Propagacion

Aviso de Apagón en HF
Aviso Geomagnético
Alerta GEOSTAT
Alerta Geomagnética
Alerta de Aurora
Absorción Polar
Alertas N3KL

N/A Rayos X Solares
N/A Campo Geomagnético
 

 

Propagation Forecast from World

Estado de la Ionosfera

 

Grado de Ionización – Mapas de TEC

El Contenido Total de Electrones (TEC, Total Electron Content) da una idea del grado de ionización en la ionosfera. Su unidad de medida es el TECU (1 TECU = 10E+16 electrones por metro cuadrado). Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen: fotoionización, absorción, etc.

Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización).

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

 Evolución del contenido total de electrones (TEC) sobre Europa durante el último día – Actualizado cada 24 horas. Fuente: Deutsches Zentrum fuer Luft (DZL)

 Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2) será mayor cuanto mayor sea el TEC. Por tanto, estos mapas nos dan una idea de las horas del día en las que la foF2 es mayor o menor. Los mapas de DZL se derivan a partir de mediciones sobre la portadora L1 del GPS.


MUF y foF2 en tiempo real

Mediciones de la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2), utilizada en comunicaciones NVIS. Variación de la foF2 por actividad geomagnética. Cálculos de la máxima frecuencia utilizable (MUF) en un trayecto.

 

Ionogramas – Últimos datos

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

 Último ionograma de la estación de Roquetes (Tarragona) – Actualizado cada 15 minutos. Fuente: Observatorio del Ebro.

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


Variación de la foF2 por actividad geomagnética

Cuando la actividad geomagnética aumenta, como consecuencia de una tormenta solar provocada por una llamarada o una eyección de masa coronal, la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 de la ionosfera sufre importantes variaciones que pueden afectar al establecimiento de enlaces radio tanto NVIS como de larga distancia. Una tormenta solar puede provocar que el grado de ionización de la capa F de la ionosfera aumente (provocando que la foF2 y la MUF sean más altas) o disminuya (provocando que la foF2 y la MUF sean más bajas). La siguiente gráfica, ofrecida por el SWPC de la NASA, muestra el factor de escala a aplicar al valor medio de la foF2 en tiempo real. Esta gráfica le dará una idea de la influencia de una tormenta solar sobre la foF2 y la MUF, mostrando tendencias al alza o a la baja. Para obtener el valor exacto de la foF2 en tiempo real, utilice los ionogramas disponibles en este mismo panel.

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 Modelo de corrección empírica temporal de la ionosfera. Fuente: NASA Space Weather Prediction Center.


Clima Espacial

Parámetros del viento solar, rayos X solares, monitor de partículas cargadas, monitor de actividad solar, imágenes del Sol y número de manchas solares.

Viento Solar

El viento solar está compuesto de partículas con carga eléctrica que se originan en las erupciones solares y que viajan a gran velocidad hacia la Tierra. Aunque la magnetosfera terrestre hace de escudo protector, si las erupciones son muy intensas parte del viento acaba impactando en la ionosfera, afectando a las radiocomunicaciones satelitales y en HF.

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

 

 Últimos datos de viento solar. Fuente: NOAA/SEC

 Medición en las últimas 6 horas de los siguientes parámetros del viento solar: Temperatura (Temp, ºK), Velocidad (Speed, kn/s), Densidad de protones (Density, /cm3), Ángulo de incidencia de la componente Bz (Phi, grados) y Campo magnético interplanetario (Bt, Bz). Más información aquí.

 

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 Datos acumulados de viento solar en los últimos 2 días. Fuente: Universidad de Maryland – Satélite SOHO


Flujo de Rayos X Solares

La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de esta radiación es ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos ultravioleta (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones. La siguiente gráfica muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por los satélites GOES de la NASA.

