140 días por ciclo solar; se esperan 8 bloqueos de radio HF de categoría R4 en 8 días por ciclo solar; y se espera menos de un bloqueo de radio HF de categoría R5 por ciclo solar, esto es, habrá ciclos solares con un
  • bloqueo de categoría R5 y habrá ciclos solares sin bloqueo de radio de esta categoría, aun cuando esta forma de expresarlo es menos precisa que la anterior. Para un bloqueo de radio R1, los efectos son degradación débil (menor) de comunicación de ondas de radio HF en el lado iluminado de la Tierra de cara al Sol, y pérdida de contacto ocasional. Para un bloqueo de radio R2, los efectos en la comunicación de ondas de radio HF son bloqueos limitados en el lado iluminado de la Tierra , de cara al Sol, de duración de decenas de minutos. Para un bloqueo de radio R3 se esperan bloqueos en comunicación por radio HF en áreas amplias, y pérdida de contacto por un período aproximado de una hora en el lado de la Tierra iluminado por el Sol. Para un bloqueo de radio R4 se esperan bloqueos de comunicación en radio HF en el lado iluminado de la Tierra , por un período de una a dos horas. Para un bloqueo de radio R5 se esperan bloqueos completos en todas las frecuencias de HF en el lado iluminado de la Tierra , por períodos de horas. Pérdida de contacto por este intervalo de tiempo. No hay contacto de radio HF con marineros y pilotos aviadores. La comunicación por ondas de otras frecuencias puede también verse afectada. Consultar http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/index.html 10. Las nuevas escalas en Clima Espacial distribuidas por SEC-NOAA. Ya hemos hablado de las nuevas escalas de SEC-NOAA en secciones anteriores, pero hacemos un pequeño resumen aquí de estas escalas, abundando un poco en lo dicho. Las escalas aplican a las tormentas geomagnéticas, a las tormentas de radiación solar y a los bloqueos de radio.
  • Estas escalas clasifican eventos del Clima Espacial, del mismo modo que la escala de Richter clasifica sismos. El continuo de posibilidades ha sido separado en cinco categorías o niveles, y cada una de ellas es un descriptor de una palabra y un número. Las cinco palabras descriptoras son menor, moderado, fuerte, severo y extremo (minor, moderate, strong, severe y extreme, respectivamente, en inglés), para cada una de las actividades (geomagnética, solar, y bloqueos de radio). El número 1 corresponde a la categoría o nivel menor, el número 2 a la categoría moderada, el número 3 a la categoría fuerte, el número 4 a la categoría severa, y el número 5 a la categoría extrema. Las categorías son S1, S2, S3, S4, S5 para actividad solar (tormentas de radiación solar), son G1, G2, G3, G4, G5 para actividad geomagnética (tormentas geomagnéticas), y R1, R2, R3, R4, R5 para bloqueos de radio. En cada actividad (geomagnética, solar y bloqueos de radio)las categorías de la escala correspondiente son acompañadas de una explicación de los posibles efectos, de la medida física que determina la categoría, y de una evaluación climatológica que nos explica la frecuencia de ocurrencia de eventos de cada magnitud en cada ciclo solar. La frecuencia promedio de ocurrencia ha sido tomada de las bases de datos Solar-Terrestres de NGDC-NOAA, que cubren los últimos ciclos solares. Los efectos de categoría cinco en cada escala han sido extrapolados de las escasas raras ocurrencias de fenómenos clasificados dentro de esa categoría. Con respecto a las tormentas geomagnéticas, las categorías consisten en intervalos de la misma longitud de valores del índice geomagnético Kp: valores 5,6,7,8,9 para tomentas menores G1, moderadas G2, fuertes G3, severas G4 y extremas G5, respectivamente. Con respecto a las tormentas de radiación solar, las categorías inician con flujos mayores a 10MeV, y la categoría se incrementa cuando el flujo incrementa en un factor 10, esto es, desde la categoría menor (S1, 10e1 MeV) llegando hasta la categoría extrema (S5, 10e5 MeV). Las categorías de los bloqueos de radio se basan en niveles de luminosidad (o resplandor, y son niveles cuantitativos de uso histórico) de los rayos X emitidos por las llamaradas solares y no son intervalos regulares como en el caso de las categorías de las tormentas geomagnéticas, y son M1, M5, X1, X10, X20.
