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Apuntes Solares
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 EL SOL Y LA IONOSFERA
La energ¡a irradiada por el Sol, bá sicamente rayos ultravioletas y rayos X, ioniza las part¡culas de gas en la
alta atmósfera terrestre (entre 100 y 400 Km.). La "ionosfera" resultante está dividida en tres capas,
arbitrariamente denominadas D, E y F; las D y E son producidas diariamente y la F es reionizada en cada salida
del Sol, pero permanece ionizada durante la noche.
Las condiciones de propagación en las bandas altas de HF, generalmente mejoran cuando la región F está altamente
ionizada, lo que depende de la intensidad de la radiación solar, aún cuando los campos electromagnéticos de la tierra
cumplen un importante rol. La clave para comprender la propagación reside, fundamentalmente, en el conocimiento de
la generación de energ¡a por parte del Sol.
La radiación solar no es constante y sus fluctuaciones en más o en menos, se producen en per¡odos de 11 años,
conocidos como "Ciclo Solar". Durante los per¡odos de más baja actividad, como ha ocurrido durante los últimos años, la radiación solar produce sólo una débil capa F y, en tales condiciones, las bandas altas de HF están abiertas sólo por pocas horas cerca del mediod¡a o directamente no se abren, como ha sido el caso reciente de la banda de 10 metros.
Por el contrario, en los per¡odos de mayor actividad, el promedio de la radiación solar crea una densa
capa F, suficiente para propagar las señales de 10 metros a todo el mundo durante la mayor parte del d¡a.
Las predicciones de propagación general pueden ser realizadas con años de anticipación, basandose en el aumento
o disminución de la actividad solar. El descubrimiento y posterior estudio del Ciclo Solar tiene una larga e
interesante historia, que resulta importante para comprender al Ciclo 23.
Esta historia comienza con la primera observación de las curiosas zonas oscuras del Sol, conocidas como "manchas
Solares" ("Sunspots").
DESCUBRIENDO EL CICLO DE MANCHAS SOLARES
Los astrónomos chinos poseen registros de las manchas oscuras en el Sol desde hace m s de 20 siglos, las que fueron redescubiertas por Galileo Galilei con su telescopio en 1611, pero permanecieron como poco más que enigmáticas curiosidades hasta que Rudolf Wolf, del observatorio de
Zurich, creó un método de recuento y clasificación de las manchas en 1849.
Analizando los datos históricos, Wolf descubrió que las mismas crec¡an y mermaban en per¡odos regulares de alrededor de 11 años y procedió a numerarlos retrospectivamente a
partir del año 1755 al que designó "Ciclo 1". Nosotros ahora estamos en el Ciclo 23 de la serie creada por Wolf hace cerca de 150 años.
El método de conteo de Wolf consiste en una simple fórmula que incluye las manchas individuales, los grupos de manchas y un factor de graduación para corregir las condiciones espec¡ficas del observador.
Por lo general, el número de manchas de Wolf var¡a desde 0 en el punto más bajo m s de 200 en el pico máximo. Durante el otoño e invierno de 1966, por ejemplo, hubo numerosos d¡as en los que el Sol no registro actividad alguna, por lo que el número fue 0. Las manchas no aparecen al azar, sino que siguen un diagrama c¡clico. En los comienzos de un
nuevo ciclo, las manchas aparecen a una latitud solar mayor de 30øN, Generalmente en pares a ambos lados del ecuador solar. A medida que el ciclo progresa, las manchas aparecen
más y más cerca de la parte media del sol, aumentando de número y tamaño.
Cuando el ciclo comienza a declinar, el
número y tamaño de las manchas comienza a disminuir, pero se
mantienen cerca del ecuador solar.
Por un breve per¡odo, de algo as¡ como un año, las manchas asociadas con el fin del ciclo, aparecen cerca del ecuador
simultáneamente con manchas de alta latitud y son asociadas con el advenimiento de un nuevo ciclo.
