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Conclusiones de la IV Jornada Técnica sobre Meteorología Espacial en la Escuela Nacional de Protección Civil

Escudo_DGPCE

La jornada técnica celebrada el 24 de marzo de 2015, en la Escuela Nacional de Protección Civil, se organizó por cuarta vez, con objetivos similares a los de años anteriores:

  • Describir la situación actual del conocimiento sobre Amenaza, Vulnerabilidad y Riesgo ante el clima espacial.
  • Analizar los episodios ocurridos durante 2013 y 2014, así como la distribución de alertas efectuadas por los diferentes organismos, en periodos anteriores.
  • Analizar los últimos progresos desarrollados por las instituciones de investigación españolas y europeas sobre sistemas de prevención y alerta ante el desarrollo de tormentas geomagnéticas.
  • Poner en común las experiencias, conocimientos y buenas prácticas en materia de prevención y reducción de riesgos, en el ámbito de las tormentas magnéticas.
  • Conocer y analizar las medidas legislativas aplicadas en otros países y, en su caso, proponer desarrollos legislativos y de planificación que atenúen los posibles daños.

En esta ocasión no estaba contemplada la caída en la atmósfera de objetos, pues se pretendía generar debates sobre la implantación de un servicio de predicción de peligros provenientes de la actividad solar. Por este motivo, la jornada no fue de libre acceso, tal como es costumbre en las jornadas organizadas por Protección Civil, esta se organizó invitando a las instituciones que tuvieran algo que aportar, tanto en la definición científico-técnica de este servicio, como en las necesidades de las diferentes instituciones prestadoras de servicios que pudieran verse afectadas por este peligro.

Durante el desarrollo de la jornada se obtuvo una visión de lo acontecido durante el último año. Además, se han presentado los estudios realizados por distintas instituciones y se han detallado algunos proyectos en desarrollo, cuya finalidad es el establecimiento de sistemas de alerta temprana.

Han participado, tras previa invitación, representantes de distintas instituciones y organismos (Universidades, empresas públicas y privadas, y administración pública). El número de asistentes ha sido del orden de 35 personas provenientes de las administraciones públicas (Local, Autonómica y Estatal), de empresas privadas posiblemente afectadas por el fenómeno y consultoras que trabajan en este tema, en general.

Tras reflexionar sobre los temas tratados en la jornada, las conclusiones a las que se han llegado son:

ÚLTIMOS AVANCES EN LOS SISTEMAS DE VIGILANCIA Y SEGUIMIENTO. DESARROLLO DE SISTEMAS DE ALERTA TEMPRANA:

  1. La evolución de la actividad solar en el periodo Diciembre 2013-Marzo 2015 confirma que el ciclo 24 tiene poca actividad hasta el punto de ser uno de los más débiles de la serie, presenta dos máximos (siendo el segundo más importante que el primero) y ha alcanzado ya su nivel más alto. El valor máximo registrado del índice Kp = 8. Valor máximo en el Observatorio de San Pablo del índice K = 6.
  1. La actividad solar ha producido 17 Fulguraciones Solares de clase X, la mayoría no geoefectivas. La tormenta geomagnética más importante de este periodo ha sido la del 17 de marzo de 2015 (“tormenta del día de San Patricio”).
  1. Los efectos sobre la tecnología han sido reducidos, limitándose casi por completo a alteraciones en la transmisión de ondas electromagnéticas de frecuencia < 20MHz producidas por perturbaciones en la ionosfera.
  1. Ha sido fundamental, en este periodo, el análisis de la importancia que tuvo la tormenta del 22 de julio de 2012 y de la grave amenaza que supuso. Para este análisis, la comunidad científica internacional ha aportado importantes recursos para un mejor estudio de la actividad solar. Particular importancia tiene el lanzamiento del satélite DSCOVR.
  1. También en nuestro país la comunidad científica y las instituciones relacionadas con este tema (Universidades de Alcalá y Complutense, Observatorios del Ebro, San Pablo y El Arenosillo, …) han avanzado notablemente en el conocimiento de la meteorología espacial y en los sistemas para alertar de sus posibles efectos. La puesta en marcha del Servicio Nacional de Meteorología Espacial en diciembre de 2014, y el desarrollo del Sistema SIRPI para alertar de la presencia de una ionosfera perturbada, son dos aportaciones científicas de importante relieve y con un marcado interés práctico. La respuesta de la comunidad científica y de estas instituciones ante la tormenta del día de San Patricio ha sido muy eficiente.

