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Propagación
 

par Alan Melia, G3NYK
Traducción Luis Fernández, EA5DOM

Lo primero que hay que decir sobre la propagación en las bandas de Onda Media (MF) y Larga (LF) es que resulta muy distinta a la que tiene lugar en las bandas de HF. La diferencia principal es que mientras las señales de HF se refractan de vuelta hacia la superficie de la tierra en la capa F de la Ionosfera, las señales de LF, VLF y MF baja no pueden pasar a través de las capas inferiores D y E. Y la propagación a larga distancia de estas señales depende del comportamiento en estas regiones de la ionosfera. Mientras que la capa F se localiza entre 250 y 600 km, la capa D se encuentra entre 50 y 90 km, con la capa E sobre ella.

Las variaciones de las condiciones de propagación que observamos se deben a variaciones en la densidad de iones en estas capas, causadas a su vez por las variaciones en la radiación recibida del Sol.
 

La onda de tierra

Las señales radiadas hacia el horizonte desde una antena emisora tienden a seguir la curvatura de la tierra y se suele referir a ellas como "onda de tierra". Lo normal sería que estas ondas viajasen en línea recta como rayos de luz, y por lo tanto alejándose gradualmente de la superficie, pero el frente de onda que sale desde la antena y que se va desplazando por el terreno se frena ligeramente cerca del suelo debido a que el índice de refracción es mas alto que el del aire. Esto provoca que el frente de onda se incline hacia delante y que la parte inferior siga en contacto con el suelo. Este efecto no es tan acusado en las frecuencias mas bajas como 136 kHz, porque la atenuación provocada por las pérdidas del suelo es mayor en frecuencias mas altas. Hay otro parámetro que reduce la potencia de la onda radiada por tierra en las antenas normales de radio aficionados Este es el debido a los condicionantes del terreno donde se instala la antena. Una estación comercial o militar suele ser capaz de elegir un emplazamiento despejado con un suelo de buenas características, y además se puede permitir instalar múltiples cables de tierra en forma de malla formando un diámetro de media longitud de onda. Esta configuración asegura que la onda de tierra se genera de forma eficiente y permanece cerca del suelo. En una estación de radio aficionado, donde la tierra es mucho peor y como mucho se pueden instalar unos pocos cables cortos, se produce un recorte del patrón de radiación de la antena. En lugar de parecerse a una forma de medio "Donut" la señal es mas débil cerca del suelo, y el ángulo a que se radia la señal mas fuerte es a unos cuántos grados sobre el horizontel.

La onda de tierra generada por la antena constituye la mayor parte de la señal recibida a distancias relativamente cortas, digamos entre 100 y 300km. Hay programas que nos pueden calcular la intensidad de la onda de tierra según las características del terreno, según la potencia dada transmisor y la distancia [1].
 

La onda ionosférica

La mayor parte de la potencia radiada por la antena, termina levantándose del suelo y si no fuera por las capas ionizadas que rodean la tierra (la ionosfera) terminaría perdiéndose en el espacio. Casi todos los radioaficionados conocen la existencias de dichas capas que devuelven las señales de HF a la superficie de la tierra, permitiendo las comunicaciones mundiales en las bandas de onda corta. Las capas responsables de estos fenómenos fueron descubiertas por los radioaficionados en los años 1920 y denominadas capa F a una altitud de entre 250 y 600 km. Por debajo de esta existen la capa E (90 a 250 km) y la capa D (50 a 90 km)).
Estas dos capas se consideran generalmente una molestia porque absorben las señales de HF a frecuencias por debajo de los 10 MHz, impidiendo que alcancen la capa F.

Pero el comportamiento es diferente para las frecuencias inferiores a 1 MHz. Aquí la capa D absorbe las señales, pero está suficientemente ionizada en condiciones normales como para refractar estas señales de baja frecuencia de vuelta a la tierra con alguna atenuación. La capa D se intensifica durante el periodo diurno y por lo tanto las señales de LF y MF son generalmente mas débiles durante el día que durante la noche. Esto ha generado el mito de que la propagación diurna se produce únicamente por onda de tierra. Se puede comprobar fácilmente que esto no es así. Registrando una gráfica de señales recibidas entre 400 y 500 km de un transmisor potente, se comprueba que forman una curva de campana con un marcado pico cuando el mediodía se produce a mitad de camino entre emisor y receptor. Esta curva sigue exactamente el nivel de ionización en la capa D debido a la "altura" del Sol, siendo proporcional a la intensidad.
 