Los f¡sicos fijan la l¡nea divisoria entre el viejo y el nuevo ciclo en el
momento en que el número de manchas en alta y baja latitud son aproximadamente iguales. Esta decisión puede tomarse sólo después que tal circunstancia se produzca, pero las
mejores indicaciones de que ingrezamos en un nuevo ciclo son determinadas por lo ocurrido en algún momento de 1996.
La latitud de manchas observadas en el tiempo, tienen un diagrama en forma de mariposa. Observe que en el comienzo de cada ciclo, la mayor¡a de
las nuevas manchas está más arriba de los 30øN y S de latitud solar y hacia el fin del ciclo aparecen casi
exclusivamente dentro de los 10ø del ecuador solar.
Los cient¡ficos comenzaron a desentrañar la naturaleza
profunda de las manchas Solares, recién en el Siglo XX. Las manchas oscuras son actualmente zonas fr¡as en la
superficie del Sol, de cerca de 40000 km. de diámetro, lo que equivale a mas de tres veces el diámetro de la Tierra,
con una temperatura de unos 2000 Kelvin más baja que los 5800 Kelvin de la región que los rodea. Estas manchas
determinan áreas donde las l¡neas de los campos magnéticos del Sol quiebran la superficie y forman un arco hacia el
espacio. Cada arco produce una mancha o grupo de ellas a cada lado del ecuador solar. Las manchas están asociadas con
los polos norte o sur de las fuerzas magnéticas, dependiendo de qué lado del ecuador se ubiquen. Más destacable es que la polaridad de las manchas y de los campos magnéticos del
Sol se invierten cada 11 añ¤os, creando un ciclo completo de 22 años.
Si bien las manchas oscuras son formaciones relativamente pequeñas, liberan una inusual cantidad de radiación solar sobre un amplio rango de frecuencias, desde radio hasta
ultravioletas y rayos X. La intensidad de la radiación que alcanza a la Tierra depende no sólo del número y dimensiones
de las manchas sino también de su orientación con respecto a la misma. En general, las manchas que están cerca del ecuador solar tienen mayor incidencia en los efectos
observados en nuestro planeta que aquellas localizadas en latitudes Solares altas y bajas.
Hasta no hace mucho, el único medio para rastrear los ciclos Solares era la observación, clasificación y recuento visual
de las manchas. Durante 1940 se desarrolló un método que implica medir la radiación solar directamente en 2800 MHz (una longitud de onda de 10,7 cm.).
El Observatorio de Radioastronom¡a Dominion, en Penticton, BC, reporta todos los mediod¡as el flujo solar de 10,7 cm. Las radiaciones de este flujo tienen un rango que va desde 60 hasta m s de 300 y está perfectamente relacionados con el
número de manchas.
Hay una simple fórmula de conversión entre las dos. En la práctica, tanto las manchas como el flujo son utilizados
para la predicción de la propagación.
Y... ¨CUANDO SE ABRIRAN LAS BANDAS?
Se bien son varios los factores que afectan a la propagación, el flujo solar puede proporcionar una gu¡a
general acerca de cuando las bandas altas se abrirán para el DX. La experiencia de muchos años demuestra que cuando el
flujo solar se mantiene por sobre 100 unidades, la banda de 10 metros puede abrirse. De acuerdo con las predicciones realizadas para el ciclo 23 por la Administración Nacional Oceánica y Atmosf‚rica de USA el promedio del flujo puede saltar a 100 en 1998 y se pueden producir espectaculares aperturas en primavera y verano.
En pasados ciclos, 6 metros tuvo aperturas oeste-este una vez que el flujo del d¡a superaba la marca de 200 unidades por primera vez. Esto no suceder hasta 1999, pero hay una
posibilidad de que se produzcan aperturas a principios y fines de 1998 sobre el paso norte-sur.
Hay más métodos precisos para mirar hacia el futuro, basados en predicciones a corto plazo del flujo solar. Todos los
meses se publican pronósticos de propagación en casi todas las publicaciones . Se debe tener en cuenta
que los mismos se basan en un promedio estimado de flujo
solar para un per¡odo de treinta d¡as. La estimación del flujo solar es tomada con cerca de tres meses de
anticipación, lo que es preferible a una predicción realizada con años de anticipación.
