BREVE INTRODUCCIÓN A LA PROPAGACIÓN Y A LOS PRINCIPALES FACTORES QUE LA AFECTAN

Por K9LA

El Sol emite radiación electromagnética y materia, como consecuencia del proceso de fusión nuclear. La radiación electromagnética con longitudes de onda de 100 a 1000 Angstrom (ultravioleta) ioniza la región F; la radiación de 10 a 100 Angstrom (rayos X suaves) ioniza la región E, y la radiación de 1 a 10 Angstrom (rayos X fuertes) ioniza la región D. La materia solar (que incluye partículas cargadas, electrones y protones) es expelida por el Sol a un ritmo regular y constituye el viento solar. En un día solar "tranquilo", la velocidad del viento solar en dirección a la Tierra es, por término medio, de unos 400 km por segundo.

El viento solar afecta significativamente al campo magnético terrestre. En lugar de comportarse como un simple imán de barra, el campo magnético terrestre es comprimido por el lado que mira al Sol, y estirado hacia afuera por el lado opuesto (la cola magnética, que se extiende a una distancia de decenas de radios terrestres empujada por el viento solar). Aunque la radiación electromagnética del Sol puede chocar con toda la ionosfera iluminada por aquél, las partículas cargadas expelidas por el Sol son guiadas por la ionosfera a lo largo de las líneas del campo magnético, y por lo tanto sólo pueden chocar en las latitudes altas, donde las líneas del campo magnético se introducen en la Tierra.

Además, cuando la radiación electromagnética del Sol expulsa un electrón de un átomo neutro de la atmósfera, el electrón puede moverse en espiral a lo largo de una línea del campo magnético (se mueve alrededor de la línea del campo magnético a la frecuencia de giro del electrón). Por lo tanto, el campo magnético terrestre tiene un papel importante y crítico en la propagación. Las variaciones del campo magnético terrestre se miden con los magnetómetros. Se dispone de dos medidas: el índice A diario y el índice K cada tres horas. El primero usa una escala lineal que va de 0 (silencio) a 400 (tormenta severa). El índice K usa una escala cuasi-logarítmica (es esencialmente una versión comprimida del índice A) que va de 0 (silencio) a 9 (tormenta severa). Por lo general, un índice A igual o inferior a 15, o un índice K igual o inferior a 3 son los mejores para la propagación.

Las manchas solares son zonas del Sol asociadas a la radiación ultravioleta. Por lo tanto están unidas a la ionización de la región F. Los números diarios de manchas solares, cuando se representan gráficamente en un período de un mes, tienen muchos altibajos. Al calcular la media mensual de estos números resulta el número medio mensual de manchas solares, que también tiene muchos altibajos cuando se representa gráficamente. Por lo tanto, para medir los ciclos solares se necesita una media suavizada. Ésta se denomina SSN ("smoothed sunspot number", número de manchas solares suavizado). El SSN para un mes determinado se calcula con los datos de los seis meses anteriores y los seis meses posteriores, más los datos del mes en estudio. Por esta razón el SSN oficial siempre se obtiene con seis meses de retraso.

Las manchas solares vienen y van en un ciclo de aproximadamente 11 años. El ascenso hasta el máximo (cuatro a cinco años) suele ser más rápido que el descenso hasta el mínimo (seis a siete años). Durante y cerca del máximo de un ciclo solar, el mayor número de manchas solares produce una mayor radiación ultravioleta que incide en la atmósfera. Esto aumenta significativamente la ionización de la región F, permitiendo a la ionosfera refractar las señales de frecuencias más altas (15, 12, 10 e incluso 6 metros) devolviéndolas a la Tierra y haciendo posible los contactos de DX. Cerca del mínimo del ciclo solar, el número de manchas solares es tan bajo que las frecuencias más altas pasan a través de la ionosfera, perdiéndose en el espacio. Sin embargo, esta baja actividad solar produce menos absorción y una ionosfera más estable, resultando la mejor propagación de las frecuencias inferiores (160 y 80 metros). Por lo tanto, en general, los SSN altos son los mejores para la propagación de las altas frecuencias, y los valores bajos son mejores para las bajas frecuencias.

