U R S A

No se puede hablar de DX sin hacer referencia, en algún momento, a la propagación. Quisiera dedicar este artículo a nuestro inolvidable EA1AUS, Javi sentía verdadera pasión por el tema de la propagación, él me enseñó a escuchar los partes de propagación de NOAA. Como no existía internet, había que afinar la oreja para escuchar los datos del flujo solar, manchas solares o el índice geomagnético para saber lo que nos esperaba por las bandas. Javi también me enseñó a utilizar programas informáticos para determinar en qué momento había más posibilidades de poder trabajar una expedición, era impresionante ver como a la hora y banda que decía el programa, y sólo en ese momento, escuchabas esa expedición desde algún lugar del Pacífico. Ahora todo esto está a nuestro alcance con un solo click, pero aquello tenía mucho encanto.

NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) es la Administración Nacional de Océanos y Atmósfera de Estados Unidos y su Centro de Predicción del Clima Espacial SWPC ( Space Weather Prediction Center) ofrece alertas y avisos globales sobre tormentas geomagnéticas, tormentas de radiación solar y apagones de radio. Existen organismos similares en Europa, la ESA (Agencia Espacial Europea) tiene una sección sobre el clima espacial, y en Australia la IPS (Servicio de Predicción Ionosférica del Gobierno de Australia).

Todos los amantes del DX nos hemos hecho preguntas como ¿qué tal estará hoy la propagación?, ¿por qué hoy solo hay ruido en las bandas?, ¿por qué en 80 metros por el día solo se escuchan unos kilómetros a la redonda y por la noche se pueden escuchar las antípodas? o ¿qué es una esporádica?. Voy a tratar de contaros algunos conceptos que permitan responder a estas cuestiones y algunas más relacionadas con la propagación en HF.

Cuando transmitimos desde nuestra estación en las bandas de HF (0-30 Mhz), se generan dos tipos de ondas diferentes: onda tierra y onda aérea.

La onda tierra se propaga a escasa distancia del suelo y, por ello, se ve influenciada por la orografía, la conductividad del terreno, la altura y el tipo de antena y la frecuencia utilizada. La propagación por onda tierra tiene alcances máximos de 100 kilómetros.

La onda aérea se dirige hacia la atmósfera con un ángulo de elevación entorno a 3º, dependiendo del tipo de antena utilizada, y alcanzará las distintas capas de la atmósfera, en las que sufrirá fenómenos que dependen, en gran medida, de su longitud de onda:

• Propagación troposférica: la densidad que presenta la troposfera hace que las ondas que se propagan por ella experimenten principalmente fenómenos de refracción, lo que da lugar a alcances superiores al horizonte en ausencia de obstáculos. Este tipo de propagación es característica en bandas de VHF y superiores, en HF tiene efecto solamente en comunicaciones de corto alcance.

• Propagación ionosférica: condicionada por los fenómenos electromagnéticos que tienen lugar en esta capa de la atmósfera, principalmente refracción, reflexión y absorción. Es la propagación característica de las ondas de HF.

La ionosfera

Se trata de la zona de la atmósfera donde más fenómenos electromagnéticos se producen y, por ello, la que va a ser más determinante en la propagación de las ondas de HF. La ionización es un fenómeno por el cual, las moléculas de gas presentes en la atmósfera, principalmente oxígeno y nitrógeno, se disocian en átomos que pueden liberar iones positivos y negativos (electrones). La principal fuente de ionización de la atmósfera es el sol.

La intensidad de ionización es el número de electrones liberados por unidad de volumen de tiempo, por ello se expresa en e/m3/s y la densidad de ionización es la cantidad de electrones que hay por cm3.

Otro parámetro interesante para medir el número de electrones libres en la ionosfera es el TEC (Total Electron Content) que se expresa en unidades TEC o TECU (1 TECU= 1016 electrones por m2), este parámetro puede ser medido con la tecnología adecuada y representado en un mapa.

