Telecomunicaciones de Emergencia

El pasado domingo, 1 de agosto, a las 0855 UT (Tiempo Universal), el Solar Dynamics Observatory (Observatorio de Dinámica Solar, SDO), de la NASA, detectó una gran erupción solar de clase C3 (que no es de las más violentas), pero que causó una eyección de masa coronal (CME) que se dirige directamente hacia la Tierra. La masa de partículas ionizadas eyectadas por el Sol llegará a nuestro planeta mañana, miércoles, a primeras horas de la mañana. Se espera que cause toda una oleada de espectaculares auroras en las zonas polares.

El origen de la explosión fueron varias manchas solares localizadas en la región 1092 del Sol (a la izquierda de la imagen). Casi al mismo tiempo, y a una distancia de 400.000 km, estalló un enorme filamento magnético en el hemisferio norte de nuestra estrella. Los astrónomos creen que ambos fenómenos están íntimamente conectados y responden a un complejo mecanismo que poco a poco revela sus secretos a los investigadores.

“Esta erupción -afirma Leon Golub, del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, se dirige directamente hacia nosotros y se espera que nos alcance durante las primeras horas del día del 4 de agosto. Es la mayor erupción con dirección a la Tierra detectada en mucho tiempo”.

Todo el fenómeno fue captado por las cámaras del SDO, una sonda científica lanzada el pasado mes de febrero y cuyos instrumentos están proporcionando las mejores imágenes de alta resolución jamás obtenidas del Sol. “Hemos conseguido una bonita vista de esta erupción -afirma Golub- Y habrá vistas aún más espectaculares si se producen auroras”.

Cuando una eyección de masa coronal alcanza la Tierra, interactúa fuertemente con el campo magnético de nuestro planeta, llegando a crear auténticas tormentas geomagnéticas. Las partículas procedentes del Sol se alinean con las líneas magnéticas que convergen en ambos polos.

Esas partículas colisionan con átomos de oxígeno y nitrógeno en la atmósfera terrestre y brillan individualmente como si fueran pequeñas luces de neon. Todas ellas juntas crean las auroras polares, uno de los espectáculos visuales más sobrecogedores y bellos que es capaz de ofrecer la naturaleza.

Cuando las erupciones son más fuertes, las eyecciones de masa coronal pueden provocar fallos en las redes de telecomunicaciones y GPS, llegando a inutilizar satélites y redes eléctricas completas.

Normalmente, las auroras sólo son visibles en las latitudes más altas. Sin embargo, durante una tormenta geomagnética como la que probablemente se producirá el miércoles, las auroras pueden ser visibles mucho más al sur de las zonas polares.

Los aficionados a escrutar el cielo que vivan en el hemisferio norte harían muy bien en permanecer atentos durante la esta madrugada, ya que podrían verse enormes cortinas luminosas de color rojo y verde.

El fenómeno revela, además, que la inactividad del Sol, que ha durado casi dos años, ha terminado, dando lugar a un nuevo ciclo. El último máximo solar se produjo en 2001 y su mínimo, del que ahora parece estar saliendo, ha sido inusualmente largo. Se espera que el nuevo pico de actividad solar se produzca entre los años 2012 y 2014.

Predicciones de NOAA/USAF

Extracto del informe conjunto SWPC-USAF - Space Weather Prediction Center (SWPC/NOAA) / U.S. Air Force, actualizado el 02/08/2010 a las 22:01 UTC

IIB. Predicción de actividad geofísica: se prevé que la actividad del campo geomagnético alcance el nivel “intranquilo” o “activo” el 3 de agosto, debido a la llegada de la primera de las dos eyecciones de masa coronal (CME) observadas el 1 de agosto (esta CME se ha asociado a la erupción solar C3/Sf de larga duración registrada el 01/0826Z). Se espera que la actividad alcance niveles de “tormenta menor” con algunas probabilidades de “tormenta mayor” los días 4 y 5 de agosto, debido a la llegada de la segunda CME, más lenta, observada el 1 de agosto y asociada a la desaparición de un filamento de gran tamaño.

Predicciones de IPS

IPS mantiene activa la alerta GEOSTAT, aunque todavía no ha activado la alerta geomagnética

Información en tiempo real en el Panel de HF

En el Panel de HF está disponible información en tiempo real sobre la afectación del clima espacial a las condiciones de propagación en la banda de HF.