ACTUACIONES Y DESARROLLOS DURANTE LOS ÚLTIMOS AÑOS:

  1. La colaboración entre la Universidad de Alcalá y Red Eléctrica de España ha permitido descubrir un perfil de campo magnético extraordinariamente similar al de la tormenta de Carrington en España. La perturbación fue máxima en Hungría, alcanzando la mitad de intensidad que la registrada en Colaba durante el suceso de Carrington. Esa perturbación registrada en los magnetómetros locales desaparece en los índices utilizados habitualmente por la comunidad científica.
  1. Durante la colaboración UAH-REE se ha diseñado un índice local de perturbación magnética para territorio español que se denomina LDiñ. La corriente inducida registrada por REE hasta el momento en la subestación de Meson do Vento es directamente proporcional a la derivada temporal de dicho índice, permitiendo de esta forma cuantificar la peligrosidad de una perturbación debida a meteorología espacial para España.
  1. Se presenta en la Jornada el primer Servicio de Meteorología espacial español con base científica (SeNMEs), que constituye uno de los entregables del proyecto de investigación “Nuevos retos en la Ciencia de la interacción Sol-Tierra ante las necesidades tecnológicas de la Sociedad actual” subvencionado por el MINECO. SeNMEs se lanza desde la Universidad de Alcalá en colaboración con el Grupo de estudios ionosféricos y sistemas de posicionamiento satelital (GNSS), de la Universidad Complutense. Pronto se incorporarán contribuciones de otras instituciones. SeNMEs ha demostrado su correcto funcionamiento ante la mayor tormenta geomagnética del ciclo solar 24, sucedida el día 17 de marzo de 2015.
  1. Los estudios realizados por el Observatorio del Ebro y Red Eléctrica de España sobre corrientes inducidas geomagnéticamente (GICs) han proporcionado mucha información para el establecimiento del nivel de actividad geomagnética necesaria para que nuestra red se encuentre bajo riesgo. Pero estos estudios no deben caer en saco roto y deben seguirse monitorizando las GICs en determinados transformadores. Hasta ahora, no nos consta ninguna afectación importante, pero la probabilidad de que ocurra un evento de mayor amplitud que los jamás registrados no es nula.
  1. Si queremos mejorar el modelo obtenido para la predicción de las GICs en cada transformador de la red deben tenerse en cuenta las líneas y los transformadores de 220 KV (y quizá también los de 110 KV), y tener en cuenta el perfil y contrastes laterales de conductividad de la tierra. Además, para obtener un modelo correcto, es importante la obtención de los parámetros detallados de la red y su estado en el preciso momento de las tormentas geomagnéticas.
  1. Es necesaria un red nacional de alerta temprana que permita la preparación de las infraestructuras críticas ante un evento Carrington o superior, para ello es necesaria la investigación aplicada y la creación de una red de centros sensores que se extienda más allá de nuestras fronteras con el fin de calibrar los sensores peninsulares. El intercambio de datos y su compartición, así como el establecimiento de protocolos de alarma, son imprescindibles en aras de ganar tiempo.
  1. Las infraestructuras de HF para comunicaciones con los buques en la Mar, han desaparecido en España al confiarse en los satélites, es necesario generar protocolos específicos para alertar de una posible pérdida de satélites de navegación y comunicaciones y conseguir su enlace con tierra a través de la radio de HF y MF convencional.
  1. Los estudios realizados por el Observatorio del Ebro en el ámbito del modelo Internacional de Referencia Ionosférica (IRI) proporcionan una mejora en la predicción del comportamiento ionosférico. Además, se ha conseguido simular satisfactoriamente les efectos causados por eventos severos de meteorología espacial sobre magnitudes ionosféricas clave y predecirlas con cierta antelación. Ello ha de ser un punto de partida para diseñar alertas a los usuarios del modelo para que adopten estrategias de mitigación a dichos efectos.
  1. Como continuación de los trabajo realizados por el Observatorio del Ebro se pretende adaptar las funciones que determinan el modelo climatológico a las condiciones en un determinado momento, para obtener una predicción a corto plazo de la ionosfera más realista que la proporcionada por el modelo climatológico. Además, se debe continuar el estudio de las perturbaciones ionosféricas y modelar el error o afectación que causan en sistemas tecnológicos basados en radiocomunicación y poder adoptar contramedidas adecuadas

Mesa redonda: SOBRE CRITERIOS PARA LA ELABORACIÓN DE UN SISTEMA NACIONAL DE ALERTA:

