Actividad solar
Monitorización de la radiación solar, imágenes del Sol, flujo solar y actividad de las manchas solares.
Introducción
La actividad solar puede influir significativamente en la ionosfera terrestre y, en consecuencia, en la propagación de las ondas de radio. El Sol emite radiación electromagnética en un amplio rango de longitudes de onda, incluido el ultravioleta extremo (EUV) y la radiación de rayos X, cuyos fotones tienen energía suficiente para hacer oscilar átomos y moléculas en la ionosfera, una capa de la atmósfera situada a una altitud de entre 50 y 965 km (30-600 mi). Esta oscilación puede provocar que dichas moléculas se disocien en dos átomos e incluso que pierdan algunos de sus electrones, en un proceso denominado ionización. Dependiendo de la región de la ionosfera en la que tenga lugar la ionización, se producirán diferentes efectos: en las Regiones E y F se favorece la refracción de las ondas de radio de HF, mientras que en la Región D se favorece su absorción.
La radiación solar EUV (longitud de onda entre 100 y 1200 angstroms) es la fuente más importante de ionización en las regiones E y F de la ionosfera. Las variaciones de esta radiación influyen por tanto en la densidad electrónica de la ionosfera y en las frecuencias que pueden ser soportadas por la propagación ionosférica, marcando una gran diferencia entre el día y la noche:
- Durante el día, la radiación EUV crea y mantiene continuamente las regiones E y F de la ionosfera.
- Durante la noche, la fuente de EUV desaparece, la recombinación reduce las densidades electrónicas, la capa D desaparece en gran medida y la región F se debilita y cambia de estructura.
El aumento de la ionización en la ionosfera superior contribuye a elevar las Máximas Frecuencias Utilizables (MUF) para las radiocomunicaciones en HF.
Los Rayos X solares (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms) son mucho más energéticos y penetran hacia capas más bajas de la ionosfera, pudiendo afectar a la ionización en la Región D donde sobre todo se favorece la absorción o atenuación de las ondas de radio en HF.
Las siguientes secciones proporcionan observaciones e indicadores de la actividad solar en tiempo casi real, incluyendo el flujo de rayos X solares, imágenes del Sol, el flujo de radio solar y la actividad de las manchas solares, junto a información útil para evaluar sus posibles efectos sobre la propagación en HF.
Rayos X solares
Una fulguración solar es una enorme erupción de radiación electromagnética que se produce en el Sol, con una duración que puede variar entre minutos y horas. Esta liberación repentina de energía electromagnética viaja a la velocidad de la luz y, si es geoefectiva, alcanza al lado iluminado de la Tierra en unos 8 minutos.
Parte de la radiación liberada en una fulguración solar está en la banda de los Rayos X. Cuando esta radiación alcanza el lado iluminado de la Tierra, aumenta la ionización de la ionosfera inferior, especialmente en la Región D.
Cuando una onda de radio en HF se propaga a través de este plasma ionizado en la Región D, su campo eléctrico hace oscilar a los electrones libres. Estos electrones sufren frecuentes colisiones con las moléculas neutras de la atmósfera, transfiriendo parte de su energía al gas circundante en forma de calor.
En consecuencia, la onda de radio pierde energía a medida que atraviesa la Región D, lo que provoca una mayor atenuación o absorción de la señal en HF. En condiciones de fulguración solar intensa, este proceso puede degradar gravemente las radiocomunicaciones en HF y, en casos extremos, producir apagones de radio en HF.
Las siguientes gráficas muestran datos en tiempo casi real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medido por los satélites GOES-18 y GOES-19 de NOAA.
Estos satélites están situados en diferentes longitudes dentro de la órbita geoestacionaria, por lo que pueden monitorizar continuamente distintos sectores de la Tierra y del Sol. Ambos utilizan el conjunto de instrumentos EXIS (Extreme Ultraviolet and X-ray Irradiance Sensors), concretamente su sensor de rayos X (XRS), para medir continuamente la densidad flujo de radiación en la banda de rayos X en dos canales de banda ancha: 1-8 Å (0,1-0,8 nm) y 0,5-4 Å (0,05-0,4 nm).