Desvanecimiento (Fading)

A una distancia de entre 400 y 700 km, dependiendo de la potencia del transmisor y el nivel de ruido en el receptor la onda de tierra y la onda ionosférica llegan al receptor aproximadamente con la misma intensidad. Y esto genera problemas en distancias cortas en la banda de 630 m, ya que el camino recorrido por estas dos señales es diferente. La onda ionosférica (normalmente llamada onda de cielo) sufre unas variaciones en la distancia recorrida según varía el nivel de ionización durante el día. Esto provoca un efecto de desvanecimiento, o "fading" muy acusado. Cuando la onda de cielo y la onda de tierra llegan en fase, las señales se suman, pero cuando están desfasadas 180º se cancelan y la resultante es la diferencia en amplitudes de las dos señales. Por lo tanto, si por los dos caminos llegan señales de la misma amplitud, la señal desparecerá completamente del receptor si la diferencia de fases entre las dos señales llega a ser de 180 grados.
 

Alcance diurno

El alcance diurno de las señales en 630m atravesando la ionosfera se puede deducir mediante un simple cálculo geométrico[2]. Si asumimos que se produce una reflexión tipo espejo a una altitud que llamaremos "altura aparente de reflexión". Entonces para lograr el alcance máximo de una reflexión se necesita que el "rayo" salga del transmisor a cero grados de elevación con respecto al suelo y llegará al receptor con la misma elevación de cero grados. Pero ya sabemos que el alcance real será mas incierto porque dependerá de la potencia de transmisión y de la "rugosidad" de la superficie terrestre. Sobre una buena tierra la señal puede viajar una distancia considerable hasta convertirse en onda de cielo tras abandonar el suelo y sus influencias, para empezar a viajar hacia la ionosfera. Si asumimos que la "altura aparente de reflexión" son 50 km, entonces el alcance lo tendremos en unos 1000 km. En estas distancias la onda de cielo es mas intensa que la onda terrestre y por lo tanto el efecto desvanecimiento es menor que el que se produce a distancias cortas. Sin embargo, para los radio aficionados,la potencia limitada y el que las señales estén a menudo muy cercanas al nivel de ruido hace que el "fading" sea el factor que mas dificulta la recepción.
 

Alcance nocturno

La ionización diurna que produce la aparición de la capa D tiene su origen en la radiación solar ultravioleta extrema y los rayos X blandos. Todos estos factores desaparecen tras la puesta de sol y los iones de la capa D se recombinan rápidamente. Esto provoca que la "altura aparente de reflexión" aumente a la parte alta de la capa D o incluso a la parte baja de la capa E.

La capa E empieza en los 100 km de altura donde la atmósfera ya es extremadamente tenue. La ionización allí se debe a los rayos cósmicos y algo de carga debida al viento solar, pero como la densidad es baja el periodo de recombinación es mucho mas largo y la capa E se mantiene activa durante todo el periodo nocturno. Si aplicamos de nuevo el cálculo geométrico para una "altura aparente de reflexión" de 100 km vemos que el alcance máximo para un salto es de 2000 km. Y es ese el mayor alcance que se consigue entre estaciones que se encuentren en zona nocturna. Y cuando hablamos de "nocturna" queremos decir, ionosfera sin iluminación solar, no la superficie. Por lo tanto sería posible hacer un buen contacto hacia el OESTE incluso una hora después del amanecer. Y se podrían recibir señales del ESTE una hora antes del anochecer.
 