  1. Como en todos los fenómenos peligrosos, la prevención y la alerta temprana son imprescindibles para mitigar los posibles daños, para ello es necesaria la participación conjunta de todos los implicados, organismos científico técnicos e instituciones afectadas, para confeccionar un procedimiento y crear un sistema de predicción. Con este fin, es necesario que exista contacto entre las empresas y el mundo científico para encontrar correlaciones entre causa y efecto, compartiendo conocimiento e información.
  1. Aunque con las evidentes diferencias, el sistema de alerta temprana de AEMET podría servir de ejemplo en cuanto a que es un sistema comprensible para todos; además, cada fenómeno está categorizado con unos umbrales, hay una zonificación y una resolución temporal.
  1. Es necesario que el sistema de alerta temprana que se establezca funcione 24h/365d, teniendo en cuenta las especificidades de las islas Canarias en este tema. Para procesar los modelos son imprescindibles expertos en esta materia, por lo que parece necesario la creación de un Centro Nacional donde se recogiera y coordinara toda la información disponible, además de integrarse con una posible “Agencia Española del Espacio”.
  1. Para ello, la cantera de los científicos necesita el respaldo de la sociedad y posiblemente las empresas afectadas podrían crear becas para que estos estudios continúen. Es evidente que en la actualidad falta personal formado en estos temas.
  1. Aunque existen mecanismos de cofinanciación Administración-Empresa, es necesario mejorar los procedimientos de colaboración y el Estado tiene que hacer atractiva la inversión en I+D por parte de las empresas. La nueva Ley de Protección Civil probablemente pueda propiciar la creación de un fondo para atender a gastos de prevención.
  1. También es importante la colaboración inter institucional entre organismos científico-técnicos, para ello se debería promocionar el trabajar interconectados. Cuanto mayor conocimiento se tenga menos errores habrá en las predicciones.
  1. Aunque en los temas de predicciones para el sector eléctrico se ha avanzado de forma importante, no se ha desarrollado un método de evaluación de los efectos sobre las comunicaciones de los procesos sucedidos en el Sol y la Ionosfera. El comportamiento en las ondas de radio por debajo de los 30 MHz puede verse afectado críticamente por las tormentas solares.
  1. En Europa hay una gran dependencia de datos de Space Weather, por lo que sería interesante crear grupos de intercambio de datos entre los diferentes actores europeos.
  1. A pesar de la existencia de trabajos sobre biomagnetismo, no se ha podido demostrar que las variaciones en el campo magnético y de las ondas de radio afecten a la salud de las personas, aunque sí se ha visto que las radiaciones ionizantes pueden afectar a las células.

Este encuentro ha propiciado el contacto entre las personas que mejor conocen el fenómeno y algunas empresas que están ajustando sus sistemas tecnológicos con el fin de minimizar los posibles efectos derivados de la actividad solar, y así asegurar el normal funcionamiento de la vida cotidiana.

En el desarrollo de la jornada se ha constatado, como así queda reflejado en estas conclusiones, los avances realizados por los científicos en la identificación de los riesgos, el análisis de previsiones y la mejora en la transmisión de la información, tal y como lo demuestra el hecho que en estos momentos están disponibles en internet, no solo la vigilancia de la ocurrencia de tormentas magnéticas que proporcionan los observatorios geomagnéticos, sino sistemas de vigilancia y predicción que, aunque rudimentario, son el germen de unas predicciones cada vez mas exactas que darán paso, una vez que se correlacionen con los umbrales de las variables y con los daños esperados, al verdadero sistema de alerta útil para el sistema nacional de protección civil.

Como resultado práctico e inmediato de las sesiones se decidió la creación de un grupo de trabajo, bajo la coordinación de la Dirección General de Protección Civil, que proponga modelos de protocolos de avisos así como el desarrollo de instituciones y sistemas que realicen las tareas de aviso previo del fenómeno, tanto a las instituciones capaces de sufrir daños en sus sistemas como a los usuarios finales que sufrirían las interrupciones de los servicios. Este grupo de trabajo puede valorar la necesidad de elaborar una directiva de Protección Civil donde se definan las directrices a seguir para la gestión del riesgo, los modelos de predicción y las alertas.

Fuente: Dirección General de Protección Civil y Emergencias.

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Actividad Solar (por EA3EPH)

Flujo de plasma procedente del Sol (27MAY14, cortesía SDO-NASA)

A lo largo del ciclo solar, la radiación responsable de la formación de la ionosfera así como el número de manchas presentes en el disco solar es diferente, alcanzándose la máxima actividad solar en los años cercanos a la mitad del ciclo.

Los diferentes fenómenos a los que se conoce en conjunto como actividad solar, normalmente están muy ligados entre sí. Entre ellos, por sus efectos en la ionosfera así como en la propagación HF, destacan principalmente las manchas solares, fulguraciones y eyecciones de la
masa coronal.

La manchas solares son regiones más frías y oscuras que aparecen en la fotosfera, constituyen una de las manifestaciones más evidente de los fenómenos de actividad solar y muy frecuentemente se forman en las regiones activas del Sol, “zonas desde donde emergen campos magnéticos muy complejos e intensos”.