Las fulguraciones solares pueden producir aumentos rápidos de la emisión de rayos X del Sol. Los satélites GOES de NOAA monitorizan continuamente esta emisión y el flujo de rayos X medido se utiliza para clasificar las fulguraciones solares según su flujo máximo en la banda de longitudes de onda de 0,1–0,8 nm.
Las fulguraciones solares se clasifican como A, B, C, M o X, representando cada clase un aumento de diez veces en el flujo de rayos X. Un multiplicador numérico especifica la intensidad dentro de cada clase; por ejemplo, una fulguración M5 es cinco veces más intensa que una M1 en términos de flujo máximo de rayos X de 0,1–0,8 nm. La clase X no tiene un límite superior fijo, por lo que los eventos especialmente intensos pueden clasificarse como X10, X20 o superiores.
El aumento de la emisión de rayos X como consecuencia de una fulguración solar alcanza la Tierra aproximadamente 8 minutos después de producirse en el Sol, provocando un incremento de ionización en la ionosfera inferior del lado iluminado de la Tierra, particularmente en la región D. Este aumento de la ionización incrementa la absorción de las ondas de radio en HF y puede producir un desvanecimiento de la señal o un apagón de radio. Cuanto más intensa sea la fulguración, mayor será la absorción potencial, aunque el impacto sobre un circuito de radio concreto también depende de factores como la frecuencia, la iluminación solar y la geometría del trayecto de propagación.
NOAA clasifica los apagones de radio asociados a las fulguraciones solares mediante la escala R, desde R1 (Menor) hasta R5 (Extremo). R1 comienza con una fulguración de clase M1, mientras que las fulguraciones de clase X progresivamente más intensas corresponden a las categorías superiores de apagón de radio.
De este modo, las mediciones de rayos X de los satélites GOES proporcionan una indicación útil en tiempo casi real sobre la actividad relacionada con las fulguraciones solares y sus posibles efectos sobre las radiocomunicaciones en HF.
Durante o después de una fulguración solar importante, consulte los Monitores de Espectro y los Niveles de Absorción en HF de la sección Radiocomunicaciones, que pueden mostrar alteraciones significativas sobre las condiciones normales durante intervalos de minutos a horas. Las gráficas de esta sección han sido generadas a partir de datos en crudo proporcionados por NOAA, utilizando el paquete de Python SunPy, que facilita un completo entorno de análisis de datos para física solar.
ASWAS: Información reciente sobre fulguraciones y desvanecimientos (solo superiores a C8)
Informes
La gráfica, proporcionada por el Australian Space Weather Forecasting Centre, muestra el nivel de actividad solar durante el último mes, con resolución diaria y actualizaciones cada 24 horas. El nivel de actividad se muestra en una escala de cinco niveles: muy bajo, bajo, moderado, alto y muy alto.
Al menos una vez al día, el Observatorio Solar Big Bear (BBSO) proporciona Informes Diarios de Actividad Solar, que incluyen inspecciones de regiones activas solares. Una Región Activa Solar (Active Region, AR) es un área localizada del Sol en la que el campo magnético es mucho más fuerte y mucho más complejo que en la atmósfera solar circundante. En las regiones activas suelen producirse fenómenos como fulguraciones solares, eyecciones de masa coronal (CME), destellos de ultravioleta extremo, emisiones de rayos X y ráfagas de radio solares.
En casos confirmados, el BBSO también emite Alertas Tempranas de Actividad Solar, que contienen predicciones sobre evoluciones rápidas y/o fulguraciones solares energéticas en grupos individuales de manchas solares.
Imágenes del Sol
Solar Dynamics Observatory (SDO)
El Observatorio de Dinámica Solar (Solar Dynamics Observatory, SDO) es un satélite de la NASA diseñado para estudiar la actividad solar y su influencia sobre la meteorología espacial. Uno de sus principales instrumentos es el Atmospheric Imaging Assembly (AIA), que observa continuamente el disco solar completo en múltiples longitudes de onda del ultravioleta extremo (EUV) y del ultravioleta (UV), permitiendo estudiar diferentes regiones y temperaturas de la atmósfera solar.
Las imágenes corresponden a observaciones en diferentes longitudes de onda, cada una de las cuales resalta distintas regiones y temperaturas de la atmósfera solar:
- 9.4 nm (94 Å): Esta longitud de onda resalta regiones de la corona durante una fulguración solar.