La mayoría de las perturbaciones de la propagación proceden de las llamaradas solares y de las expulsiones de masa coronal (CME, "coronal mass ejection"). Las llamaradas solares que afectan a la propagación se denominan llamaradas de rayos X, debido a que su longitud de onda es de 1 a 8 Angstrom. Las llamaradas de rayos X se clasifican con las letras C (las menores), M (las de tamaño mediano) y X (las mayores). Las llamaradas de clase C suelen tener un efecto mínimo en la propagación. Las de clase M y X tienen un efecto progresivamente adverso sobre la propagación. La radiación electromagnética de una llamarada de clase X en la gama de 1 a 8 Angstrom puede causar la pérdida total de la propagación en el lado iluminado por el Sol, debido al aumento de la absorción de la región D. Además, las grandes llamaradas de clase X pueden emitir protones muy energéticos que son conducidos por el campo magnético terrestre al casquete polar. Esto puede producir un evento de absorción del casquete polar (PCA, "polar cap absorption"), con alta absorción de la región D en los trayectos que pasan a través de las zonas polares de la Tierra.

Una CME es una expulsión explosiva de gran cantidad de masa solar, la cual puede hacer que la velocidad media del viento solar salte dramáticamente -como una onda de choque dirigida hacia la Tierra-. Si la polaridad del campo magnético solar es hacia el Sur cuando la onda de choque incide en el campo magnético terrestre, se acopla a éste y puede causar grandes variaciones del mismo. Esto se ve como un aumento de los índices A y K. Además de la actividad de las auroras, estas variaciones del campo magnético pueden hacer que los electrones que giran en espirales alrededor de las líneas del campo magnético se pierdan en la cola magnética. Al perderse los electrones, las frecuencias máximas utilizables (MUF, "maximum usable frequencies") disminuyen, recuperándose solamente después de que el campo magnético regresa a la normalidad y el proceso de ionización vuelve a suministrar los electrones perdidos. La mayor parte del tiempo, los índices A y K elevados reducen las MUF, pero ocasionalmente, cuando los índices A y K son

elevados, pueden aumentar aquéllas a bajas latitudes (debido a un proceso complicado).

Las llamaradas solares y las CME están relacionadas, pero pueden ocurrir juntas o por separado. Los científicos aún tratan de comprender la relación entre ambos fenómenos. Una cosa es cierta, sin embargo: la radiación electromagnética debida a una gran llamarada, viajando a la velocidad de la luz, puede producir en la propagación "apagones" (blackouts) de corta duración en el lado iluminado de la Tierra, a unos diez minutos de la erupción. Por desgracia, detectamos visualmente la llamarada al mismo tiempo que el "apagón", pues tanto la luz visible como la llamarada y la radiación electromagnética en la gama de 1 a 10 Angstrom producida por aquélla viajan a la velocidad de la luz. En otras palabras, no hay advertencia posible. Por otra parte, las partículas energéticas expelidas en una llamarada pueden tardar hasta varias horas en alcanzar a la Tierra, y la onda de choque de una CME puede tardar hasta varios días en llegar, dándonos cierta advertencia de las perturbaciones que se producirán.

Cada día el Space Environment Center (Centro para el Medio Ambiente Espacial), dependiente de la NOAA (National Oceanographic and Atmospheric Administration, Administración Oceanográfica y Atmosférica) y la Fuerza Aérea de los EE.UU. emiten conjuntamente un informe solar y de actividad geofísica. El informe actual y los anteriores archivados están en http://sec.noaa.gov/Data/near-earth.html en la sección "Daily or less" (diario o menos) de la línea "Solar and Geophysical Activity Report and 3-day Forecast" (Informe de actividad solar y geofísica y predicción para tres días). Cada informe diario consta de seis partes.