Fuentes: abc.es,  Space Weather Prediction Center, IPS Radio and Space Services, Panel de HF.

Un temblor espacial es una violenta sacudida que se produce en el campo magnético terrestre. Sus efectos se sienten con más fuerza en órbita, pero también sobre la superficie de nuestro planeta. Cuando se producen, los terremotos espaciales sacuden los campos magnéticos que rodean la Tierra de la misma forma en que un terremoto sacude el suelo que pisamos. Sus efectos pueden ser medidos desde el suelo, y llegar a colapsar redes eléctricas y de telecomunicaciones.

“Reverberaciones magnéticas ya han sido detectadas en muchas ocasiones por estaciones con base en tierra alrededor de todo el globo terráqueo, de la misma forma en que los detectores sísmicos miden la intensidad de los terremotos”, explica Vassilis Angelopoulos, investigador principal de la constelación de satélites Themis, que desde febrero de 2007 estudia la magnetosfera terrestre.

La analogía, según Eugeny Panov, del Instituto de Investigación Espacial de Austria y autor principal de un estudio recién publicado en Geophysical Research Letters, es muy adecuada, ya que “la energía total de un temblor espacial es comparable a la de un terremoto de magnitud 5 ó 6″. Ya en el año 2007, la red Themis (que consta de cinco satélites) descubrió la existencia de fenómenos que hoy se consideran como precursores de un temblor espacial.

La acción empieza en la cola del campo magnético de la Tierra (ver vídeo), que se estira como una manga de viento bajo la acción de los continuos vientos solares. En ocasiones, la cola se estira tanto que rebota violentamente, tal y como lo haría una goma que estiráramos y después soltáramos de repente. Cuando eso sucede, el plasma solar atrapado en la cola es lanzado hacia la Tierra. Y en más de una ocasión los cinco satélites Themis estaban “en la línea de fuego” justo en el momento de producirse estos súbitos bombardeos de plasma.

De forma incuestionable, los chorros de plasma se dirigen directamente hacia la Tierra pero ¿qué es lo que ocurre exactamente a partir de ese momento? “Ahora lo sabemos” afirma David Sibeck, investigador del proyecto Themis en el centro espacial Goddard, de la NASA. “Los chorros de plasma provocan temblores espaciales”.

Según los datos recogidos por los cinco satélites, los chorros de plasma provocados por estos violentos “latigazos” se estrellan contra el campo magnético terrestre a unos 30.000 km de altura sobre el Ecuador. El impacto genera una serie de “rebotes”, durante los cuales el plasma salta arriba y abajo en el interior del oscilante campo magnético. Se trata de algo parecido a lo que hace una pelota de tenis botando en el suelo. El primer rebote es el mayor, seguido de botes cada vez menores hasta que toda la energía se disipa.

“Sospechábamos desde hace mucho que sucedía algo parecido -afirma Sibeck-. Pero observando todo el proceso in situ, Themis ha descubierto algo totalmente nuevo y sorprendente”.

Ese “algo” son los “vórtices de plasma“, enormes remolinos de gas magnetizado, tan grandes como la propia Tierra y girando al borde mismo del “tembloroso” campo magnético. “Cuando los chorros de plasma golpean la magnetosfera desde el interior -explica Rumi Nakamura, uno de los coautores del estudio- se generan vórtices que giran en el sentido contrario, apareciendo y desapareciendo al otro lado del chorro de plasma. Y creemos que estos vórtices pueden generar importantes corrientes eléctricas en el entorno cercano de la Tierra“.

Así, actuando juntos, los vórtices y los temblores espaciales consiguen producir efectos medibles en nuestro planeta. Las colas de los vórtices pueden hacer de “túneles” que inyectan partículas de plasma en la atmósfera, dando lugar a auroras polares y generando ondas de ionización que interfieren las comunicaciones por radio y los sistemas GPS.