Muchos programas para computadora pueden efectuar predicciones más actualizadas y quizás más precisas, ellos
también dependen de que se les proporcione el número de flujo solar (en la Rep.Argentina esta informaci¢n la
proporciona el Laboratorio Ionosférico de la Armada). A pesar de todos los adelantos en materia de programas de
computación, aún los más elaborados presentan limitaciones.
Todos ellos predicen probabilidades con cierto grado de imprecisión, ya que existen factores impredecibles y
desconocidos pueden echar por tierra con su trabajo. No obstante, su nivel de exactitud es aceptable para las
comunicaciones de aficionados.
COMO DERROTAR LAS FALLAS EN LAS PREDICCIONES
Hay algunas estrategias generales que lo pueden ayudar en esta batalla, especialmente si usted desea encontrar
aperturas con la mayor anticipación.
El método más sencillo es el de ir un poco "adelante" de las predicciones. Si estas dicen que hay un 10% de posibilidades que la MUF alcance 25 MHz sobre un paso particular,pruebe en
28 MHz en el momento pico. Probablemente sea recompensado
con sólo unos pocos minutos de señales, que aunque bajas, serán suficientes para contactar un multiplicador en un
concurso o una estación de DX antes de los demás.
Cuando usted lee cartas de predicciones de propagación, utilice los momentos pico como gu¡a de cuándo y dónde debe
estar atento para estas raras aperturas en las frecuencias más altas.
La MUF tiene otros ciclos diarios y estacionales que deben ser tenidos en cuenta; la propagación en las bandas altas es mejor generalmente de mayo a setiembre que en otro per¡odo.
Las mejores razones son complejas, con igual flujo solar la capa F es más densa en verano que en invierno. Cualquiera
sea el per¡odo, la ionosfera es más densamente ionizada cuando el Sol está más alto en el cielo; esto significa
habitualmente que las mayores MUFs se ubicar n en su punto
medio en los pasos en los que sea mediod¡a.
Por iguales razones, los más altos MUFs son habitualmente observados a lo largo de pasos que cruzan o se ubican cerca
del ecuador donde el promedio de radiación solar es también
más grande.
Los pasos que cruzan las altas latitudes, especialmente las regiones polares, son más dificultosos. Las zonas polares
reciben radiaciones Solares en menor intensidad que las regiones ecuatoriales, por lo que la MUF de la ionosfera
polar es generalmente más baja que en otras partes. Además, la ionización producida por el ingreso de electrones
aurorales, puede producir una sustancial absorción ubicada en la región de las capas D y E, destruyendo las señales de
radio de HF en el proceso.
Durante los per¡odos normales, las señales de HF que pasan a través de la zona auroral son atenuadas y presentan su
caracter¡stico "ruido". En el curso de una tormenta geomagnética, los efectos destructivos en las comunicaciones
de HF se intensifican y se distribuyen desde las zonas aurorales norte-sur hacia las latitudes medias.
MODOS POR DISPERSION
Las irregularidades en la alineación de los campos transecuatoriales (TE) y varias formas de dispersión de la
capa F, rara vez son tenidas en cuenta al tiempo de efectuar las predicciones de propagación.
TE crea pasos perpendiculares de 4000 a 8000 Km. hacia el
ecuador geomagnético de la Tierra a frecuencias mucho más altas que la normal MUF, especialmente en los años pico del
ciclo solar.
Durante los equinoccios de otoño y primavera, se producen poco usuales oportunidades para TE en 28 y 50 MHz. casi exclusivamente a última hora de la tarde y primera de la noche, esto es, en un lapso de pocas semanas desde fines de
octubre a fines de febrero.
Frecuentemente se observan saltos de la cola de dispersión entre estaciones ubicadas en una dirección común cuando la MUF está un poco por debajo de la frecuencia de operación.