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 Flujo actual de Rayos X procedentes del Sol – Actualizado cada 5 minutos. Fuente: NOAA/SEC – Satélite GOES

 Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) en la banda de Rayos X, medida por los satélites GOES10 y GOES11. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una erupción solar en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una erupción solar pequeña, el nivel M a una erupción mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes.


Monitor de partículas cargadas

Otra forma de medir el grado de incidencia del viento solar en la Tierra es a través de la contabilización del número de partículas energéticas cargadas eléctricamente (protones y electrones) que lo componen.

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 Datos acumulados del monitor de partículas energéticas en los 2 últimos días. Fuente: Universidad de Maryland – SOHO

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

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

 Se muestran las densidades medidas de protones y electrones para cada rango energético comprendido entre 35 y 1900 MeV. Los valores aumentan en situaciones de tormentas solares. ACE RTWS EPAM = Advanced Composition Explorer Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons.


Imágenes del Sol

 Imágenes del Sol tomadas con el telescopio de ultravioleta extremo (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope) de la sonda SOHO, en distintas longitudes de onda.

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 Imagen actual del Sol en 17.1 nm (SOHO/NASA)

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 Imagen actual del Sol en 19.5 nm (SOHO/NASA)

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 Imagen actual del Sol en 28.4 nm (SOHO/NASA)

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 Imagen actual del Sol en 30.4 nm (SOHO/NASA)

 

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

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

 


Manchas solares

Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radía aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la ionosfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando el establecimiento de radioenlaces por reflexión ionosférica en las bandas más altas de la HF.

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

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

 

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

 Las gráficas muestran la evolución del número de manchas solares en los últimos años. Puede apreciarse que dicho número sigue ciclos con una duración estimada de 11 años. En los picos del ciclo hay mayor número de manchas solares y mejoran las condiciones de propagación. Dado que algunas manchas solares pueden aparecer agrupadas, en el cómputo total se utiliza el “número de Wolf”, que considera tanto a los grupos como a las manchas aisladas. Actualmente, nos encontramos en el ciclo número 24.


Estado de la Magnetosfera

Información en tiempo real sobre el estado del campo magnético interplanetario (IMF) y del campo geomagnético o campo magnético terrestre.

Campo Magnético Interplanetario (IMF)

El Campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo magnético, que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el campo magnético del Sol incide hacia el sur de la Tierra, cancela en parte al campo magnético terrestre, favoreciendo la llegada del viento solar a la ionosfera (tormenta solar).

No hay datosIMF total Bt – Actualizado cada 2 minutos. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch No hay datosIMF en eje ‘z’ Bz – Actualizado cada 2 minutos. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica. Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá dar origen a tormentas solares, Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje ‘z’ (Bz).


Perturbación del campo geomagnético (Kp)

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

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

 Los valores del índice planetario Kp se interpretan de la siguiente forma: 

Kp=0: Campo geomagnético inactivo Kp=5: Tormenta solar menor
Kp=1: Campo geomagnético muy tranquilo Kp=6: Tormenta solar mayor
Kp=2: Campo geomagnético tranquilo Kp=7: Tormenta solar severa
Kp=3: Campo geomagnético intranquilo Kp=8: Tormenta solar muy severa
Kp=4: Campo geomagnético activo Kp=9: Tormenta solar extremadamente severa

Actividad auroral

Información relativa a las auroras boreales y sus efectos en las radiocomunicaciones en HF: aurora oval y predicciones de aparición.

Aurora oval

Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.

 Aurora oval en el Polo Norte. Fuente: NOAA/POES

 Aurora oval en el Polo Norte – Actualizada cada 5 minutos si el nivel de actividad es significativo. Fuente:Canadian Space Science Data Portal – Red de magnetómetros CARISMA

 


Predicciones de aurora

Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.

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 Estimación de actividad auroral visible – Actualizado cada 1 hora. Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 Última predicción de aurora boreal. Fuente: Geophysical Institute, UAF

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


Línea gris

Información sobre el trazado actual de la línea gris, actualizado en tiempo real.

Trazado actual de la línea gris

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

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