Tirando de la superficie de los campos magnéticos, los temblores espaciales generan, por su parte, corrientes eléctricas que llegan hasta el mismísimo suelo sobre el que caminamos. Estas corrientes pueden tener graves consecuencias, llegando en casos extremos a afectar a las redes eléctricas de amplias zonas del planeta. El vídeo sobre estas líneas es una simulación informática (realizada por Joachim Birn, del Laboratorio Nacional de Los Alamos, en Nuevo México) a partir de las mediciones de los satélites Themis.

El trabajo, sin embargo, dista mucho de estar terminado. “¿Cómo de fuerte puede ser un temblor espacial? -se pregunta Sibeck- ¿Cuántos vórtices pueden estar girando a la vez alrededor de la Tierra y cómo interactúan entre ellos?”. Para conocer las respuestas, habrá que estar muy pendientes de los próximos datos que aporte Themis.

Fuentes: abc.es, NASA.

Con el avance del ciclo solar, la banda de 40 metros de HF del Servicio de Radioaficionados comienza a estar disponible para comunicaciones NVIS (Near Vertical Incident Skywave), un modo de propagación en HF profusamente utilizando en comunicaciones tácticas y de emergencia.

Hasta hace poco, con el mínimo del ciclo solar, solamente estaba disponible la banda de 80 metros, con el inconveniente que supone la utilización de antenas de gran tamaño capaces de operar en dicha banda.

El fundamento de la propagación NVIS se basa en la utilización de antenas que tengan un ángulo de despegue muy elevado, del orden de 70º a 90º, es decir, perpendicular o casi perpendicular al plano de tierra. Al transmitir en HF con una antena de estas características y siempre que la frecuencia seleccionada sea la adecuada, la onda radioeléctrica incidirá en la ionosfera casi verticalmente y se reflejará de vuelta hacia la Tierra con un ángulo de reflexión muy pequeño, permitiendo cubrir la zona de sombra que tienen los sistemas de HF para DX y los de VHF/UHF.

Pulse en la imagen para verla a tamaño completo.

El volcán islandés Eyjafjallajökull entró en erupción el pasado 14/10/2010, generando una nube de ceniza volcánica que se propagó por el norte y el centro de Europa los días siguientes, provocando el caos en el tráfico aéreo de la zona.

En este post se analiza el posible impacto de la nube de ceniza volcánica en los sistemas de comunicaciones por radio. Las partículas de la nube volcánica están cargadas eléctricamente y se ubican a una altitud aproximada de 3 km, luego afectarán en mayor o menor medida a dichos sistemas.

Dependiendo de la banda, el problema puede analizarse de una forma u otra.

Para la banda de HF, interesaría aproximar la nube de ceniza por un plasma, similar a la ionosfera. La concentración de partículas cargadas no es demasiado elevada, ya que la nube es cada vez menos densa conforme avanza y se dispersa por el viento. El resultado es que las comunicaciones en HF no parecen verse afectadas, como puede comprobarse en la siguiente gráfica obtenida de la ionosonda de Chilton, en Inglaterra (51.5 N, 0.6 W).

La gráfica muestra la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera para sondeo vertical, entre los días 12/04/2010 y 20/04/2010. El volcán entró en erupción el 14/04/2010 y la nube tardó unos días en propagarse por Europa. En las medidas no se aprecia ninguna variación.

Sí pueden afectar las descargas eléctricas en la nube, similares a los rayos de toda la vida, en forma de ruido puntual en la banda de HF.

Para las bandas de VHF y superiores, creo que la mejor aproximación es la teoría del radar. La nube de ceniza volcánica puede caracterizarse por su “sección recta radar” (RCS). Cuanto mayor sea su RCS, mayor reflexión de las ondas de radio. La RCS depende del área geométrica de la nube, del diámetro y forma de sus partículas y de su reflectividad.

Cuanto más dispersa esté la nube, menor será su reflectividad, luego conforme nos alejemos del volcán su efecto será menor.

Respecto a las frecuencias afectadas, las partículas de la nube parecen tener un tamaño del orden de los milímetros, luego afectarán en mayor medida a la banda de EHF (30-300 GHz). No obstante, en puntos donde la nube sea más densa y las partículas se agrupen con tamaños cercanos al centímetro, también se vería afectada la banda de SHF (3-30 GHz).

