QUE AFECTA A UNA COMUNICACION EN HF.

A partir de una altitud de unos 90 km, la atmósfera presenta un aspecto estratificado en lo que a densidad de ionización se refiere.

La ionosfera es una capa de la atmósfera comprendida entre los 80 km y los 450 km de altitud, aproximadamente. Recibe su nombre de los fenómenos de ionización que tienen lugar en ella. La peculiaridad de la ionosfera es que funciona como reflector pasivo de las ondas radioeléctricas de frecuencia inferior a una determinada frecuencia límite, que como veremos puede variar a lo largo del día por distintos motivos. De esta forma, a través de reflexiones sucesivas entre la ionosfera y la superficie terrestre, se posibilita el establecimiento de enlaces radio de HF a grandes distancias.

Existen regiones de la ionosfera con elevada densidad de ionización, que reciben nombres específicos: D, E y F. La región con mayor densidad de ionización es la F, seguida de lejos por la E. Ambas alcanzan sus valores máximos durante el día.

En estas regiones pueden identificarse capas especiales, que reciben el nombre de D, E1, E2, F1 y F2.

QUE AFECTA

El desvanecimiento o fading consiste en una pérdida repentina en la intensidad de la señal recibida, que puede estar originada por varios motivos:

Variación de la MUF: Si se trabaja cerca de la máxima frecuencia utilizable (MUF), ésta puede variar, dado que las condiciones ionosféricas son muy variables.

Absorción: Se produce un pico rápido de absorción en el medio por el que viajan las ondas. Muy común en la capa D, donde las ondas de radio provocan el movimiento de los electrones libres, que se recombinan con moléculas de carga neutra provocando la atenuación de la onda. El efecto se acentúa cuanto menor sea la frecuencia de trabajo. En los casos de erupciones solares, cuando el plasma liberado por el Sol impacta en la ionosfera se producen fenómenos acentuados de absorción.

Desacoplo de polarización: Como ya vimos, tras reflejarse y/o refractarse, la onda puede sufrir un cambio de polarización que hace que se tengan pérdidas por desacoplo de polarización en el receptor.

Propagación multicamino: Como consecuencia de las reflexiones en la ionosfera y en los obstáculos terrestres, al receptor terminan llegando con diversos retardos ondas que siguen trayectos similares pero no iguales, con una diferencia de fase que puede oscilar entre 0º y 180º. Si la diferencia se aproxima a 180º, la onda resultante a la entrada del receptor tendrá una intensidad mucho menor.

LA HORA DEL DIA

Durante la noche, los rayos solares no inciden directamente en la atmósfera. Esto implica que el proceso de fotoionización descrito anteriormente se detiene. Sólo en las regiones más altas de la atmósfera existe algo de actividad remanente. La capa D de la ionosfera desaparece completamente por efecto de las elevadas tasas de recombinación multietapa.

Durante el día, la densidad de ionización de las capas E y F es del orden de 100 veces mayor que durante la noche.

LA ESTACION DEL AÑO

La densidad de ionización es mucho mayor en el verano que en el invierno, ya que al ser más largos los días, la ionosfera recibe mayor cantidad de radiación solar. En general, este efecto provoca que las frecuencias de corte se mantengan altas durante un mayor número de horas al día.

LA UBICACIÓN GEOGRÁFICA

Como ya vimos en la descripción de la propagación transecuatorial, la densidad de ionización es mucho mayor cerca del Ecuador que cerca de los Polos, ya que en estos últimos se recibe menor cantidad de radiación solar. Esto provoca que las frecuencias de corte sean menores en las zonas polares que en las ecuatoriales.

Así mismo, hay que considerar que los enlaces radio en HF pueden tener trayectos muy largos que atraviesen distintas zonas del día y de la noche, donde a su vez habrá variaciones de MUF y de la altura de las capas ionosféricas.

Por otro lado, como veremos más adelante, la dirección que toman las líneas del campo geomagnético en cada zona tiene implicaciones con el clima espacial.

EL CICLO DE LAS MANCHAS SOLARES

Se ha comprobado que la radiación UV procedente del Sol con longitudes de onda inferiores a los 2000 Å sigue el ciclo de las manchas solares.

La intensidad de radiación ultravioleta procedente del Sol, que provoca la ionización de la atmósfera, se ve afectada por el grado de actividad solar, que depende en gran medida del número de manchas solares y que puede cuantificarse de la siguiente forma:

R = K (10G – S)

R = actividad solar [Wolfs]K = constante dependiente del obsevatorioG = número de grupos de manchas solaresS = número de manchas solares contabilizadas

Las manchas solares son realmente regiones del Sol en las que se radia aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie del Sol, por efecto del campo magnético solar: cuando un campo magnético lo suficientemente fuerte emerge de la superficie solar como consecuencia de los procesos dinámicos que ocurren en su interior, la zona en la que este campo emerge puede enfriarse pasando de unos 6.000ºC a unos 4200ºC. A la vista, esta zona aparecerá algo más oscura que su entorno más caliente, dando la apariencia de una mancha. Las manchas solares pueden formarse y disiparse en periodos comprendidos entre varios días y pocas semanas y rotan con el resto de la superficie solar.

En ocasiones, se producen agrupaciones de manchas solares con campos magnéticos muy complejos que pueden dar lugar a erupciones solares.

Las observaciones astronómicas han permitido deducir que el número de manchas solares visibles sigue un ciclo de aproximadamente 11,1 años, como puede apreciarse en la gráfica de la figura siguiente, elaborada por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares de Bélgica (SIDC). El cambio de ciclo se produce al invertirse la polaridad magnética del Sol.

A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la atmósfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando la comunicación por reflexión ionosférica en las bandas más altas de HF.

El record histórico se produjo en el ciclo 19, en el año 1957, registrándose 209 manchas solares visibles. La MUF alcanzó los 70 MHz, las bandas de 14 MHz y 21 MHz estuvieron abiertas las 24 horas del día, la de 28 MHz estuvo abierta desde antes del amanecer hasta bien entrada la noche y en la banda de 50 MHz se consiguieron enlaces radio de hasta 3000 km.

Actualmente, la influencia del ciclo solar y de sus fenómenos asociados puede tener tal impacto en los sistemas de telecomunicaciones de HF y vía satélite, así como en los de generación y transporte de energía, que periódicamente se establecen paneles científicos para elaborar predicciones a largo plazo.

LA LINEA GRIS

La línea gris es la frontera entre las zonas de la Tierra iluminadas por el Sol y las zonas en las que es de noche (ver figura). A lo largo de esta línea, se producen fenómenos electromagnéticos que favorecen la propagación de las ondas de radio de HF.

Como ya se explicó anteriormente, la capa D de la ionosfera, donde se producen fenómenos de absorción que atenúan la intensidad de las ondas de radio, tiende a desaparecer durante la noche. De esta forma, en el lado oscuro de la línea gris la absorción disminuye, mientras que en el lado iluminado la MUF sigue siendo suficientemente alta. Como consecuencia, a lo largo de la línea gris

existe un conducto en el que con una MUF todavía alta la atenuación disminuye, posibilitando comunicaciones de muy larga distancia.

Línea Gris