En una mancha solar se distinguen dos regiones: una central, más oscura y de menor temperatura llamada umbra que está rodeada de otra zona menos oscura llamada penumbra, alcanzando ocasionalmente la superficie de ésta hasta alrededor del 80% del total de la mancha.

Las manchas solares pueden tener diferentes tamaños, su duración oscila desde alrededor de una hora en las manchas pequeñas o poros, hasta meses en las manchas grandes.

Cuando las manchas solares son pequeñas o no desarrolladas no se diferencian
las dos regiones en las manchas.

Al inicio del ciclo solar las manchas solares aparecen en latitudes altas de ambos hemisferios, durante el ciclo van cambiando su número forma y dimensiones
desplazándose hacia el ecuador, se sitúan en latitudes medias en fechas de máxima actividad y acaban desapareciendo en latitudes bajas al final del ciclo.

Las fulguraciones son fenómenos transitorios de corta duración que se originan
en las regiones activas del Sol. En una fulguración se da gran liberación de energía, principalmente en forma de radiación y en todo el rango de frecuencias, aunque también en forma partículas atómicas y sus efectos son fuertemente perturbadores en la ionosfera y la
propagación HF.

Dado que la radiación solar tarda alrededor de 8 minutos en alcanzar la Tierra, como primer efecto, unos 8 minutos más tarde tras producirse una fulguración y a consecuencia de la radiación liberada, en la zona en que es de día, esa radiación ocasiona un rápido aumento de la ionización principalmente en las regiones más bajas de la ionosfera D y E, lo cual aumenta fuerte o severamente la absorción de las señales de HF, dependiendo en gran parte de la elevación del Sol y durante cortos plazos de tiempo. Alrededor de unos 30 minutos más tarde, las partículas atómicas, principalmenteprotones y neutrones, pueden alcanzar la ionosfera e incrementa la ionización.

En las eyecciones de la masa coronal, el Sol “expulsa” gran cantidad de “materia” y a gran velocidad que altera e incrementa su continuo viento solar. El viento solar es un plasma muy poco denso, su temperatura es muy elevada, depende del nivel de agitación de sus partículas y dependiendo de la actividad solar, su velocidad oscila entre los 250 km/s y los 900 km/s aproximadamente. Dependiendo de su trayectoria y velocidad, el viento solar alcanza el campo magnético de la Tierra incluso hasta poco más de un día después de producirse una eyección de la masa coronal.

Normalmente, el viento solar no logra penetrar en el campo magnético de la Tierra, sino que lo comprime fuertemente en la zona de día dándose todo lo contrario en la zona de noche, donde se expande. El conjunto de ambas zonas “día/noche” se conoce como la magnetosfera terrestre.

El viento solar arrastra consigo el campo magnético del Sol, conocido también como campo magnético interplanetario y dependiendo de su orientación, hay veces que este afecta a la magnetosfera, ocasionando grandes cambios o alteraciones en el plasma de ésta, dando origen a las conocidas tormentas geomagnéticas, las cuales afectan más o menos fuertemente a la ionosfera así como a la propagación HF dependiendo de su nivel o intensidad.

Resumiendo:

Nacen en los extremos,
crecen al desplazarse
se dirigen hacia el centro
siempre desde ambas partes.
Cada una que aparece,
lo primero es registrada
siguiendo su evolución
día a día es observada.
Quizás cuestión de paciencia,
a veces el Sol se enfada
apretando las narices
y hasta cambiando su cara.
Son cambios de su carácter,
su viento y su radiación
afecta a la ionosfera
también la propagación.
Día a día sin cesar,
esos datos son guardados
estando siempre pendientes
de qué es lo que está pasando.

Alonso Mostazo (EA3EPH)

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La Ionosfera (y IV): Variaciones regulares de la Ionosfera

Cuarta y última entrega de una serie de 4 artículos de Alonso Mostazo Plano (EA3EPH) sobre la ionosfera.

La radiación solar responsable de la formación de la ionosfera es continuamente variable en su intensidad dada la evolución de la actividad solar, así como en los ángulos al alcanzar la ionosfera dado el movimiento de la Tierra. En una u otra fecha, la ionización y recombinación también van cambiando a lo largo del año, en en el que las variaciones regulares de la ionosfera pueden dividirse en: diarias, estacionales, geográficas y cíclicas.

Diarias

Las variaciones diarias son debidas a la continua diferencia de elevación del Sol durante el día por el movimiento de rotación de la Tierra. En éstas, destaca la evolución de la ionosfera en las regiones más bajas D y E que comienzan a formarse en horas cercanas al orto y desaparecen en horas cercanas al ocaso.