Propagación Multi-salto

Después de un salto ionosférico a máxima distancia, la señal se aproxima a la tierra con un ángulo rasante. En este punto la onda puede pasar de largo el punto de contacto con la tierra y empezar a subir hacia la ionosfera de nuevo según se va alejando de la superficie, debido a la curvatura terrestre. A este fenómeno se le llama rebote en superficie, pero la señal no tiene porqué tocar tierra necesariamente. La permeabilidad del suelo puede afectar al frente de onda y doblarlo como sucede con las ondas de tierra, aumentando ligeramente el rango del primer salto. En este punto de contacto se produce una atenuación, pero es debida sobre todo a la rugosidad de la superficie con respecto a la longitud de onda así como a las características de la tierra en esa zona. Esto explicaría porqué hay menos atenuación sobre el mar, aunque la alta conductividad del agua salada también juega un papel importante.El agua dulce no tiene la misma efectividad .

Si analizamos el enlace desde el oeste de Europa a la costa este de USA tenemos una distancia de unos 6000 a 7000 km que suponen un enlace de tres saltos nocturnos basándonos en nuestrosencillo modelo geométrico. Se pueden analizar también los diferentes modos de propagación por analogía con la transmisión de microondas en guías de onda. Algunos observadores hablan de "modos de guía onda" en LF/MF pero esto no es correcto porque el límite en alta frecuencia de los modos guía onda en LF esta sobre los 50KHz. Y por encima de esa frecuencia la guía onda formada por la superficie terrestre y la ionosfera es demasiado grande comparada con las longitud de onda para que el modelo guía onda pueda ser defendible. Es por eso que un modelo de "saltos" resulta mas útil y sencillo de comprender.

Todo esto en la práctica resulta bastante mas complejo. Un estudio mas detallado del enlace de 4500 km desde UK a VO1NA en Newfounland en 136 kHz muestra que algunas noches el enlace se abre cuando la sombra del anochecer a 100km de altura alcanza el centro del Atlántico, lo que sugiere que realmente se trata de una señal débil de salto único. El enlace de tres saltos a la costa Este de USA muestra algunas veces un efecto similar con una apertura cuando la sombra del anochecer llega a 2/3 de camino sobre el Atlántico. Estas observaciones sugieren que podrían producirse varios multi-saltos viables al mismo tiempo. La diferencia de fases debida a las diferentes distancias recorridas por los diferentes modos generan de nuevo efectos de desvanecimiento, aunque generalmente no hay onda de tierra de potencia significativa, a estas distancias.

La ionosfera se ha considerado hasta ahora como una corteza esférica de electrones cubriendo la tierra como si fuesen las capas de una cebolla. Pero realmente se comporta como un remolino enorme de iones y electrones bajo la influencia del campo magnético terrestre y conteniendo "burbujas" de densidad variable y ondas sobre las que se apoyan que se denominan ondas de gravedad (NOTA: no ondas gravitacionales, que tienen un efecto completamente diferente) como las ondas en la superficie de un estanque [3]. Esto implica que incluso en condiciones de nula actividad solar haya muchos factores que afectan a la intensidad de una señal LF/MF en un receptor lejano.
 

Los efectos del Sol

El Sol es el factor que mas influye en la ionosfera y la propagación de señales de radio. Hemos descrito como se forma la capa D debido a la radiación de Ultra Violeta extremo y rayos X en la zona diurna. Esto es lo que sucede normalmente en un día tranquilo y hay una lenta variación en el flujo de radiación solar de una estación a otra siguiendo el bien conocido ciclo de once años de la actividad solar. Los años pico del ciclo producen enlaces por todo el mundo en las bandas altas de HF (30 MHz) y a menudo hasta los 50 y 60 MHz en la parte baja de la VHF debido a la ionización de la capa F. Los picos de gran actividad no son siempre tan buenos para las bandas de LF/MF, y en general se obtienen los mejores resultadosdurante los períodos de mínima actividad solar.
 

