Radiocomunicaciones/El Sol, la Tierra, la Ionosfera y la propagación de ondas electromagnéticas
El Sol, la Tierra, la Ionosfera y la propagación de ondas electromagnéticas.
[editar]El sol emite radiaciones electromagnéticas y materia a consecuencia de los procesos de Fusión Nuclear.
Radiaciones Electromagnéticas con longitudes de onda de 100 a 1000 Angstroms ( Ultravioleta ) ionizan la región F de la ionosfera, radiaciones de 10 a 100 Angstroms ( rayos x débiles ) ionizan la región E y radiaciones de 1 a 10 angstroms ( rayos x fuertes ) ionizan la región D. Materia solar ( que incluye partículas cargadas, electrones y protones ) es emitida desde el Sol de forma regular, y esto es lo que compone el Viento Solar. En un día solar quieto la velocidad de este " viento " viaja hacia la Tierra con promedios de velocidad de unos 400 kilómetros por segundo.
El viento solar impacta significativamente los campos magnéticos terrestres. En lugar de ser simples barras magnéticas los campos magnéticos terrestres son comprimidos por el viento solar sobre un lado encarando al sol y son estrechados fuera sobre el lado lejos desde el sol, entretanto que las radiaciones electromagnéticas del sol pueden impactar por entero la ionosfera durante el día, partículas cargadas lanzadas por el sol son guiadas entre la ionosfera a través de líneas del campo magnético y de esta manera solo pueden impactar las altas latitudes cuando las líneas de los campos magnéticos vienen entrando a la Tierra.
Adicionalmente cuando la radiación electromagnética que viene del sol logra robar un electrón neutral de los que constituyen la ionosfera, el resultado es que el electrón cae en espiral a través de las líneas de los campos magnéticos. Estas caídas en espiral alrededor de las líneas de los campos magnéticos por los electrones se denomina Girofrecuencia y juegan un papel importante y crítico en la propagación.
Variaciones de los campos magnéticos terrestres son medidos por magnetómetros por entes especializa dos y hay dos medidas de estos datos obtenibles fácilmente: el índice diario A y el índice diario K de tres horas.
El índice A es un promedio de 8 mediciones del índice k de tres horas y presentado en una escala lineal y viene desde 0 ( quieto o estable ) a 400 ( tormentas electromagnéticas severas ) El índice K usa una escala semilogarítmica que esencialmente es una versión condensada del índice A y viene desde 0 ( quieto o estable ) a 9 ( tormentas electromagnéticas severas )
Generalmente un índice A de 15 o menor o un índice K de 3 o menor es lo mejor para la propagación.
Los sunspots son áreas del sol asociadas con la radiación ultravioleta. De esta manera se relacionan con la ionización de la región F de la ionosfera.
El sunspot cuando es medido durante períodos de tiempo mensuales presenta muchos picos ( variaciones ) promediando los números de mediciones diarias de los resultados, resulta en el número promedio mensual del sunspot ( o flujo solar ) pero esto es también oscilatorio cuando se diagrama. ( plotea. )
De esta manera un mejor average, o una medida más refinada es necesaria para medir el ciclo solar, esta es la " smooted sunspot number " o SSN que es calculada usando seis meses de datos antes y seis meses después de el mes deseado ( a pronosticar ) más los datos del mes. Desafortunadamente esta refinada medida puede ocultar algún corto tiempo de actividad solar inusual lo que puede aumentar la propagación.
Sunspots vienen y van en aproximadamente ciclos de once años. El ascenso al máximo ( de 4 a 5 años ) es usualmente más rápido que el descenso al mínimo ( de 6 a 7 años ) Esto y la cercanía del máximo del ciclo solar, incrementa el número del sunspot causando mayor radiación ultravioleta lo cual incide en la atmósfera.
El resultado es una mayor ionización de la región F de la ionosfera haciéndola que refracte las altas frecuencias ( 10, 12, 15 y eventualmente 6 metros ) hacia la Tierra para los contactos de DX
En los mínimos o cerca de los mínimos del ciclo solar los sunspot son pequeños permitiendo que las señales de alta frecuencia escapen al espacio, no así las frecuencias bajas ( 80-40-160 m )que encuentran una situación más estable y menos absorción de la ionosfera para su propagación.
