COMO INTERPRETAR EN FORMA PRÁCTICA LA PROPAGACIÓN

Todos sabemos lo complejo y caprichoso que resulta ser el fenómeno
que nos permite hablar a distancia o propagación de nuestras ondas.
Hemos escuchado en múltiples oportunidades como se efectúa y porqué,
también programas que nos dan parámetros para conocer lo que está
sucediendo con ella y consecuentemente con nuestras emisiones, en
fin, mucho se ha escrito sobre este importante fenómeno.
Para comenzar recordemos rápidamente y sin entrar en detalles, que la
propagación de las ondas de radio, se producen por electromagnetismo
y por lo tanto, todo lo relacionado con electricidad y magnetismo
maneja el comportamiento de este fenómeno. Por esta razón importa
mucho la ionización de los cuerpos y gases donde la onda rebota o se
absorbe, también importan las variaciones geomagnéticas producidas en
nuestra atmósfera por causa de las innumerables alteraciones que el
sol emite.
En la región atmosférica entre los 50 hasta aproximadamente los 500
Km, algunas moléculas de la atmósfera son ionizadas por la radiación
solar. A esta zona se le denomina Ionósfera.
La ionización es un proceso en el cual los electrones que son de
carga negativa son removidos o separados de su átomo neutral o de una
molécula de igual carga para convertirse en iones con carga positiva.
Por este fenómeno se le conoce a esta capa de la atmósfera como:
ionósfera.
En definitiva es la liviandad y los movimientos más libres de los
electrones ionizados, los que producen el desarrollo de la
propagación en las altas frecuencias, o sea, entre los 3 a los 30 MHz.
Todo este proceso y resultado del mismo, es producido por el sol, ya
que el calor irradiado, su variedad de rayos generados, como los
Gamma, los X y los ultravioleta entre otros, influyen directamente en
este proceso de ionización antes descrito.
La Ionósfera como capa reflectora en la atmósfera es concéntrica con
la superficie terrestre y está expuesta a las situaciones descritas
haciendo variar su comportamiento. Por ejemplo, cuando los rayos
solares caen perpendicularmente sobre ella o cuando lo hacen en forma
oblicua, vale decir verano e invierno, se produce una alteración
importante en la ionización, ayudado también por el geomagnetismo.
Las explosiones solares que al dejar escapar en forma violenta,
llamaradas y radiación producen de igual forma un trastorno severo
que a menudo cortan la conductibilidad produciendo un enmudecimiento
absoluto de las ondas de radio de altas frecuencias. Otro fenómeno de
importancia es el ciclo solar donde aparecen las conocidas manchas
solares producto de un brusco enfriamiento ocurrido en la superficie
solar y que sucede aproximadamente cada 11 años dándonos una buena
posibilidad de tener una excelente propagación en las bandas altas.
Pero todo esto es enredarnos más en el tema ya que existen tantas
variantes y condiciones que es muy difícil pronosticar con certeza lo
que sucederá con la esquiva propagación. Es algo parecido a
pronosticar el clima.
De un modo u otro y aún cuando el tema tiene muchas variantes,
debemos conocer su comportamiento para analizar nuestro plan de
operación.
Para ello, existen algunos datos que en definitiva son los que nos
interesan y que nos ayudarán a saber donde actuar, a qué hora, hacia
donde, etc.
Cabe señalar en este punto que las variaciones de estos valores están
en permanente cambio, tanto por la inestable actividad solar como por