Llamaradas solares

El Sol no es un objeto "sólido" sino una inmensa bola de plasma en rotación. El plasma se mueve mas rápido en el ecuador solar que en las latitudes mas altas. Esto provoca tensiones en el plasma que lo hacen girar en remolinos, de forma similar a la atmósfera terrestre. Las cargas en movimiento del plasma crean campos magnéticos que interaccionan con el campo magnético solar. Los campos próximos a los remolinos se ven muy afectados y se necesita mucha energía para mantener esos campos tan distorsionados. Esta se extrae del calor del plasma de la superficie a gran temperatura, enfriándolo ligeramente, por lo que los remolinos aparecen en la superficie como zonas oscuras. Estas "manchas solares" han sido observadas por astrónomos desde hace aproximadamente 1700 años, mucho antes de que la radio y la ionosfera fuesen descubiertas. En unos 27 días pueden aparecer de nuevo las mismas manchas cuando se salen de la parte visible debido a la rotación solar. Como resultado tenemos un registro de actividad solar durante los últimos trescientos años. Es realmente un periodo muy pequeño comparado con la edad del Sol, así que aunque hayamos descubierto un ciclo de actividad de 11 años aun no somos capaces de identificar con precisión variaciones a largo plazo. Por lo tanto cada ciclo es un interesante evento a predecir.

Con la rotación solar van creciendo las tensiones en las áreas de manchas solares, hasta que se alcanza un estado inestable en el que repentinamente se pasa a una configuración energética inferior. Es como si un imán está girando y de repente se le aproxima otro, polo norte con norte. Cuando el campo arremolinado en la zona de la mancha solar se desploma, la energía desprendida produce una gran descarga de energía electromagnética y también la erupción de tremendas cantidades de plasma desde la superficie solar. A la descarga de energía electromagnética se llama "llamarada solar" y se puede detectar ópticamente aunque produce energía en un amplio espectro desde ondas de radio a rayos X. La parte ultra violeta de estas "llamaradas solares" afectan a la ionosfera solamente en la zona diurna de la tierra. Su efecto es el de aumentar enormemente el nivel de ionización en la parte inferior de la capa D. Esto produce una capa D fuertemente absorbente en HF y el llamado "Desvanecimiento Dellinger" en las bandas de HF.

Sin embargo el efecto en LF y MF es totalmente diferente. Recuerden que normalmente la capa D presenta un efecto absorbente pero este chorro de radiación de alta intensidad ioniza la capa D de manera tan intensa que las señales de LF/MF rebotan en su parte inferior sin apenas atenuarse. Este efecto va en aumento reforzándose al ritmo del flujo de radiación solar. La mayoría de las llamaradas son fenómenos breves que duran unos minutos como mucho, aunque en ocasiones se producen llamaradas largas que pueden persistir durante una hora. Las llamaradas solares son cortas e impredecibles (podemos predecir cuando son mas probables pero no el momento exacto en que se producen) así que no son realmente útiles para conseguir aumentar el alcance de nuestras señales, aunque el incremento de señal puede llegar a ser de 10 dB. Si la distancia es corta y por lo tanto la onda de tierra es fuerte, la llamarada puede provocar una bajada de señal en el receptor. Esto siempre dependerá de la diferencia de fases entre la onda ionosférica y la onda de tierra.
 

Tormentas Geomagnéticas

En ocasiones los magnetómetros que monitorizan el campo magnético terrestre en los diversos observatorios mundiales empiezan a registrar violentas oscilaciones. Muchos de estos observatorios se fundaron a principios del siglo 17 como ayudas a la navegación. Se dedujo que las "tormentas" similares al tiempo tormentoso en metereología y se producían unos dos días despues de que se observara una llamarada en el centro del disco solar.

Sus efectos también incluían a menudo intensas auroras boreales extendiéndose mas al sur de lo normal. El mecanismo de estos efectos no se descubrió hasta la segunda mitad del siglo 20 con las observaciones desde cohetes y satélites.

El Sol en rotación lanza un chorro de plasma desde su capa mas externa que se denomina Corona y que se puede considerar una especie de atmósfera solar. Estos chorros cruzan el sistema solar y forman el denominado viento solar. La descarga de energía que se produce en una llamarada solar eyecta grandes burbujas de plasma desde la superficie del Sol. Estas burbujas se conocen como "Coronal Mass Ejection" (o en sus siglas en inglés CME). Viajan a alta velocidad, entre 300 y 900 km/segundo y debido a que se trata de nubes de partículas cargadas en movimiento, llevan asociado un potente campo magnético.