Por encima, en las regiones F1 y F2 la ionización es variable a lo largo del día conforme la elevación de Sol es mayor o menor.

Estacionales

Las variaciones estacionales son consecuencia de que la evolución de la ionosfera en una u otra estación del año es diferente durante el día, así como en las noches. En ambos hemisferios, durante los días de primavera/verano, en alturas de la región E, se registran frecuentemente ionizaciones esporádicas.

Por encima de la región E, en horas cercanas al amanecer, comienza a formarse la región F1 en la que la ionización es persistente a lo largo del día, disminuye lentamente conforme la elevación del Sol es menor y desaparece en horas cercanas al ocaso.

Durante las noches, debido a la menor duración de éstas, así como a una recombinación más lenta y menor, la ionización de la región F es mayor.

Durante los días de otoño/invierno en ambos hemisferios, normalmente se alcanza una ionización menor, salvo los días de invierno del hemisferio Norte.

Geográficas

Las variaciones geográficas son debidas al comportamiento de la ionosfera en una u otra latitud de ambos hemisferios. En fechas en las que el Sol se encuentra muy cerca del Ecuador o la declinación es mínima, la ionización es muy parecida desde latitudes altas de ambos hemisferios. Si descendemos desde ambos polos hasta el Ecuador, normalmente la ionización es mayor conforme la latitud es menor, hasta alrededor de los 20ºN /20ºS, donde ésta es máxima.

En latitudes inferiores, donde la radiación del Sol es casi perpendicular durante todo el año, aunque la ionización desciende muy levemente, ésta es muy alta durante el día, se registran fuertes y persistentes ionizaciones esporádicas, así como una recombinación mucho más lenta en la noche.

En las zonas polares de ambos hemisferios, principalmente debido a las tormentas de radiación solar “también conocidas” como eventos de partículas solares o de protones, pueden ionizarse muy fuertemente las zonas más bajas de la ionosfera, afectando severamente a las señales de HF, efecto que se conoce como “Absorción en el Casquete Polar”. Durante las noches de invierno, la ionización es muy baja e incluso insuficiente para devolver a Tierra señales del rango de HF, aunque en latitudes tan altas existen otras
causas de ionización ajenas a la radiación solar.

Cíclicas

A lo largo del ciclo solar la actividad solar es diferente en uno u otro momento, su duración es de alreredor de 11 años, aunque no exactamente, habiéndose registrado ciclos de más o menos duración, así como de mayor o menor actividad solar.

La actividad solar máxima se registra en fechas cercanas a las mitad del ciclo o poco después y, día a día, desde diferentes estaciones de la Tierra se toman medidas del flujo de radiación en diferentes frecuencias. Una de las frecuencias en las que se toma medida es la de 2800 MHz y dado un paralelismo, éste es el que mejor indica el nivel de radiación ultravioleta, responsable de la formación de la ionosfera en las regiones más altas F1 y F2 que hacen posible los comunicados o circuitos HF largos.

Autor: Alonso Mostazo Plano (EA3EPH).

 

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Propagación NVIS: Estudio y Experiencias

Acabo de rescatar, con permiso de su autor, un interesante documento publicado en el número 37 de la revista “Memorial del Arma de Ingenieros”, del año 1989. Se trata del artículo “Propagación NVIS: Estudio y Experiencias”, escrito por el entonces Capitán Don Julián Iranzo Collado, del Regimiento de Transmisiones Tácticas nº21 del Ejército de Tierra español. El “Memorial del Arma de Ingenieros y Revista Científico-Militar” es una de las publicaciones técnicas más antiguas de España con continuación en la actualidad, datando su primer número del año 1846 y con reconocido prestigio a nivel europeo. La revista fue fundada por el Ingeniero General D. Antonio Remón Zarco del Valle y Huet, con la finalidad de difundir entre los Oficiales del Cuerpo aquellos estudios y conocimientos que más les podían interesar y al mismo tiempo, darles facilidades para que el resultado de sus trabajos y el fruto de su experiencia fueran conocidos.

Se difunde desde el año 1999 en formato digital y el Ministerio de Defensa ha realizado el esfuerzo de digitalizar los números publicados entre 1846 y 1936, disponibles a través de la Biblioteca Virtual de Defensa (BVD). El artículo que nos ocupa, datado en 1989, no está por tanto disponible de momento en la BVD y considero del máximo provecho rescatarlo no solamente por su interés histórico sino también por su interés técnico derivado del resurgir actual de las comunicaciones por radio en HF, tanto en entornos militares como de comunicaciones de emergencia.