En la imagen se aprecia como en las zonas donde el sol incide más directamente, es decir, donde es de día, hay más ionización y por ello el TEC es mayor.

A partir de los 90 Km de altura comienza la ionosfera y, en ella, se diferencian diferentes capas o estratos con denominación específica y determinadas por su diferente grado de ionización, lo que hace que la estructura de la ionosfera, en una determinada zona de la tierra, sea diferente entre el día y la noche.

• Capa D: se sitúa a altitudes de 50-100 Km, cuenta con una importante densidad de átomos y moléculas sin carga, por ello es una importante atenuadora de las ondas de radio por fenómenos de absorción y convirtiéndola en uno de los principales enemigos de los dxistas. Se trata de una capa diurna, desaparece por la noche, y este fenómeno nos daría respuesta al porqué en bandas como 40 y 80 metros se logran qso´s de muchísima más distancia por la noche, la capa D realiza un fenómeno de absorción de las ondas emitidas en estas bandas.

• Capa E: su altitud varía según la estación del año, generalmente entre 100-140 Km. Su comportamiento es bastante regular, aunque su intensidad de ionización es mayor a mediodía por la incidencia perpendicular de los rayos del sol. En situaciones de alta ionización, puede aparecer una fina capa por encima de la E, conocida como capa esporádica o Es, se trata de una fina capa, en forma de nubes, de decenas o centenas de Km de extensión, que se desplazan has desaparecer en minutos u horas y tienen una densidad de ionización hasta 10 veces mayor que la capa E. Una esporádica puede aparecer en cualquier momento, pero su frecuencia es mayor en verano durante el día en zonas templadas y por la noche en regiones polares. La esporádica permite la reflexión de las ondas de HF y VHF, favoreciendo qso´s entre 1500 y 2000 Km de distancia (muy típicas de la banda de 50 Mhz).

• Capa F: se sitúa entre los 170 y 400 Km de altitud, sufriendo un cambio radical del día a la noche.

Durante el día aparecen dos subcapas bien diferenciadas:

• Capa F1: situada a unos 170 Km de altitud, su densidad de ionización depende del ángulo de incidencia de la radiación solar, siendo máxima al mediodía, produciendo un efecto de absorción. Durante la noche desaparece y se fusiona con la F2.

• Capa F2: aparece al amanecer, alcanzando su máximo grado de ionización 2 o 3 horas después de mediodía para ir disminuyendo progresivamente hasta fusionarse con la capa F1 formando una única capa F a una altura de 300 Km durante la noche. La ionización y la altura de la capa F2 dependen de factores como la situación geográfica, la hora local y al actividad solar, habiendo también importantes variaciones entre días diferentes las estaciones del año. La mayor parte de las comunicaciones en las bandas de HF tienen lugar por reflexiones en la capa F2.

La propagación ionosférica

Las comunicaciones por propagación ionosférica se produce por sucesión de saltos, definiendo salto como la distancia de superficie terrestre que recorre una onda desde la estación emisora, tras reflejarse en la ionosfera. Cuando la onda reflejada en la ionosfera regresa a la Tierra, sufre a su vez un nuevo proceso de reflexión para regresar a la ionosfera y durante ese proceso sufrirá una atenuación que dependerá de la constante dieléctrica del terreno, siendo menor la atenuación en el agua del mar, intermedia en tierra firme y mayor en las ciudades. Existe una zona de sombra o de silencio comprendida entre la zona que no alcanza la onda terrestre y el punto donde incide la onda en su primer salto, lo que explica que en bandas como la de 10 metros sea complicado comunicar con las provincias limítrofes.

Elección de la frecuencia de trabajo

Las condiciones de propagación determinan cuales son las mejores frecuencias a utilizar en cada momento. Aunque existen numerosos conceptos relacionados con esta circunstancia, los más destacables son la MUF y la FOT.