- 13.1 nm (131 Å): Es sensible al plasma muy caliente generado durante las fulguraciones solares, aunque también contiene contribuciones de plasma coronal más frío.
- 17.1 nm (171 Å): Esta longitud de onda muestra la atmósfera del Sol, o corona, cuando está tranquila. También muestra enormes arcos magnéticos conocidos como bucles coronales.
- 19.3 nm (193 Å): Muestra una región ligeramente más caliente de la corona y también el material mucho más caliente de una fulguración solar.
- 21.1 nm (211 Å): Esta longitud de onda muestra regiones más calientes y magnéticamente activas de la corona solar.
- 30.4 nm (304 Å): Está dominada por la emisión de helio una vez ionizado (He II), mostrando el plasma de la cromosfera y de la región de transición.
- 33.5 nm (335 Å): Esta longitud de onda también muestra regiones más calientes y magnéticamente activas de la corona.
- 160 nm (1600 Å): Muestra una combinación de la fotosfera superior y de la denominada región de transición, situada entre la cromosfera y la capa más externa de la atmósfera solar, denominada corona. La región de transición es donde la temperatura solar aumenta rápidamente.
- 170 nm (1700 Å): Muestra la superficie del Sol, así como una capa de su atmósfera denominada cromosfera, que se encuentra justo por encima de la fotosfera y donde comienza a aumentar la temperatura.
- 450 nm (4500 Å): Continuo de luz visible que muestra la fotosfera solar.
SOHO EIT
Imágenes del Sol tomadas por el instrumento Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) del satélite SOHO. Este instrumento obtiene imágenes de la corona solar y de la región de transición en cuatro bandas EUV (171 Å, 195 Å, 284 Å y 304 Å), que corresponden a plasmas con diferentes temperaturas y estados de ionización. Permite monitorizar regiones activas, agujeros coronales, filamentos y prominencias, puntos brillantes coronales y plumas polares.
Imágenes solares actuales obtenidas con el instrumento EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) en diferentes longitudes de onda:
- 17.1 nm: corona tranquila, bucles coronales y agujeros coronales.
- 19.5 nm: corona de regiones activas y sistemas de bucles magnéticos.
- 28.4 nm: regiones activas calientes y fuerte calentamiento coronal.
- 30.4 nm: cromosfera y región de transición, prominencias y filamentos.
SOHO LASCO
La corona es la atmósfera exterior del Sol. Comienza por encima de la fotosfera (la «superficie» visible del Sol) y se extiende millones de kilómetros hacia el espacio, convirtiéndose gradualmente en el viento solar. Una eyección de masa coronal (CME) es una gigantesca erupción de plasma magnetizado (electrones e iones, principalmente protones) desde la corona solar hacia el espacio interplanetario.
Cuando una CME dirigida hacia la Tierra alcanza nuestro planeta, su interacción con la magnetosfera puede producir una tormenta geomagnética, especialmente cuando el campo magnético interplanetario transportado por la CME tiene una componente dirigida hacia el sur de suficiente intensidad. Estas perturbaciones pueden afectar significativamente a la ionosfera y, en consecuencia, a la propagación en HF.
Las siguientes son imágenes de la corona solar obtenidas por el coronógrafo espectrométrico de gran angular (Large Angle and Spectrometric Coronagraph, LASCO), a bordo del satélite Observatorio Heliosférico Solar (Solar and Heliospheric Observatory, SOHO). LASCO utiliza un disco de ocultación para bloquear la intensa luz del disco solar, permitiendo observar la corona circundante, mucho menos brillante. Sus coronógrafos proporcionan observaciones de gran angular de la corona y son especialmente útiles para detectar y seguir las eyecciones de masa coronal (CME) a medida que se propagan alejándose del Sol. El coronógrafo C2 observa la corona interior desde aproximadamente 1,5 hasta 6 radios solares, mientras que C3 amplía el campo de visión desde aproximadamente 3,7 hasta 30 radios solares. Haga clic en cada imagen para ver la versión en alta resolución. Fuente: SOHO/NASA-ESA.