el movimiento de la tierra que en conjunto producen un notorio
desvanecimiento o incremento de la propagación.
Antes de entrar en el tema, debemos nombrar algunos parámetros que
siempre actúan directamente en el comportamiento de la propagación y
que es bueno conocerlos, aunque sea de nombre.
Ellos son:
Número de Wolf = Es un nombre histórico del número de manchas solares
o Sunspot.
Indice K = Índice local logarítmico en la actividad geomagnética
tomados cada tres horas.
Su rango va de 0 a 9
Indice Kp = Es un índice de actividad geomagnética planetaria tomada
cada tres horas en Gottingen, Alemania, basada en los índices K,
entre 12 estaciones distribuidas alrededor del mundo.
Flare = Es una erupción repentina de energía en el disco solar cuya
medida se basa en su radiación y emisión de partículas.
Rayos Gamma = Radiación de alta energía observada durante las
explosiones solares (o flares ).
Rayos X ( como clase de erupción ) = Rango de la emisión de rayos X
que emite una explosión solar, medido en Watts por metro cuadrado.
Su medición, para tener una lectura menos compleja es en clases B ;
C ; M ; y X donde lo normal debe ser en clase B. Cuando este índice
pasa a clase C se dice que es significativo y en las siguientes,
adquieren signos de peligrosidad, sobre todo en X.
Flux = es lo que se denomina como Flujo Solar (Solar Flux), y que en
definitiva es el parámetro más significativo en el comportamiento de
la propagación, también se indica como SFI o Índice del flujo solar
de sus partículas y campos magnéticos que están es nuestra atmósfera.
Mientras más alto su número, significa que existe más viento solar
que afecta directamente a la Tierra.
Indice A = Simplemente un índice de actividad geomagnética derivada a
una escala de porcentaje de la lectura previa que se ha efectuado del
factor K durante las últimas 24 horas.
Con este baño de barniz de mínimos conocimientos, analicemos ahora
una estadística de propagación:
Normalmente y en forma resumida, un informe de propagación está
basado en los tres índices más importantes que influyen directamente
en las capas de la atmósfera que nos interesan para el DX. Vale
decir: Flujo solar, Magnetismo del momento y comportamiento del
magnetismo mediante estadística con parámetros porcentuales.-
Ejemplo de un informe: SFI = 135 A = 7 K = 2
Significa que:
El promedio de Flujo solar es de 135
Que el índice diario en promedio de actividad geomagnética es 7.
Que el índice local logarítmico de actividad geomagnética relativo a
un registro de curva normal en un día quieto : es 2.
Dicho en forma más práctica, nos conviene tener un índice de valor
bajo en el flujo solar, y en los parámetros de geomagnetismo.
Si se desea incluir a estos datos las manchas solares o Sunspot,
estas mientras más altos sean sus índices, mejor para el DX en bandas
altas.
Deducimos con lo antes expuesto que no todas las bandas tienen el
mismo comportamiento en un mismo momento, por lo que si usted desea
conocer la condición de una en especial, le sugiero que vea en alguna
página WEB relacionada con el tema, la proyección de un diagrama que
indique MUF (Maximun Usefull Frecuencies), le permitirá analizar
donde están propagando cada una de ellas, en ese instante, medidas en
metros de las bandas a usar, o sea 80, 40, 20, etc. Esta información
es permanentemente actualizada, más o menos cada media hora, lo que
corrobora lo antes citado sobre los permanentes cambios de
condiciones en la propagación.
CE6 NE