Una tormenta geomagnética se crea cuando este campo magnético de una burbuja de plasma choca con el campo magnético terrestre en los límites de la Magnetosfera. La intensidad de la tormenta se indica por el valor del Indice-K [4]. Este tiene una escala logarítmica donde 0 y 1 indican condiciones de mucha calma y 8 a 9 tormenta severa. Los valores de Indice-K se calculan en cada observatorio y después se procesan para obtener un Indice-K global medio a nivel planetario Kp.

A veces se forma un "agujero" en una región de la "atmósfera" solar que permite que la materia de la corona escape en volúmenes mas grandes que como normalmente sucede en el Viento Solar. A esto se le denomina chorros de alta velocidad y si chocan con la tierra producen tormentas. Los niveles pueden llegar a un máximo de Kp=5 y su impacto en la propagación en LF/MF normalmente no es tan grande como el producido por un CME. Hay una impresionante animación en la web de NOAA que predice la posición de estos chorros con respecto a la tierra calculada para varios días [5] .

En los años 1920 cuando se usaban las bandas de LF para las comunicaciones mundiales se observaba que las tormentas geomagnéticas causaban una pérdida de señal en los enlaces largos. También se apreciaba que las condiciones no se recuperaban inmediatamente después de que pasara la tormenta y el Indice-K retornase a valores bajos. Se comprobaba que cuanto mas fuerte era la tormenta, mas duraban las condiciones de mala propagación. Las causas de estos fenómenos no se descubrieron hasta que se realizaron sondeos espaciales mediante cohetes en el espacio cercano a la tierra. Esto empezó con el descubrimiento de los cinturones de ionización de Van Allen, situados entre 4 y 9 radios terrestres en la región utilizada para las órbitas de satélites geoestacionarios de comunicaciones y TV.
 

El Cinturón de Corriente Ecuatorial

La causa de la lenta recuperación en la propagación de LF/MF después de una tormenta geomagnética no se supo hasta el descubrimiento y exploración de los cinturones de Van Allen. Se encuentran situados a una distancia de entre 4 y 9 radios terrestres en el espacio exterior, con iones positivos rotando en una dirección y electrones en la opuesta. Mientras los iones abundan a la altura del ecuador, los electrones al ser mas ligeros se acumulan en las líneas de fuerza norte-sur del campo magnético terrestre y son reflejados en sentido inverso en la acumulación de líneas de fuerza sobre los polos. Estas cargas atrapadas en los cinturones proceden del viento solar y el nivel de carga se puede deducir por las alteraciones que provoca en el campo magnético terrestre.

Cuando una burbuja de plasma (CME) se aproxima a la tierra y choca con la Magnetosfera (la capa de líneas de fuerza generadas por el núcleo de hierro terrestre) hay dos consecuencias posibles dependiendo de la dirección del campo magnético que tenga el CME. Si el campo del CME es opuesto al terrestre (polo norte con polo norte) la nube de plasma repele la magnetosfera. Pueden producirse perturbaciones medibles por los magnetómetros, pero generalmente no hay efectos en la propagación LF/MF. Si por el contrario los campos "conectan" (polo sur con polo norte) hay puntos débiles en la magnetosfera junto a los polos por donde las partículas cargadas pueden penetrar incluso hasta la atmósfera. Y En este último caso se producen fenómenos de aurora mucho mas al sur de lo habitual.

Algunas partículas cargadas también entran en el cinturón de corriente [6]. La mayor parte del plasma se distribuye a lo largo de la Magnetosfera y queda atrapado en la cara de la tierra opuesta al sol, donde la Magnetosfera se estira y alarga. Según se va acumulando cada vez mas carga en esta zona se produce una distorsión cada vez mayor del campo magnético como si se tratase de una goma elástica. Y llega un momento en que la energía acumulada se descarga cuando el campo magnético se contrae a un nivel energético inferior al igual que sucede en la superficie solar. A consecuencia de esto se dispara el plasma atrapado en dos direcciones opuestas. Una hacia la tierra, que debido a estar dentro de la magnetosfera se introduce en el cinturón de corriente, y otra hacia el sistema solar exterior.
 