En el artículo se exponen los resultados de un experimento de propagación NVIS (Near Vertical Incident Skywave) realizado en el año 1987, durante las Escuelas Prácticas de Transmisiones GAMO-87 en las provincias de Guadalajara y Madrid, en el que se utilizan estaciones de comunicaciones de los tipos MERCURIO-A y MERCURIO-B dotadas con radios de HF y antenas dipolo horizontales instaladas a diferentes alturas sobre el suelo, con el objetivo de evaluar las características de radiación de las mismas. Las pruebas se apoyan además en el uso de un radiogoniómetro para evaluar tanto los patrones de radiación como las posibilidades de evasión de las estaciones NVIS ante la radiolocalización.

En las conclusiones quedan patentes las posibilidades de este modo de propagación de HF para establecer comunicaciones fiables más allá del alcance de la onda de tierra y cubriendo el hueco de unos 200 km de la primera zona de salto, típica de las comunicaciones ionosféricas de media y larga distancia. Se evalúan los resultados de operar con antenas dipolo ajustadas para frecuencias comprendidas en el rango entre 3,5 MHz y 8 MHz e instaladas a diferentes alturas sobre el suelo, planteándose además varios posibles escenarios operativos de uso.

Los resultados son completamente extrapolables para su uso actual tanto en entornos militares como de comunicaciones de emergencia, considerando que algunas de las conclusiones tendrán una aplicación diferente dependiendo del escenario. Por ejemplo, los consejos relativos a obtener una baja probabilidad de interceptación en un entorno militar con presencia de medios hostiles ESM, mediante la supresión de la onda de tierra aprovechando la orografía, serían justo los opuestos en un entorno de comunicaciones de emergencia, donde se pretendería maximizar los alcances tanto por onda de tierra como por onda ionosférica. Del mismo modo, la parte relativa a las dificultades de establecimiento de marcaciones radiogoniométricas de este tipo de emisiones también puede ser muy interesante desde el punto de vista de la localización de embarcaciones en peligro en el mar.

Aprovecho para agradecer a su autor la autorización para publicar el artículo en la web.

Enlace: “Propagación NVIS: Estudio y Experiencias”

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La Ionosfera (III): Estructura de la Ionosfera

Tercera entrega de una serie de 4 artículos de Alonso Mostazo Plano (EA3EPH) sobre la ionosfera.

Aproximadamente a partir de los 65 Km de altura comienza una zona de la atmósfera en la que los diferentes elementos que hay en ella son o están ionizados a causa de la radiación solar principalmente: la ionosfera.

Capas de la atmósfera (Cortesía: NASA Heliophysics: Near-Earth Space Fun Facts).

Conforme se gana altura la ionización es creciente, con cierta variabilidad y hasta alcanzar la altura en la que esa ionización o densidad electrónica es máxima. Aunque desde el rango de HF la ionosfera es aprovechable principalmente desde alrededor de los 95 Km, desde su inicio y hasta la altura en la que alcanza esa máxima densidad electrónica, en la ionosfera se diferencian las siguientes regiones, zonas o capas:

Zona o capa D.

Es la más cercana a la Tierra, en la que mayor presión se da y su altura está comprendida entre los 60 Km y 95 Km aproximadamente. Esta región se forma únicamente durante el día y en ella los rayos X, así como diferentes reacciones fotoquímicas, son los que ionizan principalmente el O2 y el monóxido de nitrógeno NO.

Para las señales de HF, su principal característica es la absorción y aunque ésta afecta principalmente a las frecuencias bajas, dependiendo de determinada actividad solar, hay veces que no sólo afecta también a frecuencias más altas, sino que incluso es la responsable de los conocidos apagones de radio.

Zona o capa E.

También conocida como la capa Kennelly-Heaviside, está situada por encima de la zona D y como ésta, también es diurna. Su altura máxima alcanza alrededor de los 140 Km o “poco más” en horas cercanas al orto/ocaso, su máxima densidad electrónica se mantiene bastante estable a lo largo del día entre los 100 Km y 130 Km aproximadamente y en ella, la radiación ultravioleta así como los rayos X son los que ionizan elementos como el O2, O y NO. Esta zona es la responsable de devolver a Tierra señales oblicuas de HF de hasta
alrededor de los 8 MHz.

Zona o capa F.

También conocida como la capa Appleton, es la más alta, extensa y en la que mayor densidad electrónica se da y ésta se registra muy por debajo de donde acaba la ionosfera. Principalmente en primavera/verano y durante el día se divide en dos capas, “F1 y F2” y en los días de invierno, en horas cercanas al mediodía, hay veces que F1 se
forma o “aparece”, pero durante muy poco tiempo.

En dichas zonas, los principales elementos ionizados son el N2, NO y O en F1, así
como el O y N en F2 y de ello es responsable principalmente la radiación ultravioleta.