Imágenes actuales de la corona solar obtenidas con el instrumento LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph). La imagen C2 muestra la corona solar interior (hasta 8,4 millones de km del Sol), mientras que la imagen C3 muestra la corona solar exterior (hasta 45 millones de km del Sol).
MLSO
Imagen obtenida con el coronámetro del Observatorio Solar Mauna Loa (Hawái).
El coronógrafo K-Cor del Observatorio Solar Mauna Loa (MLSO) observa la corona solar interior en el espectro de luz visible, bloqueando el disco solar más brillante y midiendo la luz polarizada dispersada por los electrones libres de la corona. Sus observaciones son especialmente útiles para detectar la formación y la evolución temprana de las eyecciones de masa coronal (CME) cerca del Sol.
Índice de flujo solar
Existen varias formas de monitorizar la actividad solar a lo largo del tiempo. Algunos indicadores son especialmente útiles para evaluar su impacto sobre la propagación de las ondas de radio en HF, entre ellos el Índice de Flujo Solar (SFI) y el Número de Manchas Solares (SSN).
El Índice de Flujo Solar (SFI o F10.7) es una medida del flujo de radio solar por unidad de frecuencia a una longitud de onda de 10,7 cm (2800 MHz). La emisión del Sol en longitudes de onda centimétricas (radio) se debe principalmente al plasma coronal atrapado en los campos magnéticos situados sobre las regiones activas. Existe una relación directa entre el nivel de actividad solar y esta emisión. Los valores elevados del Índice de Flujo Solar (SFI) suelen estar asociados a buenas condiciones de propagación y a un aumento de las aperturas en las bandas más altas de HF.
El SFI se mide diariamente en Canadá, en el Observatorio Radioastrofísico Dominion (Dominion Radio Astrophysical Observatory, DRAO), situado en Penticton, Columbia Británica. Los datos son proporcionados por el Consejo Nacional de Investigación de Canadá (National Research Council of Canada, NRC) y se utilizan ampliamente como indicador de la actividad solar y como parámetro de entrada fundamental en los modelos de predicción ionosférica y de propagación en HF.
Las gráficas, proporcionadas por Paul L Herrman (N0NBH), muestran la evolución de los siguientes parámetros durante el último mes:
- Gráfica verde: intensidad relativa de la irradiancia solar en el ultravioleta extremo (EUV), medida por el Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE) a bordo del Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA. EVE mide la irradiancia espectral en EUV del disco solar completo en un amplio rango de longitudes de onda.
- Gráfica azul: intensidad relativa de la irradiancia solar en el ultravioleta extremo (EUV), medida por el Solar EUV Monitor (SEM) del instrumento CELIAS a bordo del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). CELIAS/SEM monitoriza la irradiancia del disco solar completo en una banda de 8 nm centrada en 30,4 nm y en un canal más amplio de rayos X blandos/EUV de 0,1–50 nm.
- Gráfica roja: SFI medido por el Observatorio Radioastrofísico Dominion (Canadá).
- Gráfica amarilla: número de manchas solares (SN) medido por el Observatorio de Boulder (NOAA), número de Wolf.
Manchas solares
Otro indicador ampliamente utilizado para cuantificar la actividad solar es el Número de Manchas Solares (SSN), que puede calcularse utilizando diferentes métodos de recuento y series de datos. Las manchas solares son regiones relativamente frías y magnéticamente activas de la fotosfera solar que presentan un aspecto más oscuro que su entorno. Un número elevado de manchas solares generalmente indica un nivel alto de actividad magnética solar y tiende a estar asociado con un aumento de la emisión solar en el ultravioleta extremo (EUV). El consiguiente aumento de la ionización en la ionosfera superior (capa F) puede elevar la Máxima Frecuencia Utilizable (MUF) para determinados trayectos de propagación. Por tanto, el Número de Manchas Solares (SSN) y el Índice de Flujo Solar (SFI) son indicadores estrechamente correlacionados del nivel de actividad solar.