La parte IA da un análisis de la actividad solar, incluyendo las llamaradas y las CME. La parte IB da un pronóstico de la actividad solar. La parte IIA da un resumen de la actividad geofísica. La parte III da las probabilidades de eventos de llamaradas y CME. Estas tres partes se pueden resumir como sigue: la propagación normal (sin perturbaciones) ocurre generalmente cuando no se observan ni se pronostican llamaradas de rayos X mayores que las de clase C, junto con velocidades del viento solar debidas a las CME cercanas a la media de 400 km/s.

La parte IV da el flujo solar de 10,7 cm observado y pronosticado. Un comentario acerca del flujo solar: éste tiene poco que ver con lo que hace la ionosfera ese día. Se explicará más adelante.

La parte V da los índices A observados y pronosticados. La parte VI da las probabilidades de actividad geomagnética. Estas dos últimas partes se pueden resumir como sigue: la buena propagación ocurre generalmente cuando el pronóstico para el índice A diario es igual o menor que 15 (correspondiendo a un índice K de 3 o menos).

La estación WWV emite una versión abreviada de este informe en el minuto 18 de cada hora. En él se da el flujo solar de 10,7 cm del día anterior, el índice A del día anterior y el índice K de las últimas tres horas. También se dan la actividad solar y la actividad del campo geomagnético actuales, junto con los pronósticos para ambos. Al igual que en el informe de actividad solar y geofísica, se espera propagación normal (sin perturbaciones) cuando la actividad solar es baja y el campo geomagnético es "silencioso" (quiet). Aquí cabe un comentario: tanto el informe de actividad solar y geofísica como el de WWV dan el estado de la actividad solar. No es el estado del ciclo solar de 11 años, sino más bien el estado de las perturbaciones solares (llamaradas y CME). Por ejemplo, si se informa de baja actividad solar, eso no significa que estemos en el valle del ciclo solar, sino que el Sol no ha producido grandes llamaradas ni CME.

Para predecir la propagación se ha hecho mucho esfuerzo en encontrar una correlación entre las manchas solares y el estado de la ionosfera. La mejor correlación ha resultado estar entre los parámetros ionosféricos del SSN y la media mensual. Ésta es la correlación en que se basan los programas de predicción de la propagación, lo que significa que las salidas que producen (usualmente MUF e intensidades de señal) son valores con probabilidades dentro de un intervalo de un mes. No son absolutos, sino de naturaleza estadística. La comprensión de esto es clave para el uso adecuado de las predicciones de la propagación.

Las manchas solares son una medida subjetiva, pues se cuentan visualmente. Sería estupendo tener una medida más objetiva, que realmente midiera la emisión del Sol. El flujo solar de 10,7 cm se ha convertido en esta medida. Pero es solamente una medida general de la actividad solar, pues una longitud de onda de 10,7 cm tiene muy poca energía para producir ninguna ionización. Por lo tanto, el flujo solar de 10,7 cm no tiene que ver con la formación de la ionosfera. La mejor correlación entre el flujo solar de 10,7 cm y las manchas solares está entre los números suavizados de ambas magnitudes; la correlación entre los valores diarios, o aun las medias mensuales, no es muy aceptable.

Puesto que nuestros programas de predicción de la propagación se basan en la correlación entre los parámetros ionosféricos del SSN y las medias mensuales, el uso del SSN o el equivalente flujo solar de 10,7 cm suavizado da los mejores resultados. El uso del flujo solar de 10,7 cm diario, o incluso el número de manchas solares diario, puede introducir un error considerable en las predicciones de la propagación, debido al hecho de que la ionosfera no reacciona a las pequeñas variaciones diarias del Sol. Aun tomando la media semanal del flujo solar de 10,7 cm, ello puede contribuir a predicciones erróneas. Reiterando, los mejores resultados se obtienen utilizando el SSN o el flujo solar de 10,7 cm suavizado, y comprendiendo el concepto de los valores medios mensuales. Si hubiese una buena correlación entre lo que hace la ionosfera hoy y el flujo solar de hoy (o el número de manchas solares de hoy), entonces tendríamos un modelo de propagación diaria, en oposición al modelo de propagación media mensual.