La altura mínima de F1 comienza cerca de los 144 km y llega hasta alrededor de los
240 km y por encima de ella, comienza la región F2 que alcanza esa máxima densidad electrónica alrededor de los 350 Km durante el día y con cierta variabilidad.

Al anochecer, la altura en la que comienza la región F, así como en la que alcanza su
máxima densidad electrónica la ionosfera normalmente es mayor y va ascendiendo despacio a lo largo de la noche, alcanzando la máxima densidad electrónica alrededor de los 450 km y aunque la ionosfera aún se extiende a mucha más altura, la ionización o densidad electrónica es menor conforme se asciende y hasta desaparecer.

Debido a la recombinación y principalmente desde horas cercanas al ocaso, la densidad electrónica o ionización va descendiendo y fuertemente en las noches de invierno, en las que incluso en latitudes altas desaparece o es insuficiente para devolver a la Tierra señales del rango de HF.

En las noches de primavera/verano la recombinación es menor, más lenta y aún mucho más en latitudes bajas o ecuatoriales durante todo el año. Las señales oblícuas que son devueltas a Tierra desde la zona F2 son las responsables de comunicados o circuitos HF largos y en latitudes medias, el valor de dichas señales oscila entre los 17 MHz y 35 MHz e incluso superiores, según fechas de baja o alta actividad solar.

Igualmente, en la noche y latitudes medias, dependiendo del nivel de actividad solar, desde la región F son devueltas a Tierra señales que oscilan aproximadamente entre los 10 MHz y 21 MHz.

Autor: Alonso Mostazo Plano (EA3EPH).

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La Ionosfera (II): Formación de la Ionosfera

Segunda entrega de una serie de 4 artículos de Alonso Mostazo Plano (EA3EPH) sobre la ionosfera.

La atmósfera de la Tierra está formada por diversos gases y durante el día, aproximadamente por encima de los 60 Km, la radiación solar en determinadas frecuencias ioniza los elementos que encuentra a su paso, pero además ocurre también el efecto contrario, la recombinación. A partir de esa altura, esa constante oposición entre ionización y recombinación es la que da origen a una variabilidad ya que ambas dependen de la altura, latitud y hora del día.

La ionización es el proceso por el cual un átomo o molécula son desequilibrados, convirtiéndose en portadores de una carga eléctrica positiva al perder uno o más electrones y cargándose positivamente, o bien por ganar uno o más electrones y cargándose negativamente.

La energía necesaria para extraer un electrón de un átomo o molécula es diferente, cuanto más cercano está el electrón al núcleo, mayor es la energía necesaria para extraerlo, por lo que la energía de ionización a menudo se refiere a la energía necesaria para arrancar un electrón de los más externos y dicha energía es diferente para uno u otro elemento, conociéndose como electrón libre aquél que ha sido arrancado del átomo o molécula.

Aurora Boreal fotografiada desde la ISS en 2011

Aurora Boreal fotografiada desde la Estación Espacial Internacional en 2011 (Imagen: NASA)

En la ionosfera son varios elementos los que son ionizados, como el nitrógeno y oxígeno molecular N2 y O2 o el oxígeno monoatómico O, juntos forman una mezcla de partículas cargadas eléctricamente en la que la carga negativa total es igual en módulo a la carga positiva, dicha mezcla se conoce con el nombre de plasma que es un estado de la materia altamente ionizado en el que el número de electrones libres es aproximadamente igual al número de iones positivos y de ello es responsable la radiación ultravioleta en las zonas medias y altas, así como los rayos X en las zonas más bajas.

Debido a que los electrones tienen propiedades para transportar la carga eléctrica y ésta se manifiesta a través de fuerzas de atracción o repulsión, se ocasionan desplazamientos o movimientos que dan origen a corrientes en la ionosfera, pero al estar además bajo el efecto  del campo magnético de la Tierra, así como de la actividad solar, el movimiento de dichas cargas es mucho más complicado.

En general, a lo largo del día se da constantemente una ionización que va en aumento desde  poco antes de amanecer hasta horas cercanas al mediodía “aunque no exactamente” y después comienza a darse mayormente el efecto contrario, la recombinación.

La recombinación es proceso en el que cada átomo o molécula recupera a los electrones, ésta alcanza su máximo a lo largo de la noche, es más rápida en latitudes altas, menor en las  noches de primavera/verano en una u otra latitud y siempre más lenta en latitudes bajas, aunque con diferencias en una u otra fecha.

Además y al margen de la radiación solar, hay un par de “causas” de ionización aprovechables desde la Radioafición:

1/-Al entrar en la atmósfera meteoros y debido al fuerte rozamiento, originan gran desprendimiento de energía que llega a ocasionar ionización en las zonas afectadas, aunque durante muy cortos plazos de tiempo.