  • Las nuevas escalas de SEC-NOAA son utilizadas en los reportes Space Weather Alerts, Space Weather Now, Space Weather Advisories, WWV Geophysical Alert Message. Today's Space Weather es un servicio de SEC- NOAA con contenidos más técnicos. La estación de Onda Corta WWV transmite en las siguientes frecuencias: 2.5, 5.0, 10.0, 15.00 y 20.0 Megahertz. Consultar New Scales Help Public, Technicians Understand Space Weather, http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/EosNewScales.html , y NOAA Space Weather Scales, http://www.sec.noaa.gov/NOAAscales/index.html , SEC- NOAA. Capítulo V: Los productos disponibles sobre el Clima Espacial dirigidos a la comunidad de operadores de radio HF. A partir de la información recabada en los observatorios geomagnéticos (por ejemplo,el magnetómetro de SEC-NOAA, al norte de Boulder, Co.), en los radiotelescopios (por ejemplo, Penticton) o por los sensores dedicados a ello a bordo de los satélites artificiales de la Tierra (por ejemplo, ACE, GOES 10, GOES 12), se hace un procesamiento en los centros con esta capacidad, por ejemplo en los centros de ISES, siendo SEC uno de ellos. Hemos dicho que ISES es un servicio internacional sostenido por los recursos humanos, económicos, científicos y tecnológicos de países y asociaciones internacionales. La información recabada o sensada son llamados datos y los resultados del procesamiento de los datos son llamados productos, que son puestos por ejemplo en la forma de boletines y alertas del clima espacial, accesibles por medio de sitios web en Internet y de listas de correo electrónico a las que se puede suscribir. Mencionaremos algunos de los productos sobre Clima Espacial, relacionados con la propagación de ondas de radio HF. Uno de los productos de SEC está relacionado con el impacto en las comunicaciones de radio HF debido al flujo recibido en rayos X duros medido a bordo de los satélites GOES, se llama D-Region Absorption Prediction y es
  • accesible en http://sec.noaa.gov/rt_plots/dregion.html . La documentación está en D Region Absorption Documentation http://www.sec.noaa.gov/rt_plots/dregionDoc.html . El producto consta de cuatro componentes, que son, un mapa global de frecuencias (la versión en texto consiste de datos tabulados para intervalos de 5 grados en latitud y 15 grados en longitud de la frecuencia HAF), un gráfico de barras de la atenuación (dB), mensajes de status, y por último, un estimado de tiempo de recuperación. Como parte de este producto, el flujo en rayos X duros, medido minuto por minuto, es accesible en http://sec.noaa.gov/rt_plots/xray_1m.html . Mencionaremos parte de los contenidos de SEC sobre las dos primeras componentes de este producto. La frecuencia HAF (del inglés Highest Affected Frequency) en este producto está dada en Mhz, definida como la frecuencia que pierde un decibel durante propagación vertical, desde tierra a la ionosfera y de regreso a tierra. Las frecuencias de radio menores que HAF sufren atenuaciones mayores. Por ejemplo, el día 5 de julio de 2005, a las 01 hrs 44 min UTC, el flujo en rayos X duros medido en el satélite GOES es B5.3 (esto es, 5.3 x 10e-7 watts/m^2), y la frecuencia HAF es igual 0.6 Mhz en latitud 20 grados y longitud -120 grados. La frecuencia HAF es calculada por medio de una fórmula empírica que relaciona los siguientes flujos en rayos X duros y las siguientes frecuencias: M1.0 y 15 Mhz, M5.0 y 20 Mhz, X1.0 y 25 Mhz, X5.0 y 30 Mhz. Recordando, M1.0 corresponde a bloqueos de radio R1, M5.0 corresponde a bloqueo de radio R2, X1.0 y X5.0 a bloqueos de radio R3 (de acuerdo a la nueva escala de bloqueos de radio de SEC-NOAA). La fórmula empírica es HAF (MHz) = 10*log[flux (W m-2)] + 65 para el punto subsolar. Se obtienen valores menores para HAF para otros puntos, basados en la dependencia del ángulo medido en esos puntos, del Sol al zenith (recordemos cómo se forma la ionización en la capa D). El segundo componente del producto D-Region Absorption Prediction es un gráfico de atenuación (gráfico de barras). La absorción en la frecuencia f en unidades de decibeles se calcula como el cuadrado de la frecuencia HAF dividido entre el cuadrado de la frecuencia para la cual se quiere calcular la atenuación, esto es: absorción en la frecuencia f en decibeles = HAF² / f²
  • Note que la absorción puede ser calculada también como HAF/f elevando después el cociente al cuadrado. Si f es una frecuencia menor que HAF, el cociente es mayor que 1 y por lo tanto la absorción es mayor que 1 decibel, mientras que si la frecuencia f es mayor que HAF el cociente es menor que uno y por lo tanto la absorción es menor que un decibel. Esto es, las frecuencias que son primeramente atenuadas son las cercanas a los 3 Mhz, y las no afectadas o menos afectadas son las cercanas a los 30 Mhz. El gráfico de barras (segunda componente del producto) muestra la atenuación de varias frecuencias en el punto subsolar. Pero si se quiere calcular la atenuación de otra frecuencia que no sea HAF en un punto que no sea el subsolar, se puede usar la ecuación mencionada, pero sustituyendo no la HAF subsolar, sino la HAF local con valores tabulados por latitud y longitud en el archivo de texto que acompaña al mapa global de frecuencias HAF. Consultar las ecuaciones para la atenuación de frecuencias en el libro Ionospheric Radio, de K. Davies, editorial Peter Peregrinus Ltd., London, publicado en1990. En cuanto a la atenuación en propagación oblicua puede ser calculada a partir de la atenuación vertical, multiplicándola por 1/sen(angulo de elevación de la trayectoria de propagación) Este producto, recordemos, calcula la atenuación en la propagación debida a los rayos X en la capa D, la onda de radio HF puede ser atenuada un poco más en la parte de la ionosfera entre la capa D y la altura a la que se refleja la onda. Con respecto a la cuarta componente, la estimación de un tiempo de recuperación de las condiciones, en la escala R de bloqueos de radio de SEC se menciona por ejemplo, para un bloqueo de radio R1, que los efectos pueden durar unos pocos minutos, el producto D-Region Absorption Prediction asocia con el nivel M1.0 (que define el inicio de un bloqueo R1) un tiempo de recuperación de 25 min, para bloqueos R2 en los que se rebasa un flujo M2.0 el producto establece un tiempo de recuperación de al menos 40 min, Para bloqueos R3, flujos entre X1.0 y X10.0, se tienen dos tiempos de recuperación en este producto, para eventos con flujos entre X1.0 y X5.0 se estima un tiempo de recuperación de al menos una hora, pra eventos con flujos entre X5.0 y X10.0 se estima un tiempo de recuperación de dos horas. Las fórmulas empíricas en las que se basan estos estimados pueden consultarse en la documentación del producto o en el libro ya mencionado Ionospheric Radio de Davies.