Los efectos serían principalmente un aumento de la absorción (fading) y de la dispersión (scattering) y podrían llegar a afectar a algunos sistemas de comunicaciones por satélite. No obstante, los sistemas normalmente utilizados en comunicaciones de emergencia, como INMARSAT, Iridium y Thuraya trabajan en bandas más bajas, por lo que no se prevé ningún tipo de afectación.

En mi opinión, las bandas de VHF y UHF solamente se verían afectadas en zonas muy próximas al volcán y aún así se trata de una cuestión difícil de predecir.
Referencias:

USGS - Volcanic Ash - Effects on Communication and Mitigation Strategies

USGS - Ash Fall - A “Hard rain” of Abrasive Particles

NASA - NASA Observes Ash Plume of Icelandic Volcano

Pulse en las imágenes para verlas a tamaño completo.

En este artículo se ofrece una descripción didáctica, aprovechando datos científicos, de la evolución diaria de las distintas capas de la ionosfera, cuyo conocimiento es fundamental para la explotación adecuada de los sistemas de radiocomunicaciones en la banda de HF.

Para ello, he realizado un análisis de los resultados de las mediciones de la estación de sondeo ionosférico del INTA (Instituto Nacional de Técnica Aerospacial), ubicada en El Arenosillo (Huelva, España), durante el día 18 de marzo de 2010. La ionosonda realiza mediciones de distintos parámetros cada 15 minutos, durante las 24 horas del día, empleando en este caso técnicas de sondeo vertical, es decir, con un ángulo de elevación de 90º (perpendicular a la superficie terrestre).

Estas mediciones permiten obtener mucha información de la ionosfera, como la existencia de las diferentes capas a horas concretas, la altitud a la que se encuentran, su espesor o su frecuencia de corte.

Cada una de las capas de la ionosfera tiene su propia frecuencia de corte (fo), definida como la máxima frecuencia de trabajo que permitirá la reflexión de una onda de radio en dicha capa, utilizando un ángulo de despegue de 90 grados. Así, la capa esporádica Es tiene una frecuencia de corte que denominaremos foEs y la capa F2 tendrá la suya propia, que denominaremos foF2. El conocimiento de la foF2 es fundamental para trabajar en el modo de onda aérea de incidencia casi vertical (NVIS, Near Vertical Incident Skywave), muy utilizado en comunicaciones tácticas y de emergencia, ya que en cada momento del día nos marcará la máxima frecuencia que podemos utilizar.

Los datos recogidos por la ionosonda se registran en un fichero tipo SAO y pueden visualizarse con la herramienta SAO Explorer, desarrollada por el Center for Atmospheric Research, University of Massachussetts Lowell. Para el caso del día bajo estudio, he elaborado un pequeño vídeo que muestra lo que está sucediendo en la ionosfera, cada 15 minutos, durante las 24 horas del día.

Interpretación de la información

En el sistema de referencia utilizado, el eje de abscisas se corresponde con la frecuencia en MHz y el eje de ordenadas con la altitud sobre la superficie terrestre, en metros.

En la parte superior derecha, en blanco, se muestra la fecha y la hora de cada medición. El vídeo evoluciona mostrando los resultados de las mediciones tomadas cada 15 minutos.

En la parte superior, en amarillo, se muestra el registro de una capa determinada de la ionosfera (E, F1, F2) para cada hora concreta, así como su frecuencia de corte (foE, foF1, foF2) en MHz. Las comunicaciones en HF se producen en la mayor parte de los casos por reflexión en la capa F2, luego el valor de la foF2 será el de mayor interés en el análisis.

En la parte inferior, en amarillo, se muestra el registro de apariciones de la capa esporádica Es y su frecuencia de corte foEs.

En la parte central, la curva que aparece en blanco muestra los resultados de las mediciones para la capa F2. El punto donde esta curva intersecta con la perpendicular de la frecuencia de corte foF2 nos permite determinar, utilizando el eje de ordenadas a la izquerda, a qué altitud se ha producido la reflexión.

Para facilitar la interpretación, se omiten otros parámetros medidos por la ionosonda, a los que se hace referencia expresa en el análisis cronológico si pueden aportar información de interés.

Análisis cronológico

A continuación se ofrece el análisis cronológico de todos los eventos observados. Las horas están expresadas en GMT. El día de la medición (18/03/2010) la hora en España se correspondía con GMT+1 (GMT en las Islas Canarias), el número de manchas solares era SSN=24 y el índice de flujo solar SFI=84.