El índice Dst

El estado del Cinturón de Corriente se mide con el índice Dst (Disturbance Storm-Time) que a su vez mide el campo magnético debido a la circulación de cargas en el Cinturón de Corriente. Se registran mediciones en una serie de observatorios y se corrigen para representar el campo equivalente en el ecuador terrestre.

El campo magnético debido al cinturón de corriente varía entre -20 nT en condiciones de calma y -500 nT en tormentas severas. Este valor se extrae como una desviación del campo magnético terrestre que tiene un valor de 50000 nT (50 µT). Los magnetómetros terrestres son instrumentos notoriamente difíciles de utilizar y generalmente los valores Dst se obtienen tras procesarlos para normalizar y obtener medias que eliminen lecturas erróneas. La Universidad de Kyoto [7] publica una gráfica cada hora con las estimaciones en tiempo real del índice Dst, que es re-calculado permanentemente para normalizar los valores. La Universidad de Colorado [8] también publica gráficas de sus estimaciones en tiempo real, pero se basan en medidas del viento solar realizadas por el satélite ACE, y las combinan con los valores de Kyoto. Las estimaciones de Colorado son mas suaves y consistentes pero entre 10 y 20 nT mas bajas que las de Kyoto.

A estas alturas el lector se preguntará a dónde nos lleva todo esto de los índices, pero con un vistazo a las gráficas del Dst descubriremos que son un reflejo de cómo evolucionan las condiciones de propagación en las bandas de LF/MF. Se produce un pico negativo del Dst después del impacto de un CME, con el Dst desplomándose desde los -20 nT a mas abajo de los -100 nT y después se recupera lentamente siguiendo una curva logarítmica durante los días siguientes. Esto se explica si consideramos el Cinturón de Corriente como un almacén de electrones altamente energéticos (calientes) que se inyectan en la ionosfera por las zonas de puesta y salida del Sol, donde la magnetosfera se empieza a aplastar por la presión del viento solar según rota la tierra al encarar el Sol. Esta distorsión de la magnetosfera permite a los electrones "escapar" de su confinamiento magnético en el Cinturón de Corriente y difundirse lentamente por la ionosfera al sur de las regiones polares.

Los electrones altamente energéticos tienen el mismo efecto para la propagación de radio que los electrones foto-disociados que produce la radiación electromagnética del Sol durante el periodo diurno. La diferencia es que estos altamente energéticos son "mas calientes" y se mueven muy rápido. Eso significa que si chocan con un ión o un átomo de la atmósfera tienden a perder muy poca energía en el proceso. Por eso se denominan "electrones precipitados" (los que provienen del Cinturón de Corriente) tardan mucho mas tiempo en desaparecer y recombinarse. Algunas gráficas de la intensidad de señal de una estación monitorizada después de un impacto CME muestran una recuperación a un ritmo de unos 5dB por hora tras el ocaso mientras que los electrones foto-disociados en la capa D se recombinan casi inmediatamente después de que la radiación solar cese. Esto no explica porqué después de tormentas severas la propagación puede estar bajo mínimos hasta 30 días excepto si recuerdan lo que comentamos sobre que la inyección de partículas procedentes del cinturón de corriente se produce en las líneas de amanecer y anochecer. El índice Dst se puede considerar como la medida de la cantidad de carga en el cinturón de corriente, y la recuperación logarítmica sugiere que se produce por un proceso de difusión. Por tanto la recuperación de las condiciones de propagación parecen seguir de cerca la evolución del Dst o lo que es lo mismo, la cantidad de carga en el cinturón de corriente. Podemos usar esto para calcular la duración de un periodo de malas condiciones. También nos muestra cómo el periodo de malas condiciones se alarga cuando la carga en el cinturón de corriente sigue acumulándose al máximo debido a sucesivos CME.

Las condiciones de propagación en LF/MF suelen empezar a parecer "buenas" cuando la estimación de Dst de la Universidad de Colorado sube a -20 nT. Sin embargo este no es el único efecto que causa cambios en la propagación y solo el hecho de que el Dst sea -20 nT no garantiza que haya una buena propagación.