LA PROPAGACION DE LAS ONDAS

Parte 1( HF) por Carlos Verde, KG4TXS


FACTORES QUE INFLUYEN EN LA PROPAGACIÓN DE HF (160 a 10 metros)

Flujo Solar: Lectura diaria de la intensidad de la radiación solar en
2800 MHz (10.7 cm) asociada con las manchas solares alrededor de las
cuales se excitan los átomos de hidrógeno y generan ondas
electromagnéticas. El flujo solar está asociado con la radiación EUV
(extrema ultravioleta) que crea la ionósfera (capa de la atmósfera).
Una lectura de más de 150 (unidades de flujo solar) indica buenas
condiciones de propagación. Las unidades de flujo solar representan
pequeñas fracciones de 1 vatio por metro cuadrado.



Actividad Solar: Medición diaria de las emisiones de rayos X
provenientes de las fulguraciones solares (en inglés: solar flares).
Estas emisiones toman 8 minutos en llegar a la Tierra. Si los rayos X
son intensos, una ionización extensa de la capa D de la ionósfera (80
Km de altura) puede ocurrir y esto aumenta la absorción de las ondas
de radio; este disturbio ionósferico repentino causa un
desvanecimiento, primeramente en las frecuencias más bajas de las
señales de HF. Esto puede durar 1 o 2 horas durante el día. Las
condiciones de propagación son más favorables cuando la actividad
solar es baja (low). Las fulguraciones solares (solar flares) son
explosiones. Ocurren cuando campos magnéticos contorsionados hacen
explosión. Estas fulguraciones se presentan (al ser observadas con
instrumentos apropiados) como zonas muy brillantes alredor de las
manchas solares. Las fulguraciones solares (solar flares) emiten
rayos X e irradian protones.


Actividad Geomagnética: La interacción del viento solar (plasma, que
es gas ionizado compuesto por iones y electrones libres) con el campo
magnético de la Tierra. Existen tres índices: K (0 a 9 y se mide cada
3 horas), a (0 a 400 y se mide cada 3 horas) y A (0 a 400 y se mide
cada 24 horas). Períodos extensos (tormentas geomagnéticas de 1 a 2
días) hacen que se fragmenten o desaparezcan áreas en la ionosfera
causando un desvanecimiento en las señales de HF comenzando por las
frecuencias más altas. El viento solar es constante, pero a veces dos
protuberancias solares (erupciones de gas solar en forma de enormes
llamaradas que se perfilan en la corona) se conectan magnéticamente,
como un corto circuito (evento de reconección) y se produce una
expulsión coronal masiva de viento solar. (Una expulsión coronal
masiva puede estar relacionada a la aparición de una fulguración
solar a veces. Pero también existen casos en que estas expulsiones
ocurren sin que haya un evento de reconección o una fulguración.). El
viento solar de una expulsión coronal masiva puede alcanzar una
velocidad de 2000 km/s cerca de la Tierra y demora 3 días en llegar a
nuestro planeta; estos eventos ocurren todos los días, pero nos
afectan cada 12 días con diferentente intensidad dependiendo de la
dirección con que el viento solar entre al campo magnético de la
Tierra. Las condiciones de propagación son más favorables cuando la
actividad geomagnética está tranquila (quiet), o sea, un índice A
entre 0 y 7.



Altura de la capa F2: F2 es la capa más alta de la ionósfera, cubre
desde los 200 hasta los 500 km de altura; puede alcanzar una altura
de 600 km en ocasiones; tiene la densidad máxima de electrones
libres, lo que permite la propagación. La señal de radio se propaga a
distancias mayores si el nivel donde es reflejada está a mayor altura
(el "skip" de una señal en 14 MHz es mayor que el de una señal en 7
MHz ya que la señal en 14 MHz penetra más en la ionosfera y es
reflejada por capas superiores de ésta). Las señales que atraviesan
la regiones ecuatoriales, donde la capa F2 es más alta, se propagan a
mayor distancia. Al caer la noche, las capas F1 y F2 se unen y se
convierten en una sola capa: la capa F.



(La estación de radio WWV en Fort Collins, Colorado, Estados Unidos
trasmite en 5000, 10000 y 15000 kHz las 24 horas del día y da un
reporte del flujo solar, la actividad solar y la actividad
geomagnética a los 18 minutos pasados de cada hora en punto).

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Sobre el ciclo solar, la ionósfera y la propagación
en las bandas de 160 a 10 metros

(Por Carlos Verde)