2/-Debido a movimientos anormales que a veces realizan los iones, choques de las moléculas del viento neutro dado en la ionosfera, así como la interacción del campo magnético, a veces se ocasionan acumulaciones de iones mayormente en alturas comprendidas entre los 100Km y 140 Km aproximadamente que conocemos como ionización  esporádica, una variación “irregular” de la ionosfera que cambia sus propiedades rápidamente, se da con más frecuencia en primavera/verano en latitudes medias y tiene características de su formación diferentes en latitudes altas, medias y bajas.

En menos letras:

Debido a la radiación,
los elementos son afectados
por diferentes frecuencias
quedan desequilibrados.
Todo es cosa de energías,
hay un constante reajustar
en busca del equilibrio
poco a poco, sin parar.
Mientras tanto esas señales,
unas vienen y otras van
y en una u otra frecuencia
nunca dejan de informar.
Todo depende de todo,
hay continuas variaciones
uno u otro parámetro
va cambiando sus valores.
Todos juntos limitan,
día a día sin cesar
muy despacio y con cuidado
qué frecuencia utilizar.

Autor: Alonso Mostazo Plano (EA3EPH).

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La Ionosfera (I): El Sol y su radiación

Primera entrega de una serie de 4 artículos de Alonso Mostazo Plano (EA3EPH) sobre la ionosfera.

Como sabemos, el Sol es la estrella más cercana a la Tierra, su masa es 332.946 veces superior a la de nuestro planeta, su brillo es consecuencia de las reacciones nucleares que tienen lugar en su denso núcleo, región se extiende aproximadamente hasta 1/4 de su radio, su movimiento de rotación es más rápido en la zona ecuatorial (donde da una vuelta cada 25 días) que en los polos, donde el giro de su masa se produce cada 34 días y su atmósfera se compone de tres capas principales: la fotosfera, la cromosfera y la corona, siendo éstas dos últimas más externas y visibles durante los eclipses de Sol.

La actividad solar varía lentamente y se caracteriza principalmente por la formación de las manchas solares, protuberancias, filamentos en la corona, así como fulguraciones y chorros coronales, fenómenos de actividad que obedecen a leyes de frecuencia, latitud y polaridad magnética, características de los ciclos solares y aunque su duración es aproximadamente de 11 años, se han registrado ciclos de mayor, así como de menor duración.

Imagen del Sol en UV extremo tomada por la sonda Solar Dynamics Observatory en Mayo de 2012 (Cortesía NASA/SDO)

La radiación solar está compuesta por ondas y su análisis puede revelar gran información acerca de las propiedades físicas del Sol, además, en determinadas longitudes de onda, no sólo es la responsable de la formación de la ionosfera, sino que en razón a los cambios que ocasiona en ésta, también afecta fuertemente a la propagación HF y en dicha radiación, además de las ondas de radio, podemos distinguir por su longitud de onda:

  • Rayos X duros, con una longitud de onda inferior a 10 nanometros (nm).
  • Rayos X blandos, con una longitud de onda comprendida entre 10 y 30 nm.
  • Extrema Ultravioleta, con una longitud de onda entre 30 y 120 nm.
  • Ultravioleta, con una longitud de onda entre 120 y 400nm.
  • Visible, con una longitud entre 400 y 700nm.
  • Infrarroja, con una longitud de onda entre 700 nm y 1 mm.

Desde diferentes estaciones de la Tierra, diariamente se toma medida de la radiación solar en determinadas frecuencias y entre ellas del flujo Solar de 2.800 MHz (10,7 cm de longitud de onda) que se considera es el índice que mejor indica la intensidad de la radiación  ultravioleta (principal responsable de la formación de la ionosfera en zonas medias y altas) y el valor de éste es “proporcional” al número de Wolf (número relacionado con la cantidad de manchas presentes en la superficie del Sol), pero dado que los altibajos que se dan en día a día en ese flujo son menores, es por ello una cifra más estable.

A lo largo de un ciclo solar, las manchas solares se desplazan constantemente sobre el disco solar desde latitudes altas a latitudes bajas en ambos hemisferios y cada ciclo sigue una ley de polaridad inversa al anterior, conociéndose como “Constante Solar” a la cantidad total de energía por segundo para todas las longitudes de onda que se recibiría en la parte superior de la atmósfera terrestre cuando la Tierra está situada a su distancia media del Sol, siendo su valor de unos 1.370 W/m2.

La mayor parte de la radiación solar es emitida en la parte visible del espectro y en el infrarrojo cercano al mismo, la radiación ultravioleta es aproximadamente un 1% del total y todas las demás longitudes de onda lo hacen con una pequeñísima fracción de otro 1%.

Autor: Alonso Mostazo Plano (EA3EPH).

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