No se registraron eventos de tormentas solares ni geomagnéticas. Se recomienda que detenga el vídeo en cada una de las horas clave, para poder examinar los eventos con detenimiento.

00:00 En plena noche, solamente se registra la presencia de la capa F, aquí denominada F2, a una altitud de 292 km. La frecuencia de corte foF2 es de tan sólo 3.100 kHz. Hasta llegadas las 06:30 de la mañana, tan sólo la banda de 160 metros sería apta para comunicaciones NVIS.

02:15 Primera aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 122 km y con una frecuencia de corte foEs de 1.900 kHz. Se mantiene hasta las 02:45, variando la foES a 2.300 kHz.

04:15 Segunda aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 90 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.100 kHz. Se mantiene durante 15 minutos.

04:55 El sol comienza a salir por el horizonte.

05:00 Tercera aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 120 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.000 kHz. Se mantiene durante 30 minutos.

06:00 Se registra el mínimo en la frecuencia de corte foF2, con un valor de 2.500 kHz. La recombinación de electrones en la ionosfera ha alcanzando su máximo nivel durante la noche. A partir de ese momento, comienza a notarse la presencia del sol hacia el este y la foF2 empezará a subir. Hasta esta hora, la altitud de la capa F ha oscilado entre 250 km y 317 km.

06:45 Aparece la capa E a una altitud de 108 km y con una frecuencia de corte foE de 1.420 kHz. La frecuencia de corte foF2 de la capa F2 ya ha subido a 4.425 kHz, por lo que la banda de 80 metros comienza a ser apta para NVIS, ventana de trabajo que durará hasta las 20:00 horas.

07:30 Cuarta aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 117 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.100 kHz. Se mantiene durante 15 minutos.

08:15 Quinta aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 132 km y con una frecuencia de corte foEs de 3.200 kHz. Se mantiene durante 45 minutos, oscilando su frecuencia de corte foES entre 1.900 kHz y 5.200 kHz.

08:30 Los efectos de la presencia del Sol al amanecer empiezan a hacerse patentes y comienza la fotoionización. La frecuencia de corte de la capa foF2 ya ha subido hasta 5.900 kHz.

09:00 La capa F de la ionosfera, uniforme hasta ahora, empieza a dividirse en las subcapas F1, a 187 km de altitud y F2, a 242 km de altitud.

09:30 Sexta aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 124 km y con una frecuencia de corte foEs de 3.800 kHz. Se mantiene durante 30 minutos.

10:15 Séptima aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 110 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.900 kHz. Se mantiene durante 45 minutos.

10:45 La capa F2 se ubica repentinamente a una altura de 307 km. Su frecuencia de corte foF2 ya ha subido hasta 7.050 kHz. La capa F1 está mucho más abajo, a 177 km de altitud.

11:00 La frecuencia de corte foF2 de la capa F2 ya ha subido a 7.400 kHz, por lo que la banda de 40 metros comienza a ser apta para NVIS, ventana de trabajo que durará hasta las 18:45 horas.

11:15 Octava aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 110 km y con una frecuencia de corte foEs de 3.200 kHz. Se mantiene durante 15 minutos. En este momento, además, las subcapas F1 y F2 han vuelto a fusionarse en una única capa F a 222 km de altitud. Un cuarto de hora más tarde, volverán a separarse.

11:45 Al estar el Sol en su punto más alto del día, la fotoionización alcanza sus valores más altos y se produce el máximo del día en la frecuencia de corte foF2 de la capa F2, que alcanza los 8.625 kHz. Se registra además la novena aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 107 km y con una frecuencia de corte foEs de 3.200 kHz. Se mantiene durante 2 horas, oscilando su frecuencia de corte foES entre 3.200 kHz y 6.300 kHz.

12:30 Las subcapas F1 y F2 vuelven a combinarse en una sola capa F a 237 km de altitud, alcanzando ya la frecuencia de corte foF2 los 8.000 kHz.

