Propagación solar electromagnética

El sol emite radiación electromagnética y materia, como consecuencia del proceso de fusión nuclear. La radiación electromagnética con longitudes de onda de 100 a 100 Angstrom (ultravioleta) ioniza la región F; la radiación de 10 a 100 Angstrom (rayos x suaves) ioniza la región E, y la radiación de 1 a 10 Angstroms (rayos x fuertes) ioniza la región D. la materia solar (que incluye partículas cargadas, electrones y protones) es expedida por el sol a un ritmo regular y constituye el viento solar. En un día solar “tranquilo”, la velocidad del viento solar en dirección a la tierra es, por término medio de unos 400km por segundo. El viento solar afecta significativamente al campo magnético terrestre. En lugar de comportarse como un simple imam de barra, el campo magnético terrestre es comprimido por el lado que mira al sol, y estirado hacia afuera por el lado opuesto (la cola magnética, que se extiende a una distancia de decenas de radios terrestres empujada por el viento solar). Aunque la radiación electromagnética del sol puede chocar con toda la ionosfera iluminada por aquel, las partículas cargadas expedidas por el sol son guiadas por la ionosfera a lo largo de las líneas del campo magnético y por lo tanto solo pueden chocar en las latitudes altas, donde las líneas del campo magnético se introducen en la tierra. Además cuando la radiación electromagnética del sol expulsa un electrón de un átomo neutro de la atmosfera, el electrón puede moverse en espiral a lo largo de una línea del campo magnético (se mueve alrededor de la línea del campo magnético a la frecuencia del giro del electrón). Por lo tanto el campo magnético terrestre tiene un papel importante y crítico en la propagación.

Las variaciones del campo magnético terrestre se miden con los magnetómetros. Se disponen de dos medidas: el índice A diario y el índice K cada tres horas. El primero usa una escala lineal que va de 0 (silencio) a 400(tormenta severa). El índice K usa una escala cuasi-logarítmica (es esencialmente una versión comprimida del índice A)que va de 0 (silencio) a 9 (tormenta severa).  Por lo general, un índice A igual o inferior a 15, o un índice K igual o inferior a 3 son los mejores para la propagación. Las manchas solares son zomanchas_solaresnas del sol asociadas a la radiación ultravioleta. Por lo tanto estas unidas a la ionización de la región F. los números diarios de manchas solares, cuando se representan gráficamente en un periodo de un mes, tienen muchos altibajos. Al calcular la media mensual de estos números resulta el número medio mensual de manchas solares, que también tiene muchos altibajos cuando se representa gráficamente. Por no tanto, para medir los ciclos solares se necesita una medida suavizada. Esta se denomina SSN (“Smoothed Sunspot Number”, el numero de manchas solares suavizado). El SSN para un mes determinado se calcula con los datos de los seis meses anteriores y los seis meses posteriores, mas los datos del mes en un estudio. Por esta razón el SSN oficial siempre se obtiene con seis meses de retraso. Las manchas solares vienen y van en un ciclo aproximadamente de 11 años.  El ascenso hasta el máximo (cuatro a cinco años) suele ser más rápido que el descenso hasta el mínimo (seis a siete años). Durante y cerca del máximo de un ciclo solar, el mayor numero de manchas solares produce una mayor radiación ultravioleta que incide en la atmosfera. Esto aumenta significativamente la ionización de la región F, permitiendo a la ionosfera refractar las señales de frecuencias más altas (15,12, 10 e incluso 6 metros) devolviéndolas a la tierra y haciendo posible los contactos de DX. Cerca del mínimo ciclo solar, el número de manchas solares están bajo que las frecuencias más altas pasan a través de la ionosfera, perdiéndose en el espacio. Sin embargo, esta baja actividad solar produce menos absorción y una ionosfera más estable, resultando la mejor propagación de las frecuencias inferiores (160 y 80 metros). Por lo tanto en general, los SSN altos son los mejores para la propagación de las altas frecuencias y los valores bajos son mejores para las bajas frecuencias.