MUF o máxima frecuencia utilizable: es aquella frecuencia, por encima de la cual, las ondas sufrirán fenómenos de refracción y se perderán en el espacio, no siendo posible la comunicación por propagación ionosférica, por el contrario, las ondas cuya frecuencia es inferior a la MUF, se reflejarán y permitirán realizar comunicados. La MUF es diferente en cada localización y en cada momento del día, dependiendo fundamentalmente de la ionización, por ello la MUF siempre es más alta durante el día, y por la noche nos resultará complicado utilizar frecuencias superiores a los 14 Mhz salvo en épocas de gran actividad solar.

FOT o frecuencia óptima de trabajo: es aquella cuyo valor es un 15% menor a la MUF y, aunque la intensidad de recepción puede ser algo peor que en la MUF, la comunicación será más estable y fiable sobre todo en comunicaciones prolongadas.

La línea gris

Todos los aficionados al DX hemos escuchado alguna vez que el amanecer y el atardecer son buenos momentos para realizar qso´s de larga distancia, eso es cierto y se debe a la línea gris. Se trata de la franja circular que une todos los lugares de la tierra en los que está amaneciendo o atardeciendo en un determinado momento.

A lo largo de la línea gris tienen lugar fenómenos electromagnéticos que favorecen la propagación de las ondas de HF. La disminución de la absorción por la desaparición de la capa D al llegar la noche o por no haber aparecido todavía al llegar el día, junto con el mantenimiento de una MUF suficientemente alta por estar próximo el día, hacen que la línea gris sea un conducto perfecto para las comunicaciones a muy larga distancia.

La actividad solar

Como ya hemos mencionado, los fenómenos electromagnéticos que tienen lugar en el sol son el principal determinante de las condiciones de propagación de las ondas en las bandas de HF.

En el sol tienen lugar procesos de fusión nuclear del hidrógeno que liberan altísimas cantidades de energía que, junto a la interacción de los diferentes campos magnéticos, dan lugar a fenómenos entre los que destacan los lazos magnéticos, las prominencias solares, las llamaradas solares y las eyecciones de masa coronal, la mayoría de ellos observables y absolutamente espectaculares.

Todos estos procesos liberadores de energía que tienen lugar en el sol hacen que, con frecuencia, surjan corrientes de electrones que son propulsadas hacia el espacio y que se conocen como viento solar, siendo el responsable cuando llega a la atmósfera terrestre de fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas.

El ciclo de las manchas solares

La intensidad de la radiación UV procedente del sol, responsable de la ionización de la atmósfera, está influenciada por el grado de actividad solar, que a su vez depende del número de manchas solares.

Las manchas solares son el rasgo más visible de la actividad solar, a mayor número de manchas, mayor actividad geomagnética. Las manchas son regiones de la superficie solar que presentan un índice de radiación muy superior al del resto de la superficie, se forman por movimientos del plasma del interior del sol que producen un efecto similar al de una dinamo. Se observan como zonas más oscuras debido a que su temperatura es unos 2000 grados menor que la de la superficie que las rodea.

Aunque la existencia de los ciclos solares se conoce desde la antigüedad, fue a partir de 1755 cuando se inició el recuento estadístico de los periodos de 11 años que marcan los máximos y mínimos de la actividad magnética solar y que están íntimamente relacionados con el recuento de manchas solares.

Durante los últimos 265 años se han registrado 24 ciclos solares de 11 años, aunque su periodicidad no es perfecta ni su intensidad es la misma, lo que hace que las predicciones sean extremadamente difíciles. Los ciclos tampoco son simétricos en sus fases de ascenso y descenso, en general, la fase de ascenso es más rápida (4-5 años) que el descenso (6-7 años).

Algunas curiosidades de los ciclos solares:

• Entre 1645 y 1715 hubo un periodo de muy baja actividad solar conocido como "mínimo de Mauder"

• La mayor tormenta solar que impactó en la tierra tuvo lugar en 1859

• La mayor mancha solar detectada fue en 1957, con una extensión 35 veces superior a la superficie de la tierra

• En 2008 hubo 268 días sin manchas solares que se prolongó parte de 2009, fenómeno que no ocurría desde 1913, año en el que hubo 311 días sin manchas. Este patrón se ha repetido en 2018 y 2019 con 221 y 214 días en blanco respectivamente.