Esto se demuestra en una gráfica de la señal de una estación militar en LF, la estación con el indicativo CFH está ubicada en Newport Corner junto a Halifax, Nueva Escocia y transmite en 137 kHz. Durante 2003 transmitía continuamente con una potencia radiada constante de 20 kW. La intensidad de señal recibida en la costa Este de UK se registraba cada minuto. Estos datos han sido re-analizados recientemente para contrastar las condiciones de propagación respecto al índice Dst durante las 12 horas que precedieron al intenso CME del 21 de noviembre de 2003. La "calidad de propagación" se define como el porcentaje de tiempo durante el que la señal supera un nivel dado, en proporción a las horas diurnas del enlace.

La gráfica muestra un brusco corte alrededor de -60 nT en el mínimo de señal seleccionado según va bajando el Dst. Hay que recordar que este es un enlace de unos 4500 km y por lo tanto de dos saltos. Dos pasos por la ionosfera significan doble dosis de atenuación. Los enlaces largos multi-salto son mas dados a estas atenuaciones que los de 1000 km de un solo salto, por lo tanto no se obtienen buenos resultados para señales cercanas al nivel límite de señal ruido.

El área de precipitación se localiza alrededor de los polos magnéticos y los electrones "calientes" se difunden alejándose de esos puntos. Por lo tanto el efecto de atenuación se reduce para los enlaces a latitudes mas bajas. Esto se ha demostrado por observaciones de aparentemente buena propagación desde el sur de Europa a la isla Francesa de La Reunión al mismo tiempo que los enlaces del atlántico norte de Newfounland a Europa eran fuertemente atenuados. Y a la inversa, los enlaces a altas latitudes como Alaska sufren inmediatamente los efectos de la alta atenuación debido a las cortinas de aurora y absorción por casquetes polares (PCA), que causan las tormentas de protones.

Todo lo explicado hasta ahora da una idea aproximada de las características de propagación en las bandas de LF/MF. Este conocimiento básico espero que ayude a elegir los modos de transmisión adecuados para un determinado enlace. En particular el periodo de fading debido a los efectos de señal multi-camino varía con la banda utilizada y para frecuencias mas altas el fading es mas rápido. Es esencial elegir un sistema de transmisión que no se haga incomprensible debido a largos y profundos periodos de fading.

La propagación varía a lo largo del año y en invierno a menudo se reciben en Europa estaciones de Newfoundland hasta bien entrado el día, y para las estaciones Europeas ser recibidas en norte América mucho antes del anochecer. Se han realizado contactos muy largos como Europa a Australia y a menudo los horarios indican que el enlace no tiene porqué discurrir necesariamente en su totalidad por zona nocturna.

Recuerden que la predicción de la propagación es algo muy difícil de hacer con precisión y puede convertirse en una auto-profecía. ¡ Las previsiones son malas, entonces no vale la pena transmitir, por lo tanto no hay nadie a la escucha y entonces es cuando confirmamos que la propagación era mala. Siempre vale la pena llamar en una banda aparentemente en calma, para cazar esas condiciones que no son predecibles. Muy ocasionalmente algunos QSO han coincidido con la apertura provocada por una impredecible llamarada solar y eso ha hecho conseguir enlaces muy largos a plena luz del día. Algunos de los primeros QSO transatlánticos en 136KHz se hicieron gracias a coincidir con los picos favorables del fading, lo suficientemente largos como para completar el contacto.
 

Referencias

[1] The late Reg Edwards Software available via http://www.wireless.org.uk/g4fgq/

[2] 

[3] Peter Martinez, Radcom

[4] National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA)

[5] Solar wind prediction

[6] The Terrestrial Ring Current: Origin, Formation, and Decay, Daglis, et al, Rev. Geophys.,37(4) 407-436, 1999

[7] Kyoto University Dst index page

[8] Colorado University Dst data

Lecturas recomendadas: The Solar Terrestrial Environment, J.R.Hargreaves, Cambridge University Press (1992)