La mayoría de las perturbaciones de la propagación proceden de las llamaradas solares y de las expulsiones de masa coronal (CME, “Coronal Mass Ejection”) las llamaradas solares que afectan a la propagación se denominan llamaradas de rayos X, debido a que su longitud de onda es de 1 a 8 Angstrom. Las llamaradas de rayos X se clasifican con las letras C (las menores), M (las de tamaño medio) y las X (las mayores). Las llamaradas de clase C suelen tener un efecto mínimo en la propagación. Las de clase M y X tienen un efecto progresivamente adverso sobre la propagación.  La radiación electromagnética de una llamarada clase X en la gama de 1 a 8 Angstrom puede causar la pérdida total de la propagación en el lado iluminado por el sol, debido al aumento de la absorción de la región D. además, las grandes llamaradas de clase X pueden emitir protones muy energéticos que son conducidos por el campo magnético terrestre al casquete polar. Esto puede producir un evento de absorción del casquete polar (PCA,”Polar Cap Absorption”) con alta absorción de la región D en los trayectos que pasan a través de las zonas polares de la tierra. Una CME es una expulsión explosiva de gran cantidad de masa solar, la cual puede hacer que la velocidad media del viento solar salte dramáticamente (como una onda de choque dirigida hacia la tierra), si la polaridad del campo magnético solar es hacia el sur cuando la onda de choque incide en el campo magnético terrestre, se acopla a este y se puede causar grandes variaciones del mismo. Esto se ve como un aumento de los índices  A y K. a demás de la actividad de las auroras, estas variaciones del campo magnético pueden hacer que los electrones que giran en espirales alrededor de las líneas del campo magnético se pierdan en la cola magnética. Al perderse los electrones, las frecuencias máximas utilizables (MUF, “Maximun Usable Frequencies”) disminuyen, recuperándose solamente después de que el campo magnético regresa a la normalidad y el proceso de ionización vuelve a suministrar los electrones perdidos. La mayor parte del tiempo, los índices A y K elevados reducen las MUF, pero ocasionalmente, cuando los índices Ay K son elevados se puede aumentar aquellas a bajas latitudes (debido a un proceso complicado). Las llamaradas solares y las CME están relacionadas, pero pueden ocurrir juntas o por separado. Los científicos aun tratan de comprender la relación entre ambos fenómenos. Una cosa es cierta, sin embargo: la radiación electromagnética debida a una gran llamarada, viajando a la velocidad de la luz, puede producir en la propagación “apagones” (blsckouts) de corta duración en el lado iluminado de la tierra, a unos diez minutos de la erupción. Por desgracia detectamos visualmente la llamarada al mismo tiempo que el “apagón”, pues tanto la luz visible como la llamarada y la radiación electromagnética en la gama de 1 a 10 Angstrom producida por aquella viajan a la velocidad de la luz. En otras palabras, no hay advertencia posible. Por otra parte, las partículas energéticas expelidas en una llamarada pueden tardar hasta varias horas en alcanzar a la tierra, y la onda de choque de una CME puede tardar hasta varios días en llegar, dándonos cierta advertencia de las perturbaciones que se producirán.

Cada día el departamento de comercio, el  SWPC (Space Wather Prediction Center), dependiente de la NOAA (National Oceanographic and Atmospheric Administration), y la fuerza aérea de los EE.UU. emiten conjuntamentye un informe de actividad solar y geofísica. El informe actual y los anteriores archivados están en https://www.swpc.noaa.gov/ (https://www.swpc.noaa.gov/products/3-day-forecast ). cada informe diario consta de seis partes. La parte IA da un análisis de la actividad solar, incluyendo las llamaradas y las CME. La parte IB da un pronostico de la actividad solar. La parte IIA da un resumen de la actividad geofísica. La parte III da las probabilidades de eventos de llamaradas y CME. Estas tres partes se pueden resumir como sigue: la propagación normal (sin perturbaciones)ocurre generalmente cuando no se observan ni se pronostican llamaradas de rayos X mayores que las clase C, junto con velocidades del viento solar debidas a las CME cercanas a la media de 400km/s. la parte IV da el flujo solar de 10,7cm observado y pronosticado. Un comentario acerca del flujo solar: este tiene poco que ver con lo que hace la ionosfera ese día. Se explicara más adelante. La parte V da los índices observados y pronosticados. La parte VI da las probabilidades de actividad geomagnética. Estas dos últimas partes se pueden resumir como sigue: la buena propagación ocurre generalmente cuando el pronóstico para el índice A diario es igual o menor a 15(correspondiendo a un índice K de 3 o menos). La estación WWV emsol_CMEite una versión abreviada de este informe en el minuto 18 de cada hora. En él se da el flujo solar de 10,7cm del día anterior, el índice A del día anterior y el índice K de las últimas tres horas. También se dan la actividad solar y la actividad del campo geomagnético actual, junto con los pronósticos para ambos. Al igual que en el informe de actividad solar y geofísica, se espera propagación normal (sin perturbaciones) cuando la actividad solar es baja y el campo geomagnético es “silencioso” (quiet). Aquí cabe un comentario: tanto el informe de la actividad solar y geofísica como el de la WWV dan el estado de la actividad solar. No es el estado del ciclo solar de 11 años, sino más bien el estado de las perturbaciones solares (llamaradas y CME).