INFLUENCIA DEL SOL SOBRE LA
IONOSFERA
Si se quiere tener una buena estimación del estado de la
ionosfera y de la propagación de señales de radio, siempre se debe observar el
comportamiento del sol, sus niveles de radiación electromagnética (rayos X, UV,
etc.), la emisión de partículas (protones, CME, Viento solar, CH), así como
también, el estado del campo magnético terrestre (campo magnético).
Hoy en día existen los medios y agencias que de manera gratuita suministran estas informaciones basándose en sensores satelitales que nos permiten tener en tiempo real las mediciones de estos fenómenos.
Constitución y propiedades de la ionosfera
El sol es una fuente de radiación electromagnética, esta
radiación abarca longitudes de onda que van desde las ondas de radio, la luz
infra-roja, luz visible, rayos ultravioleta, rayos X y mas allá.
En general la mayor radiación llegara sobre la cara
iluminada de la tierra, es decir donde es de día, en particular, la radiación
ultravioleta al llegar a las capas superiores de la atmósfera y debido a
procesos térmicos (foto-ionización), interactúa con algunos elementos de estas
capas, formando una capa ionizada llamada:
Ionosfera.
La ionosfera por sus características eléctricas es un medio
que permite el paso, absorción, o refracción de señales de radio que llegan a
ella, esto quiere decir, que según sea el estado de la ionosfera, se afecta la
propagación de señales de radio a través de ella, abarcando señales desde las
extremadamente bajas frecuencias (ELF) hasta las extremadamente altas
frecuencias (EHF).
Dependiendo de la hora del día, la ionosfera tendrá diversas
capas: durante el día: D, E,
F1, y F2, durante la noche únicamente: E y F.
Para frecuencias por debajo de 30Mhz la ionosfera actúa como
un potente reflector que devuelve hacia la tierra las señales de radio que a
ella llegan, permitiendo radio-comunicaciones entre puntos distantes miles de
kilómetros entre sí.
Por encima de 30Mhz, las señales de radio usualmente
penetran la ionosfera y siguen su camino hacia el espacio exterior, por este motivo estas frecuencias son útiles para comunicaciones entre la tierra y satélites o naves espaciales.
A- La señal
de radio atraviesa la ionosfera hacia el espacio exterior.
B- La señal es absorbida
por la ionosfera.
C- La señal sufre de
dispersión por irregularidades en la ionosfera.
D- La señal es refractada y enviada hacia la tierra.
Actividad solar
Cierta fenómenos o actividad solar afecta la ionosfera, el
grado de afectacion dependera de la magnitud de esta actividad, así como
también, si la actividad (radiación, etc.) al salir del sol parte con dirección
hacia la tierra.
Actividades solares como: Erupciones o Llamaradas solares,
Eyecciones de Masa Coronal (CME), Hueco Coronal (CH), ó el viento solar, son las que
mas afectan la ionosfera.
Llamaradas o Erupciones
Solares (Solar Flares)
Una erupción solar es la liberación súbita de energía por el
sol, esta liberación se manifiesta como un aumento en la radiación
electromagnética, es decir aumento de rayos X, rayos ultravioleta, rayos Gamma,
etc. que son lanzados hacia el espacio. Hay mayor ocurrencia de erupciones
solares en periodos de máximo solar (alta actividad solar) que durante periodos
de mínimo solar.
Consecuencias de una erupción solar
El aumento en los niveles de rayos X (producidos por la radiación electromagnética) sobre la
tierra (llegan 8.3 minutos después de una erupción), provocan una súbita ionización
(o aumento en la densidad) de la capa F lo que implica una mayor refracción de
señales de radio para las frecuencias de HF incluso VHF (es decir habrá buena
propagación), sin embargo, estos rayos X también hacen que la capa D se ionize
(se vuelve más densa), bloqueando (absorción) el paso de algunas frecuencias de
radio hacia la(s) capa(s) F (mala propagación), a esto se
da el nombre de Radio BlackOut. Los blackout solo se presentan y afectan la cara iluminada de la
tierra, es decir, donde es de día.
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| Radio-Blackout de categoria Menor, el cuadro de la derecha indica los dB de atenuacion que ocasiona sobre cada frecuencia |
Los efectos sobre las señales de radio son: mejoramiento en las comunicaciones en muy
bajas frecuencias (VLF) en especial cuando hay erupciones de categoría M y X.
En LF, MF, y HF el efecto es nocivo, se aprecia como una
mayor atenuación de las señales, aumento del ruido y del QSB, en particular en
las frecuencias bajas de HF (apróx. hasta banda de 40 mts). Este efecto se
conoce como desvanecimiento de onda corta (SWF - Short Wave Fadeout).
Los desvanecimientos en su mayoría tienen un inicio rápido
(unos pocos minutos luego del evento) y una disminución más lenta, además las
frecuencias más altas de HF rara vez se ven afectadas y de serlo (blackout
severo) son las primeras en recuperarse.
El bloqueo puede durar desde algunos minutos hasta horas,
dependiendo de la magnitud de los rayos X.
Una característica importante de los SWF es que la
comunicación en HF se vera afectada sólo si la señal recorre algún punto de
refracción ionosferica en el hemisferio iluminado. No hay efecto si todos los
puntos de refracción se encuentran en el hemisferio nocturno (la capa D es muy
débil en la noche).
Otro tipo de perturbación originada por el incremento de
rayos X, es el súbito disturbio ionosférico (SID), esta perturbacion
suele ocurrir luego de llamaradas categoría X,
en las que se ven afectadas principalmente las frecuencias bajas de HF,
y pueden ocurrir al atardecer o anochecer; Según la magnitud de la llamarada
(X##) y cantidad de las mismas puede afectar frecuencias mas altas en HF.
