Propagación, nociones básicas

  • Última actualización el Domingo, 15 Abril 2012 22:07
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CONCEPTOS PREVIOS

LA ATMOSFERA DE LA TIERRA

1.- Troposfera: La parte más baja de la atmósfera es la troposfera que es la capa que está en contacto con la superficie terrestre. Su grosor varía entre 8 km en los polos y 16 km en el ecuador y su temperatura disminuye al aumentar la altura. Contiene el 75 % del peso total de la atmósfera y en ella se producen la mayoría de los fenómenos meteorológicos. La troposfera no tiene gran influencia en la propagación de HF.

2.- Estratosfera: Capa que se eleva hasta los 50 km. La temperatura en ella va aumentando a medida que se asciende. En la parte superior de la estratosfera se encuentra la capa de ozono, que filtra la radiación ultravioleta (El ozono provoca que la temperatura suba ya que absorbe la radiación peligrosa del sol y la convierte en calor). Esta parte de la atmósfera no influirá en la propagación en HF.atmosfera

3.- Mesosfera: Tiene un grosor de 40 km aproximadamente. La temperatura va descendiendo a medida que se gana en altitud (hasta los –90 ºC en su límite superior), hay nubes de hielo y polvo. En esta capa los meteoritos que caen a la tierra se transforman en estrellas fugaces.

4.- Termosfera o Ionosfera: A partir de los 85 km, y hasta los 500 km, se extiende la termosfera (también llamada ionosfera) en la que de nuevo aumenta el nivel térmico con la altura. El incremento de la temperatura es notable entre los 120 y 150 km (300º C), y de los 150 km hacia arriba el aumento es más suave (no obstante, se alcazan temperaturas del orden de 1.500º C o más). En la ionosfera se producen las Auroras, que se deben a la excitación producida en las partículas de esta capa atmosférica por el Viento solar.

A partir de los 80 km, la radiación ultravioleta, los rayos X y la lluvia de electrones procedente del Sol ionizan varias capas de la atmósfera, con lo que se convierten en conductoras de electricidad. Estas capas reflejan de vuelta a la Tierra ciertas frecuencias de ondas de radio: una parte de la energía radiada por un transmisor hacia la ionosfera es absorbida por el aire ionizado y otra es refractada, o desviada, de nuevo hacia la superficie de la Tierra. Este último efecto permite la recepción de señales de radio a distancias mucho mayores de lo que sería posible con ondas que viajan por la superficie terrestre.
La ionosfera contiene aigunas capas, indicadas con las letras D, E, F1 Y F2.

5.- Exosfera: Es la parte exterior de la atmósfera terrestre, a partir de los 500 km de altura. Contiene una concentración gaseosa extraordinariamente enrarecida.y no tiene un límite superior definido ya que, simplemente, la densidad disminuye de forma gradual hasta la desaparición total de la atmósfera. Algunos científicos, sin embargo, han intentado definir el límite superior de la exosfera situándolo a unos 9.000 km de altura.

 

ACTIVIDAD SOLAR

Fenómeno caracterizado por la presencia de manchas, protuberancias, fulguraciones y emisiones importantes en radiofrecuencias y rayos X. La cantidad de actividad solar no es constante y está muy relacionada con el número típico de manchas solares que son visibles.

Las manchas solares suelen medir más de 30.000 km y aparecen en ciclos de 11 años. La actividad solar, incluido el desarrollo de las manchas solares, se asocia con el cambio de los campos magnéticos del Sol. Se piensa que todas estas formas de actividad solar son controladas por la liberación de energía del campo magnético del Sol. Cómo se libera esta energía y que relación hay entre los diferentes tipos de actividades solares, son algunos de los muchos enigmas que enfrentan los físicos solares hoy en día.

La interacción de los distintos campos magnéticos dinámicos solares, en ocasiones, puede dar lugar a la liberación de elevadas cantidades de energía. En este sentido, podemos distinguir tres tipos de fenómenos:

- Lazos magnéticos (magnetic loops).

- Prominencias solares (solar prominences).

- Erupciones o llamaradas solares (flares).

- Eyecciones de masa coronal (Coronal Mass Ejections, CME).llamaradasolar

Los lazos magnéticos están constituidos por grandes cantidades de plasma que siguen líneas del campo magnético solar que salen y entran del Sol. No tienen efectos significativos en la Tierra en lo que respecta a las radiocomunicaciones

Las prominencias solares son similares a los lazos magnéticos pero de dimensiones mucho mayores. En ocasiones, se puede producir un efecto de explosión que expande las partículas del plasma, incorporándolas al viento solar y pudiendo impactar en la magnetosfera terrestre.

Las llamaradas o fulguraciones solares son explosiones de gran intensidad que se producen en el Sol y que liberan enormes cantidades de materia y radiación. Pueden tener una duración del orden de pocos minutos a varias horas y provocan un aumento en la intensidad de radiación de Sol en los rangos del UV corto, de los rayos gamma y de los rayos C. Las llamaradas solares pueden observarse con instrumentos ópticos desde la Tierra o desde sondas espaciales y dan lugar a intensos niveles de ruido en las bandas de radio de HF. Las llamaradas solares tienen influencia en las radiocomunicaciones en HF unos 15 minutos después de producirse, afectando sobre todo al segmento comprendido entre 2 MHz y 30 MHz. La duración de estos fenómenos oscila entre varios minutos a alrededor de una hora. El valor de la frecuencia crítica disminuye (y por tanto también la MUF) y la absorción aumenta, pudiendo alcanzarse valores de hasta 38 dB de atenuación extra sobre las condiciones normales.