13:00 Se produce un fallo de sondeo en la ionosonda, por lo que no se dispone de datos en un intervalo de 15 minutos. Se producen fallos de sondeo similares a las 14:00, a las 15:15 y a las 20:15

13:15 La capa F vuelve a separarse en las subcapas F1 y F2. Se tiene además la décima aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 100 km y con una frecuencia de corte foEs de 4.000 kHz. Se mantendrá durante otras 2 horas y cuarto, alcanzando la foEs hasta 6.300 kHz.

14:45 Las subcapas F1 y F2 vuelven a combinarse, durante un cuarto de hora, en una sola capa F a 242 km de altitud. A continuación vuelven a separarse.

15:45 Las subcapas F1 y F2 vuelven a combinarse, durante un media hora, en una sola capa F a 222 km de altitud. A continuación vuelven a separarse.

16:45 Undécima aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 135 km y con una frecuencia de corte foEs de 3.800 kHz. Se mantiene durante 1 hora y 45 minutos.

18:30 Con la caída de la tarde, la fotoionización comienza a perder fuerza y empieza la recombinación de los electrones libres en la ionosfera. La densidad de ionización de la capa E comienza a ser tan baja que la ionosonda deja de registrarla, a pesar de que no llega a desaparecer completamente. La subcapa F1 ya no volverá a aparecer hasta el día siguiente y la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 comenzará descender bruscamente, aunque en este momento todavía se mantiene en 7.600 kHz.

18:45 La frecuencia de corte foF2 de la capa F2 ha descendido a unos 7.000 kHz y la banda de 40m deja de ser utilizable para NVIS.

19:15 A pesar de que la capa E ya tiene una densidad de ionización muy débil, se registra la duodécima aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 120 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.700 kHz. Se mantiene durante 45 minutos.

20:00 La frecuencia de corte foF2 de la capa F2 continúa su descenso, llegando ya a los 4.400 kHz. La banda de 80m dejará de ser utilizable para NVIS en el siguiente cuarto de hora.

20:15 Llega el ocaso y el Sol desaparece en el horizonte.

20:45 Decimotercera aparición de la capa esporádica Es, a una altitud de 120 km y con una frecuencia de corte foEs de 2.600 kHz. La capa Es se mantiene esta vez hasta medianoche, oscilando su frecuencia de corte entre 1.900 y 2.900 kHz.

22:45 La frecuencia de corte foF2 de la capa F2 continúa su descenso, llegando ya a los 3.400 kHz.

23:45 A punto de llegar a la medianoche, los efectos de la recombinación son ya muy notables y la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 ya ha bajado hasta 2.700 kHz.

“¿Qué fue mal con la radio de la patrulla?. Nada. En cualquier área del mundo solamente funcionarán determinadas frecuencias, e incluso entonces deberán cambiarse a lo largo del día para tener en cuenta los cambios en la ionosfera. Las frecuencias que nos dieron eran incorrectas, lo que supuso todo un infortunio. Se trató de un error humano que uno espera que nunca vuelva a suceder”.

Andy McNab, sargento de la patrulla Bravo Two Zero del SAS en la Guerra del Golfo (1991).

La patrulla, formada por ocho hombres, fue descubierta tras las líneas enemigas y no pudo solicitar su extracción debido a que las frecuencias de HF que tenían asignadas no eran apropiadas. Como resultado, tres miembros de la patrulla murieron, cuatro fueron capturados y tan sólo uno logró escapar.

Este hecho real refleja la importancia de seleccionar un plan de frecuencias apropiado para trabajar en las banda de HF. No todas las frecuencias serán útiles en función de la hora del día, la estación del año y el momento del ciclo solar en el que nos encontremos. El programa W6ELProp, de uso gratuito y desarrollado por Sheldon C. Shallon (W6EL), permite el cálculo de la máxima frecuencia utilizable (MUF) y de las frecuencias óptimas de trabajo (FOT) para enlaces radio en la banda de HF, entre dos estaciones ubicadas en distintas partes del mundo y para cualquier hora del día.

Con el objetivo de paliar la escasez de información sobre este programa en español, he desarrollado un Manual en español de W6ELProp,  basado principalmente en la traducción de la ayuda en inglés incluida en el programa, a la que se añaden informaciones de interés para facilitar el manejo del programa y ejemplos prácticos para el cálculo de enlaces HF NVIS y DX.