Se efecto se siente como una mayor atenuación de las señales recibidas.
Resumiendo: altos
índices de Rayos X ó de llamaradas solares significan bloqueos en la capa D,
por ello las señales de HF no pueden
llegar a la capa F (radio Black-out), la afectacion inicia por las frecuencias bajas de HF y
aumentara dependiendo de la magnitud de la perturbación, generalmente solo se
presenta en la cara iluminada de la tierra.
Efectos por partículas energéticas (Protones)
Otro tipo de emisión solar hacia el espacio es la eyección
de partículas energéticas constituidas por protones de alta energía y
electrones. A los protones les toma horas ó incluso días llegar a la tierra
luego del evento.
Cuando estos protones de alta energía alcanzan las capas
superiores de la atmósfera cerca de los polos magnéticos, ocasiona que las
capas D y E sobre las dos regiones polares de la tierra se ionizen fuertemente,
es decir aumenten su densidad, ocasionando una severa absorción de señales de
radio tanto en HF como en VHF, a esto se le conoce como evento PCA
(Polar Cap Absorption), e impiden cualquier propagación de señales de radio.
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| Esta perturbacion logro atenuar en 10dB señales en 30 Mhz |
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| Afectacion sobre el Polo Norte |
Estas perturbaciones pueden durar días o semanas dependiendo del tamaño de la erupción y que
tanta influencia magnética logren ejercer sobre la tierra.
En HF sus efectos son altamente perjudiciales pues
imposibilitan la propagación de señales de radio, a la vez que pueden causar
daños en satélites.
Resumiendo: Altos índices de
protones significan muy mala propagación de señales en HF en cualquier rango.
Efectos de Tormentas Geomagnéticas
Las eyecciones de masas coronales (CME) son grandes
nubes de plasma (gases ionizados) que el sol lanza hacia el espacio. Estas
nubes de plasma contienen altas concentraciones de protones, electrones,
neutrinos, y suelen tomar 2 o más días en llegar a la tierra.
Las CME viajan por el espacio gracias al viento
solar, y si parten con dirección hacia la tierra, pueden provocar una gran
perturbación de todo el campo magnético terrestre, a esto suceso se le conoce
como una tormenta geomagnética.
Durante una tormenta geomagnética, y dependiendo de su
magnitud, la capa F2 puede volverse inestable, fragmentarse ó peor aun,
desaparecer.
Para medir el estado del campo geomagnético se emplean los índices A y K. Cuando el valor del índice A
es igual o mayor a 29 se dice que hay una tormenta geomagnética.
El índice Kp: es un índice planetario tomado cada 3
horas que indica la actividad geomagnética expresada en unidades logarítmicas
en una escala que va desde 0 (calmado) hasta 9 (perturbacion severa).
El índice Ap: es un índice planetario diario tomado a
partir de 8 mediciones del índice Kp, se expresa en unidades lineales que van
desde 0 hasta 400.
Resumiendo: Altos valores de los índices A y K
significan mala propagación.
Otro
tipo de actividad solar es el hueco coronal (CH Coronal Hole), el CH
produce un frente de viento solar de alta velocidad con alto contenido de
protones, este fenómeno también puede afectar el campo magnético terrestre
dando origen a tormentas geomagnéticas y perturbaciones ionosfericas,
especialmente en latitudes polares.
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El Indice de Flujo Solar (SFI - Solar Flux index) - Numero
de Manchas Solares (SSN) |
Ya se
ha dicho que la principal fuente de electrones en la ionosfera se debe a la
radiación ultravioleta (UV) proveniente del sol. Desafortunadamente en la
actualidad la información en tiempo real del flujo de radiación UV no está
disponible, para solventar ésto, existen dos parámetros que se usan para estimar
el nivel de ionización: el índice del flujo solar (SFI)
y el número de manchas solares (SSN).
El índice del flujo solar (SFI) mide la intensidad en las emisiones de
radio desde el sol (ruido) en la longitud de onda de 10.7cm (2800 Mhz).
El numero de manchas solares (SSN)
indica la cantidad de manchas solares diarias y en grupo, que se cuentan a
parir de observaciones visuales.
Ambos
parámetros guardan cierta relación con el nivel de ionización en las capas D y
F, sin embargo hay que recordar
siempre que la ionización depende primeramente de los niveles de rayos X y
protones, además las variaciones diarias de SSN y de SFI no siempre están asociadas con cambios
en la ionosfera.
La
real utilidad del SFI y el SSN radica en que sirven para indicar la tendencia, de esta manera, si los índices SFI y
SSN permanecen altos algunos días, se
pueden esperar altos valores de MUF, pero también una mayor absorción.
El SFI tiene relación directa con el numero promedio
de manchas solares (SSN Smoothed Sunspot Number) ya que a mayor incidencia
mejora la posibilidad de propagación, existe una relación matemática entre as
dos:
Durante los máximos solares (alta actividad solar) se
obtienen altos valores de SFI.
Resumiendo: Cuanto mayor sean los índices SFI y SSN
mejores las posibilidades de buena propagación.
Finalmente, como la ionosfera (así
mismo la propagación), es alterada por fenómenos naturales cuya suceso no sigue
u obedece ningún patrón predefinido, es imposible preveer o anticipar el
comportamiento real de ella, lo mejor y mas practico es analizar las mediciones
en tiempo real que arrojan los sensores, y así conocer como se esta comportando
la ionosfera para sacar mejor provecho de ella.