Algunas llamaradas solares liberan gran cantidad de protones que pueden alcanzar la Tierra en unos 30 minutos. Al llegar a la Tierra, comienzan a moverse siguiendo una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del campo geomagnético, penetrando en las capas altas de la ionosfera, donde aumentan los niveles de ionización.

Finalmente, otro evento solar que afecta a las comunicaciones en HF son las eyecciones de masa coronal (CME o Coronal Mass Ejections). La atmósfera solar interna (cromosfera) puede liberar grandes llamaradas o lenguas de gas caliente y campos magnéticos que pueden observarse en la atmósfera solar exterior o corona en forma de explosiones espectaculares. Las eyecciones de masa coronal liberan una gran cantidad de partículas que viajan a altísimas velocidades impactando en los planetas del Sistema Solar. Las eyecciones de masa coronal son los fenómenos solares con mayor impacto en las radiocomunicaciones en HF, pudiendo provocar niveles de absorción muy altos en la ionosfera. Este fenómeno se conoce como "apagón de HF".

 

VIENTO SOLARmagnetosfera-terrestre

Se trata de un flujo continuo de partículas cargadas, emitido por el Sol, en todas direcciones. Está compuesto en particular de protones, núcleos de hidrógeno, electrones y, en menor porcentaje, por partículas alfa (núcleos de helio).

El viento solar puede considerarse como la parte más exterior de la corona, que es expulsada violentamente hacia el espacio interplanetario por los procesos energéticos en actividad en las regiones subyacentes del Sol. Las partículas alcanzan velocidades comprendidas entre los 350 y los 800 km por segundo; en la próximidad de la órbita terrestre, tiene una densidad de 5 unidades por centímetro cúbico.

Los efectos del viento solar sobre el ambiente que rodea a la Tierra son notables. Entrando en contacto con el campo magnético terrestre, las partículas permanecen interpoladas en las líneas del propio campo y dan lugar a los cinturones de Van Allen. Por otra parte, chocando con los estratos más exteriores de la atmósfera, generan fenómenos como las Auroras boreales y las tempestades magnéticas, que tanto influyen en las comunicaciones de radio.

 

CAMPO GEOMAGNETICO Y MAGNETOSFERA

La Tierra tiene un campo magnético propio que hace que la ionosfera se comporte como un medio anisótropo, es decir, con propiedades distintas en distintas direcciones. El origen de este campo magnético se atribuye al efecto combinado de la rotación de la Tierra y del movimiento del hierro fundido en su núcleo. El campo geomagnético sigue unas líneas imaginarias que salen del polo Sur magnético, rodean a la Tierra y entran por el polo Norte magnético.

El comportamiento de la ionosfera depende enormemente de las variaciones que se producen en el campo magnético propio de la Tierra. La región en torno a la Tierra donde se encuentra dicho campo magnético se denomina magnetosfera y funciona como escudo ante el viento y el campo magnético solares. El campo geomagnético interactúa con el viento solar, un plasma formado por particulas cargadas eléctricamente y con su campo magnético asociado, denominado campo magnético interplanetario (IMF o Interplanetary Magnetic Field. El resultado es que la magnetosfera tiene forma de gota, estrechándose en el sentido opuesto al Sol.


Tormentas magnéticas e ionosféricas

Es un disturbio global en el campo magnético terrestre que se refleja en la magnetosfera ocasionado fundamentalmente por un gran aumento del viento solar (consistente en chorros de partículas cargadas que arriban a la tierra entre los 15 minutos a 2 horas posteriores a una fulguración solar). La velocidad de estas partículas es tan alta como 350 km/s. La información acerca de la intensidad de las tormentas magnéticas así como su pronósticos es provista por diferentes servicios a través de los denominados "Indices Geomagnéticos", que se designan con las letras Kp y Ap.

El índice Kp da un promedio de las últimas 3 horas, pudiendo variar entre 0 y 9. El índice Ap da un promedio de las últimas 24 horas y puede variar entre 0 y 400. Los números mayores representan tormentas de mayor intensidad en ambos casos. cuando el número Kp excede de 5, se comienzan a emitir alertas, indicadas con el número "G" que puede variar de 1 a 5, siendo el 5 indicador de una tormenta extremadamente severa.

Las tormentas magnéticas destruyen la estratificación normal de las capas dispersando los iones produciendo así la pérdida de su capacidad refractiva usual. Pueden apareceR zonas ionizadas aisladas e irregulares que dan lugar a condiciones de propagación inestables y erráticas con rápidas fluctuaciones del nivel de señal (flutter. También originan variaciones importantes en las frecuencias críticas y en la altura de las capas; se mantiene baja la MUF hasta que las condiciones se van normalizando. Si bien, la intensidad de las tormentas suele ser mayor en los períodos de mayor actividad solar, en los períodos de actividad baja sus efectos suelen ser más severos y duraderos. Cuando arriba el chorro de partículas, a los pocos minutos u horas después de una fulguración, pueden esperarse varios días con malas condiciones de propagación.

Cuanto mayor es el índice A y K peores son las condiciones. A mayor A peor han estado las condiciones a mayor K peor están ahora.

Siga el enlace para acceder a la página de LU1DMA sobre la Interpretación de los Indicadores de la Propagación en HF.

 

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