El comportamiento del sol está estrechamente relacionado con las
condiciones de propagación en las altas frecuencias o las "ondas
cortas". La radiación solar ioniza la ionósfera permitiendo así que
ésta conduzca y redirija (por refracción) las ondas de radio hacia la
superficie de la tierra. El sol tiene un ciclo de unos 11 años que la
actividad solar sigue. El sol muestra su actividad a través del
comportamiento de sus manchas, sus fulguraciones y las expulsiones de
materia solar hacia el espacio. Desde que estos ciclos fueron
descubiertos se les dió una numeración. Por ejemplo, ahora estamos
saliendo lentamente del ciclo solar número 23 que terminará, según
algunos investigadores, en el año 2005. El punto culminante de la
actividad solar de este ciclo ocurrió en los años 2000 y 2001. En
este año 2003 la actividad solar va lentamente declinando y llegará a
su punto más bajo en el ciclo en los años 2005 y 2006, que marcarán
el comienzo del ciclo solar número 24. Todos los radioaficionados que
operamos HF (High Frequency) y los radioescuchas de onda corta que
hemos seguido los ciclos solares nos percatamos que la propagación
comenzó a mejorar gradualmente desde el año 1996, que según los
conocedores de la materia, marcó el comienzo de un ciclo más de
actividad solar que asciende, llega a su pico y baja en un período
aproximado de unos once años. (Algunos investigadores consideran que
este ciclo mostró dos picos, en los años 2000 y 2001 respectivamente,
también han pronosticado que este ciclo 23 durará unos 9 años y
medio.)



La radiación ultravioleta del sol crea la ionósfera, la capa de la
atmósfera que va desde los 60 hasta los 500 kilómetros de altura
apróximadamente, esta radiación le da a la ionósfera la conductividad
eléctrica necesaria para permitir la propagación de ondas de radio.
En este artículo consideramos las frecuencias que componen las bandas
de 160 hasta 10 metros, (HF), que usamos los radioaficionados, dentro
de las cuales también se encuentran las bandas en las que transmiten
las estaciones de "onda corta". La ionósfera tiene distintas capas:
D, E, F 1 y F 2 (estas capas comienzan en la D, no en la A; cuando
estas capas se descubrieron, los científicos dejaron las letras A, B
y C disponibles por si descubrían nuevas capas, pero ahora sabemos
que no hay más capas, las letras asignadas originalmente permanecen
hasta nuestros días). Las capas F 1 y F 2, de 300-400 km. y 400-500
km. de altura respectivamente, son diurnas, desaparecen en la noche
al unirse y convertirse en la capa F, que cubre una altura de 250 a
300 km. La capa D es la más baja (60-90 km. de altura); desaparece en
la noche; la capa E (100-125 km de altura) se debilita en la noche
(le quedan muy pocos electrones libres por la ausencia de los rayos
ultravioleta de la luz solar), pero no desaparece totalmente. La
división en capas de la ionósfera tiene en cuenta la altura, la
temperatura, la densidad del aire, la cantidad de electrones libres y
el comportamiento de estas capas en su relación con el sol y la
propagación de las ondas de radio. Estos factores cambian de acuerdo
con las estaciones del año y el área geográfica de nuestro planeta
sobre la cual las capas se encuentran. Cuando los átomos de la
ionósfera son ionizados por los rayos ultravioleta del sol, los
átomos liberan electrones. Las ondas de radio se propagan en forma de
fotones que son absorbidos y re-emitidos por estos electrones libres
y pasados a otros electrones libres. Los otros electrones libres
absorben, vibran y pasan esa vibración (re-emitiendo los fotones que
componen la onda de radio) a otros electrones libres y así
sucesivamente. La propagación se reduce al reducirse la cantidad de
electrones libres y haber más átomos neutros (no ionizados). Los
átomos neutros absorben los fotones que componen las ondas de radio,
pero no los re-emiten. Cuando un electrón choca con un átomo neutro
no puede pasar sus fotones a otro electrón libre, ya que este átomo
neutro absorbe la onda de radio que el electrón transporta en forma
de fotones y no la re-emite. Esta situación ocurre más en períodos de
baja actividad solar, en las noches y en la capa D de la ionósfera
durante el día por haber en ésta más átomos neutros. Esta situación
en la capa D afecta más las frecuencias bajas de onda corta y onda
media; las frecuencias altas que componen una señal de radio penetran
a mayor altura donde la ionización es mayor y los átomos neutros son
menos, son reflejadas hacia la superficie de la tierra y escuchadas a
grandes distancias. Mientras más alto una señal de radio sube en la
ionósfera, mas lejos "cae"; a mayor distancia llegará al ser
redirijida hacia la superficie de la tierra por la refracción
ionosférica.

