radio

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
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
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.

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.

La norma del vector de fuerza magnética es la intensidad total F.

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.
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,

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,

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 Kp: 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 Kp
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).

radio

Recommandé

Recommandé

Contenu connexe

Tendances

Tendances (20)

Similaire à radio

Similaire à radio (20)

Plus de Luis Gonzales

Plus de Luis Gonzales (20)

radio