Estaciones de 10 metros, ampliamente separadas, todas con sus antenas direccionales apuntando al sur, pueden escuchar en otra v¡a la cola de la dispersión cuando la MUF está
justo por debajo de los 28 MHz. Este modo inusual es producido por señales dispersas desde algún punto distante
de la Tierra retrocediendo en dirección de la estación transmisora. La aparición de las colas de dispersión es,
frecuentemente, una buena señal que la MUF a lo largo delpaso más extenso (Sud América/Norte América) se acerca a la
apertura.
La propagación t¡pica por cola de dispersión se observa comunmente en 28 y 50 MHz. sobre el Atlántico medio, el
Caribe y el Pac¡fico del Sur.
En algunas oportunidades los contactos pueden realizarse por la v¡a de las rutas indirectas de dispersión, cuando la MUF
es insuficiente para mantener comunicaciones por el paso directo.
Los contactos entre Europa y Japón raramente son realizados tan arriba como en 50 MHz. sobre la l¡nea del gran c¡rculo por ejemplo; es más común que sea a través de los pasos
oblicuos meridionales. En este caso, las estaciones japonesas y europeas giran sus antenas en dirección
meridional. En momentos oportunos, las señales de 28 o 50 MHz. desde ambos puntos pueden llegar a una región común en el Océano Indico. Una pequeña porción de las señales es dispersada desde el océano a lo largo de rutas análogas, creando un débil enlace bilateral.
Los contactos por dispersión a larga distancia también se han realizado entre Europa del Norte y el este de América
del Norte a través de una zona común de dispersión fuera de la costa oeste de Africa y no hay duda de que en otros
lugares del mundo se producen pasos similares. Generalmente
se necesita de mucha potencia y antenas de alta ganancia
debido a que todas las señales de dispersión tienden a ser débiles.
AURORA Y PROPAGACION AURORAL
El comienzo del ciclo solar también trae consigo mayores y más frecuentes tormentas geomagnéticas. Estas tormentas se producen cuando electrones y protones son arrojados desde el
Sol en dirección a los campos magnéticos polares de la Tierra. Este repentino flujo de part¡culas destruye los campos geomagnéticos. Los disturbios geomagnéticos, que son
más comunes a principio y fin de los ciclos, degradan significativamente las comunicaciones en latitudes altas y
medias por per¡odos que van de unas pocas horas a unos pocos d¡as. Al mismo tiempo, las tormentas geomagnéticas pueden proporcionar propagación en 25 MHz. y más arriba a través del ecuador.
Varios observatorios de todo el mundo reportan las condiciones de los campos geomagnéticos usando los ¡ndices
"A" y "K". El promedio del ¡ndice "A" tiene dos picos, antes y después de los picos del flujo solar. El ¡ndice "A" es calculado a partir de mediciones de los d¡as
previos y puede variar violentamente de d¡a en d¡a, por lo que su valor para las predicciones es limitado.
El ¡ndice "K" que proporciona una indicación de las condiciones geomagnéticas de las tres horas anteriores, puede proporcionar anticipadamente avisos de disturbios.
Cuando esta marca excede el número 4, aparecen disturbios geomagnéticos que degradan la propagación en HF e indican
que son probables los disturbios geomagnéticos acompañados
frecuentemente por propagación aurora y auroral-E, ambos fenómenos crean nuevas oportunidades para las estaciones de altas latitudes, desde 28 a 432 MHz. Aurora favorece los contactos a más de 2300 Km. en 432 MHz, a lo largo de los
pasos septentrionales. Las señales, si bien están extremadamente distorsionadas, pero pueden ser muy fuertes.
El mejor momento es desde el anochecer hasta la medianoche. La propagación auroral-E es utilizable desde 28 a 144 MHz. (especialmente en zona auroral más septentrional) sobre los pasos directos a más de 2300 Km. y, frecuentemente, 6000 Km. en 28 y 50 MHz. Estas señales generalmente tienen sólo un
leve rastro de la distorsión auroral y suelen ser con frecuencia fuertes y claras. La propagación Auroral-E es,
probablemente, poco usada en nuestras latitudes y puede
traer consigo algunas sorpresas.
Fuente: LU-report
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 Enviado el Sábado, 03 diciembre a las 15:25:56 por lw3ewz
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