La capa D de la ionósfera (la capa más baja, que cubre de unos 60 a
90 km de altura) desaparece en horas de la noche; es por esa razón
que las estaciones de radio de onda media se escuchan a mayor
distancia ya que no sufre la absorción diurna de la capa D y, por su
parte, la capa F (capa nocturna que resulta de la unión de las capas
F1 y F2 diurnas) refleja sus ondas que pueden llegar hasta ella al no
ser absorbidas por la capa D que no está presente en la noche. La
capa D puede tener una gran cantidad de electrones libres si altas
emisiones de rayos X del sol llegan a ésta e ionizan muchos átomos en
esta capa. Muchos electrones libres chocando con muchos átomos
neutros que abundan en esta capa D producen una gran absorción
o "radio blackout" que afecta muchas frecuencias; las bandas
están "muertas". Esta situación puede, a veces, durar unas cuantas
horas y se conoce con el nombre de disturbio ionosférico repentino.

La frecuencia máxima utilizable está directamente relacionada con
todos estos factores que hemos mencionado; mientras más ionización en
las capas F1 y F2, más altas las frecuencias en las que se puede
trabajar; las señales de frecuencias más altas penetran más alto en
la ionósfera, y alcanzan mayores distacias al regresar hacia la
superficie de la tierra. Cuando hay menos ionización, las señales de
frecuencias más altas no regresan, no son reflejadas a la tierra, se
pierden en el espacio. (En la literatura sobre estos tópicos, a
veces, se usan intercambiablemente las palabras reflección y
refracción para indicar que la señal es "doblada" al alcanzar la capa
de la ionósfera hasta donde llega y es reflejada o refractada hacia
la tierra; preferimos el termino refracción porque indica mejor lo
que en realidad sucede, ya que la señal es "doblada" y enviada hacia
la superficie de la tierra). Tengamos en mente también que la
intensidad de la radiación ultravioleta del sol varía de acuerdo con
el ciclo solar. Esta radiación aumentó hasta que alcanzó puntos
culminantes durante los años 2000 y 2001, como ya dijimos,
correspondiendo este período con un pico en las condiciones de
propagación. Esto fué corroborado en este período por la intensidad
de la radiación del sol en 2800 MHz o longitud de onda de 10.7 cm
(solar flux o flujo solar) que está asociada con la radiación
ultravioleta del sol y se usa como un índice de actividad solar y,
para nosotros los radioaficionados, como uno de los indicadores de
las condiciones de propagación.



La propagación puede variar dentro del mismo ciclo solar al ser
afectada por otros factores en diferentes áreas del mundo y en
distintas épocas del año; las horas del día y las estaciones del año
cambian la cantidad de electrones libres y la altura de la ionósfera
o ionosfera (se puede escribir de ambas formas); también hay otros
factores en el mismo sol que pueden hacer decrecer la propagación,
pero solo de manera temporal; un aumento en las emisiones solares de
rayos X (que ya mencionamos) puede incrementar la ionización de la
capa D de la ionósfera que por sus características aumentaría la
absorción de las ondas electromagnéticas (de radio) reduciendo así la
propagación. Un fuerte aumento de la intensidad del "viento solar",
que está compuesto de partículas electricamente cargadas provenientes
del sol, y la reacción intensa de éstas con el campo magnético de
nuestro planeta, también prodría reducir temporalmente la propagación
por un cambio en la composición de secciones de las capas F 1 y F 2
de la ionósfera al aumentar la cantidad de átomos neutros en estas
capas. A estos fenómenos se les llama tormetas ionosféricas.

Hay otros modos de propagación que no hemos considerado en este
artículo. Aquí hemos dado una idea general sobre la propagación
ionosférica más importante. La propagación es un amplio campo de
estudios en el que aún se hacen investigaciones y quizás se hagan
nuevos descubrimientos. Las personas interesadas pueden consultar
otros artículos y libros que se han escrito sobre este tópico tan
interesante.


Por Carlos Verde, KG4TXS