Así las cosas, altos SSN son lo mejor para las altas frecuencias y bajos SSN son lo mejor para las bajas frecuencias.
Muchos de los disturbios de la propagación vienen de las llamas solares y de la corona solar, que producen Radiaciones electromagnéticas o CMEs. Las llamas solares afectan la propagación debido a la emisión de rayos X los cuales tienen una longitud de onda que tienen un rango de 1 a 8 Angstroms. Los rayos x de las llamas solares están clasificados como C ( los más pequeños ), los M ( o medianos ) y los X ( grandes )
Los CMEs tipo C no tienen grandes incidencias en la propagación pero las clases M y X pueden tener pro gresivamente impactos adversos en la propagación.
La radiación electromagnética clase X que viene desde las llamas solares de 1 a 8 Angstroms pueden causar la pérdida de toda la propagación en el lado iluminado de la Tierra incrementando la absorción de la región D de la ionosfera. Adicionalmente grandes llamas clase X pueden emitir mucha energía y protones son guiados entre los campos magnéticos de las capas polares terrestres lo cual resulta en un incremento de la absorción de la capa polar PCA con alta absorción de la región D entre los pasos de las áreas polares de la Tierra.
Los CME son una explosiva eyección de grandes cantidades de materia solar y pueden causar el aumento del promedio en la velocidad del Viento solar hacia la Tierra. ( fenómeno de WindStream )
Si la polaridad de los campos magnéticos solares esta al sur cuando el choque de onda llega a los campos magnéticos terrestres polarizados en forma inversa el choque de onda causará grandes variaciones.
Esto es comparado a un aumento de los índices A y K de los campos magnéticos terrestres. Además cuando se ha perdido algún electrón y se encuentra en giro frecuencia a través de las líneas magnéticas terrestres la MUF solamente regresará a la normalidad hasta que el proceso de ionización reemplace los electrones perdidos ( El término MUF se refiere a la máxima frecuencia usable )
Mucho del tiempo elevados índices A y K reducen la MUF pero ocacionalmente esta se puede incrementar en las bajas latitudes por complicados procesos cuando los índices A y K son elevados.
Las llamas solares y CME están relacionadas pero ellas pueden ayudar solas o separadamente. Los Científicos están tratando aun de entender estas relaciones.
En este momento se puede entender fácilmente cómo es que se llevan a cabo las comunicaciones vía radio y todos los factores que intervienen en esta, principalmente los fenómenos ionosféricos y a que se deben estos.
Entonces una radiocomunicación se da si:
- Una estación A, provista de un radio trasmisor genera una onda electromagnética.
- La onda electromagnética pasa a la antena y esta se encarga de radiarla al espacio.
- Una vez radiada al espacio la onda viaja hasta la ionosfera y esta se encarga de rebotarla otra vez a Tierra.
- Según el ángulo de incidencia en la ionosfera la onda viaja en el salto skip y es recibida en Tierra por la antena de otra estación que la pasa a un radio trasmisor ( transmisor receptor ) en la estación B.
- El radio trasmisor – receptor de la estación B recibe la onda que le pasa la antena, la procesa y la pasa a sus sistemas de audio para que esta sea escuchada.
Ahora bien si esta onda encuentra una buena propagación, su ángulo de incidencia en la ionosfera es bueno y llega en fase, para no experimentar pérdidas de potencia ( QSB ), viajará miles de kilómetros en el espacio antes de ser captada por otra estación, produciendo lo que conocemos como un DX o comunicación a larga distancia.
Como en este pequeño compendio no nos proponemos abarcar las consideraciones de carácter tecnológico de los equipos de radio, se recomienda estudiarlos en el manual Hand Book del radio aficionado y así obtener los conocimientos en electrónica y electricidad que serán necesarios para la operación de una estación Radio Amateur.
Lo anterior es muy importante en la buena formación del radioaficionado principiante además de ser entretenido y de un gran valor científico. Hay que recordar siempre que este Hobby es altamente científico y se debe ser muy estudioso.