El Observatorio Mount Wilson, en California, proporciona la siguiente clasificación de las manchas solares:
| Tipo | Descripción |
|---|---|
| Alpha | Un grupo unipolar de manchas solares |
| Beta | Un grupo de manchas solares que presenta polaridades magnéticas positiva y negativa (bipolar), con una separación simple y bien definida entre ambas polaridades. |
| Gamma | Una región activa compleja en la que las polaridades positiva y negativa están distribuidas de forma tan irregular que impiden su clasificación como grupo bipolar. |
| Beta-Gamma | Un grupo de manchas solares bipolar, pero lo suficientemente complejo como para que no pueda trazarse una única línea continua entre las manchas de polaridades opuestas. |
| Delta | Un descriptor de las clases magnéticas que indica que las umbras separadas por menos de 2 grados dentro de una misma penumbra tienen polaridades opuestas. |
| Beta-Delta | Un grupo de manchas solares con clasificación magnética general beta, pero que contiene una (o más) mancha(s) delta. |
| Beta-Gamma-Delta | Un grupo de manchas solares con clasificación magnética beta-gamma, pero que contiene una (o más) mancha(s) delta. |
| Gamma-Delta | Un grupo de manchas solares con clasificación magnética gamma, pero que contiene una (o más) mancha(s) delta. |
La imagen muestra la fotosfera solar, donde pueden identificarse las manchas solares y los grupos de manchas solares actuales. Cerca del mínimo solar, el número de manchas solares visibles puede ser muy bajo y puede haber períodos sin ninguna mancha solar. La mayoría de los grupos de manchas solares son bipolares y contienen regiones magnéticas de polaridad opuesta. Según la ley de polaridad de Hale, la polaridad predominante de las regiones activas bipolares es generalmente la misma dentro de un hemisferio solar determinado durante un ciclo solar y opuesta en el otro hemisferio. Este patrón de polaridad se invierte en cada ciclo de manchas solares de aproximadamente 11 años. El campo magnético global del Sol también invierte su polaridad aproximadamente en torno al máximo solar, completando un ciclo magnético completo en unos 22 años.
Las aplicaciones de predicción de la propagación en HF, como VOACAP y otras, suelen utilizar el Número de Manchas Solares (SSN) como parámetro de entrada para realizar los cálculos. Debido a que existen varios métodos diferentes para determinar el SSN, es fundamental comprobar primero qué formato utiliza realmente la aplicación de predicción. A continuación se proporciona un enlace a las páginas del National Geophysical Data Center (NGDC) de NOAA, donde pueden obtenerse datos actuales del Número de Manchas Solares en diferentes formatos, incluido el ISN (International Sunspot Number, elaborado por el Sunspot Index Data Center de Bélgica), los números relativos de manchas solares estadounidenses, datos históricos de manchas solares y números de grupos de manchas solares.
Nota para usuarios de VOACAP: utilice los siguientes valores, correspondientes al Número Internacional de Manchas Solares Suavizado (cortesía de SIDC, Observatorio Real de Bélgica):
2026 03 2026.204 : 96.4 0 2026 04 2026.286 : 92.8 0 2026 05 2026.371 : 89.4 0 2026 06 2026.453 : 86.1 5.8 2026 07 2026.538 : 82.2 6.2 2026 08 2026.623 : 82.8 6.8 2026 09 2026.705 : 80.3 7.7 2026 10 2026.790 : 78.0 8.5 2026 11 2026.873 : 75.5 9.0 2026 12 2026.958 : 72.8 9.4 2027 01 2027.042 : 69.9 9.7 2027 02 2027.122 : 66.8 9.9 2027 03 2027.204 : 64.2 10.2 2027 04 2027.286 : 62.1 10.6 2027 05 2027.371 : 60.2 10.8 2027 06 2027.453 : 58.5 11.1 2027 07 2027.538 : 57.0 11.3 2027 08 2027.623 : 55.2 11.3
Las gráficas muestran la evolución del número de manchas solares durante los últimos años. Este número sigue ciclos periódicos con una duración estimada de 11 años. En los máximos de los ciclos, el número de manchas solares es mayor y las condiciones de propagación mejoran. Debido a que algunas manchas solares pueden aparecer agrupadas, en los cálculos se utiliza el «número de Wolf», que tiene en cuenta tanto los grupos como las manchas aisladas. Actualmente nos encontramos en el ciclo solar 25.
El sitio web HF Radio & Space Weather es un recurso para el análisis operativo de la meteorología espacial y del estado de la propagación en la banda de HF.
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