  • Otra referencia mencionada en la documentación del producto que puede ser consultada es: Stonehocker, G.H., Advanced Telecommunication Forecasting Technique, in Ionospheric Forecasting, AGARD CONF. Proc. No. 49, Advisory Group for Aerospace Research and Development, NATO; Agy, V. (Ed), p27-1, 1970. Hay boletines sobre clima espacial y propagación emitidos por ejemplo, por la ARRL y la FMRE , o por radioexperimentadores miembros de estas asociaciones. Por ejemplo, el boletín de Héctor Espinosa XE1BEF de FMRE incluye una sección sobre propagación y es accesible desde http://www.geocities.com/xe1bef/DXbulletin-e.htm , y el de Tad Cook K7RA de ARRL puede consultarse en http://www.arrl.org/w1aw/prop/ Capítulo VI: Propagación y satélites artificiales de la Tierra. 1.Propagación y satélites artificiales de la Tierra. Como resultado de la ionización causada por el viento solar que penetra a la atmósfera, la atmósfera superior se expande, y por lo tanto ejerce un mayor arrastre atmosférico sobre un satélite artificial, acelerando su decaimiento orbital, un ejemplo lo tenemos en la reentrada a la atmósfera del laboratorio espacial norteamericano Skylab. Los componentes electrónicos de un satélite pueden resultar dañados por esta radiación en la ionosfera. El satélite del cual tenemos una medición de NOAA de la velocidad del viento solar es el satélite artificial ACE (Advanced Composition Explorer). 21 horas de cada 24 este satélite envía sus mediciones vía telemetría a las estaciones terrenas de NOAA. Las tres horas restantes la telemetría es recibida en las estaciones terrenas de DSN de NASA, y NOAA recibe una copia de esta telemetría en ese tiempo. La órbita que ocupa el satélite ACE lo habilita para que se reciba una alerta con una hora de anticipación acerca de la actividad geomagnética. El satélite ACE lleva a bordo cuatro instrumentos para hacer mediciones del viento solar.
  • Los satélites de los cuales tenemos mediciones del flujo en longitudes de onda entre 1 y 8 angstroms de los rayos X duros son los satélites GOES 10 y GOES 12. Las mediciones de los satélites GOES 10 y GOES 12 del flujo en rayos X duros, minuto por minuto, pueden consultarse en el sitio web de SEC http://www.sec.noaa.gov/rt_plots/xray_1m.html . Acrónimos (en construcción) ARRL American Radio Relay League ELF extremely low frequencies EUV extreme ultraviolet EMC eyecciones de masa coronal FAGS Federation of Astronomical and Geophysical Data Analysis Services GFZ GeoForschungsZentrum, Potsdam, Alemania GPS Global Positioning System GSFC Centro Goddard de Vuelos Espaciales HF high frequencies IAU International Astronomical Union ICSU International Council of Scientific Unions IGC International Geophysical Calendar ISES International Space Environment Service antes IUWDS International URSIgram and World Days Service IUGG International Union of Geodesy and Geophysics LF low frequencies MF medium frequencies MUF maximum usable frequencies NGDC National Geophysical Data Center, NOAA, US NOAA National Oceanic and Air Administration, US PCA polar cap absorption RWC Regional Warning Center SEC Space Environment Center, NOAA, Boulder, Colorado. SID sudden ionospheric disturbance SIDC Sunspot Index Data Center, Bruselas, Bélgica SSN número suavizado de manchas solares SWO Space Weather Operations, SEC UHF ultra high frequencies URSI Union Radio-Scientifique Internationale VHF very high frequencies VLF very low frequencies WWA World Warning Agency