• El record de manchas solares tuvo lugar durante el ciclo 19, en los años 60, superándose las 250 manchas lo que supuso la presencia de actividad en las bandas altas de HF (10 y 15 metros) las 24 horas del día, algo absolutamente extraordinario.

Análisis de la propagación

Cuando vemos un parte de propagación emitido por NOAA en cualquiera de las numerosas webs que usamos con asiduidad, veremos una serie de datos que nos será útil conocer

Hay también numerosas aplicaciones para poder consultar los partes de propagación desde el smartphone a tiempo real en cualquier momento, una de las más utilizadas es Ham Solar, que podéis descargar de forma gratuita.

• Flujo solar (SFI): técnicamente se mide como la cantidad de radiación UV en la banda de 10.7 cm (2800 Mhz), necesaria para crear la ionosfera, pero en la práctica el flujo solar viene dado por la cantidad de manchas solares existentes en la cara visible del sol, a mayor número de manchas mayor índice de flujo solar. El mínimo valor posible del SFI es 63.75. No se conoce con exactitud cuál es el valor máximo que puede alcanzar, en los últimos ciclos solares ha llegado a valores de 290 y en los años 70 se registraron valores de 400, que permitían realizar qso´s con las antípodas (17000 km) con potencias de 10 watios y una antena vertical.

• Número de manchas solares (SSN): hay varios parámetros para expresar el número de manchas solares como el número de Wolf, el ISN (número de manchas solares internacional), el SSN (número suavizado de manchas solares), número americano relativo de manchas solares, ... Lo que debemos de tener claro es que a mayor número de manchas solares, la MUF será más alta y las condiciones de propagación en HF serán mejores.

• Nivel de Rayos-X: la detección de Rx procedentes del sol permite establecer condiciones que afectan a la propagación. Grandes cantidades de este tipo de radiación tienen un efecto de absorción en las bandas de HF, pudiendo llegar a producir un bloqueo completo de las comunicaciones por dicho efecto.

El nivel de Rx en los partes de propagación los veremos representados por una letra seguida de una cifra:

A: nivel extremadamente bajo

B: nivel muy bajo

C: nivel bajo a moderado

M: nivel moderado a alto

X: nivel alto a extremadamente alto

Esto significa que un nivel M0.1 será superior a un nivel C9.9. Los niveles altos de Rx se producen aproximadamente dos días después de una erupción solar, especialmente después de una eyección de masa coronal, dando lugar a una tormenta geomagnética.

• Índices de actividad geomagnética: existen principalmente dos índices para indicar la actividad geomagnética, el índice A y el K, ambos tiene el mismo significado aunque utilizan diferentes escalas de medida. Se consideran valores elevados el superior a 5 para el K y superior a 20 para el A, siendo sus valores máximos 9 para el K y superiores a 100 para el A. Cuantos más altos sean los valores de estos índices, más inestable será la propagación, pudiendo llegar al bloqueo de las comunicaciones por tormentas solares de elevada intensidad que provocan elevada intensidad electromagnética.

Quizás ahora ya estemos en disposición de poder analizar los partes de propagación de NOAA y hacernos una idea de cómo podemos encontrar las bandas.

El ciclo solar 25

El pasado 15 de Septiembre de 2020, la NASA junto a NOAA dieron una rueda de prensa en la que indicaban que el mínimo de actividad solar se produjo en Diciembre de 2019 y que efectivamente estaríamos ya en el inicio del ciclo 25.

Las predicciones indican que se tratará de un ciclo moderado y que se alcanzarán los niveles máximos de actividad solar aproximadamente en Julio de 2025, todo ello teniendo en cuenta las sorpresas que puede deparar el Astro Rey. Esto significa, al menos, que iremos teniendo mejores condiciones de propagación a partir de ahora y durante los próximos 5 años.

73´s y buenos DX.

EA1EAU - Agustín