Fundamentos de la propagacion de ondas de Radio

Introducción exaustiva a la propagación de ondas de radio, incluye un glosario muy detallada sobre la propagación común

 Aurora : Uno de los tipos de propagación favorita.Cuando más de los niveles habituales de partículas cargadas llegan a la tierra ( es decir , el aumento de viento solar ) , como resultado de una CME o corriente coronal , muchas de estas partículas cargadas penetran en las partes más débiles de la GMF cerca de las regiones polares . Esto se debe a que las líneas de campo GMF guían estas partículas cargadas en estas regiones; en estas regiones polares , la ionización extrema puede resultar en altitudes de hasta 1.000 kilometros . Debido a este aumento de la ionización , una capa en forma de cortina dinámica desarrolla en lugar de la F2 - capa moldeada horizontal más típica . Esta capa auroral puede reflejar las ondas de radio de la banda de HF ( 3 - 30MHz ) todo el camino hasta e incluyendo toda la banda UHF ( 300 - 3000MHz ) . Sin embargo , debido a su forma muy irregular y el movimiento constante , desvanecimiento pesada ( QSB ) es común en las señales de radio reflejadas . Esta QSB también puede ser resultado de múltiples reflexiones dentro de estas capas aurorales , causando el desplazamiento de fase rápida. Una señal de la aurora se reconoce fácilmente a 30MHz como una modulación de resonancia burbujeo o modulación " under-water -like" . Por último , debido a los cambios de fase extremos y repentinos , los modos de banda estrecha , como CW y digitales son los modos más fiables para los contactos de DX .
Retrodispersión : Una forma útil de propagación que se produce sobre todo cuando la frecuencia máxima utilizable ( MUF ) se eleva por encima de 30MHz . Durante estas condiciones , cuando las ondas de radio llegan a la ionosfera (normalmente la capa F2) , se reflejan hacia la superficie de la tierra en un continuo detectable más amplio de ángulos de lo habitual. En otras palabras , una fracción detectable de una señal de radio se refleja ahora en un ángulo muy agudo de nuevo en la región que rodea sólo la estación de transmisión , pero por lo general más allá de la gama de comunicaciones onda de superficie ( es decir , zona ciega ) . Por lo tanto , las señales de retrodispersión son escuchadas en un radio de 2.000 kilometros de la estación transmisora ​​. Señales de retrodispersión son generalmente más débiles que las ondas de radio reflejadas normales y durante los períodos de bajo flujo solar , sólo las estaciones de radio que utilizan antenas direccionales pueden producir señales legibles . Sin embargo, durante períodos de muy alto flujo solar, incluso pequeñas estaciones que utilizan 10 vatios y antenas de plano de tierra verticales pueden producir señales legibles . Señales de retrodispersión son generalmente muy estables y rara vez influenciados por QSB . Por último , las señales de retrodispersión son fácilmente reconocidos como un " hueco " o " barril-como " el sonido procedente de las zonas ciegas esperados de una estación de radio.   
 Zona de silencio: La zonade silencio es el área alrededor de una estación de radio que normalmente no se pueden trabajó por cualquiera de las ondas de superficie u ondas cielo ionosféricos normales. Por lo general, las estaciones de la zona ciega sólo se pueden resolver a través de la propagación de retrodispersión intermitente. Esta zona es también llamada la " zona de salto " por los militares de EE.UU. . 
ES: Un modo de producir de propagación conocidos contactos de radio de corto salto fuera de la capa E de la ionosfera . Esta propagación se produce con mayor frecuencia durante los meses de verano con un nodo principal que ocurre durante el verano , un nodo de menor importancia que ocurre durante el invierno, y los "valles" que ocurren alrededor de los dos equinoccios. Durante el verano , este modo es muy popular debido a sus altos niveles de señal . Por último , las distancias de salto son generalmente alrededor de 1,000 millas terrestres . 
F2: El modo más común de propagación de las ondas es el cielo se refleja fuera de la capa F2 de la ionosfera , estas reflexiones son responsables de la mayoría de los contactos de DX .Linea Gris: El área que ocurren a lo largo de las zonas de puesta de sol y la salida del sol ( es decir, también llamado el terminador en astronomía ) es conocida como la línea gris y tiene un significado especial para las comunicaciones de radio . Las señales que viajan a lo largo de esta región de la línea gris a menudo experimentan mejoras significativas en la intensidad de las señales recibidas en comparación con las comunicaciones directas distancia más corta . Esto se debe a la onda de radio de absorción de D - capa desaparece más rápido que la mayor propagación de la onda de radio altitud F2 - capa alrededor del momento de la puesta del sol ( y viceversa para la salida del sol ) . Debido a que la capa F2 de la ionosfera permanece fuertemente ionizado a lo largo de esta línea gris , señales de alta frecuencia a menudo tienen menos atenuación cuando viajan a lo largo de la línea gris en comparación con el más dirigir ruta más corta . 

LUF : Menor frecuencia utilizable .

Dispersión de meteoros : Un tipo notable de propagación causada por la ionización de los meteoros (también conocidos como "estrellas fugaces" ) que entran en la atmósfera terrestre . Los meteoros son pequeñas rocas que orbitan en el espacio , y cada año en determinadas fechas , la Tierra pasa a través de corrientes de estos meteoros . Cuando la Tierra cruza la órbita de los meteoros , meteoritos golpean la atmósfera de la Tierra a una velocidad de más de 10,000 kmh haciendo que se queman a temperaturas extremadamente altas . Las altas temperaturas debidas dejan rastros de aire ionizado detrás de ellos a 80 - 150 kilometros de altitud. Afortunadamente para los operadores de radio , este rastro de aire ionizado puede reflejar las ondas de radio hasta 500MHz ya veces más allá . También puede reflejar las señales de HF en el intervalo de 30MHz . Cada entrada tiene como resultado de meteoros en una dispersión de ondas de radio que se pueden clasificar en cualquiera de los dos un "ping " o " burst" . Pings son aberturas cortas que duran unos segundos y las explosiones son aberturas que duran minutos . Durante las tormentas de meteoros (es decir, cuando se producen meteoros a tasas elevadas ) , ambos pings y las explosiones pueden ocurrir con tanta frecuencia que los largos QSO son posibles. La más famosa lluvia de meteoros de las Perseidas se llama y se produce cuando la Tierra cruza la órbita de meteoros Perseidas alrededor 12 de agosto de cada año . Esta ducha particular, se sabe que tiene un máximo de 120 meteoros por hora . Por ejemplo, en 1994 las Perseidas apoyaron las conversaciones de radio que tienen fuertes intensidades de señal por varias horas y las distancias de salto variaron de 200 a 1.800 kilometros . Sin embargo , los contactos de dispersión de meteoritos suelen ser más breve , y una radio por paquetes resultado , APRS y VHF se considera que es un buen medio de comunicación durante las lluvias de meteoros debido a los paquetes cortos del modo de datos que contienen información útil, como el indicativo de la estación transmisora ​​, así como la ubicación de cada paquete enviado. 
MUF : Frecuencia máxima utilizable . 

Propagacion Trans- Atlántica. Un tipo misterioso y raro de propagación el nombre de las aberturas misteriosos que ocurren entre Europa y América del Norte durante los meses de verano , como mínimo de manchas solares , y también después de la puesta del sol . En teoría , es poco probable que las aberturas de este tipo, pero ha habido muchas ocasiones en 1995 , 1996 , y 1997, cuando se han producido tales aberturas como estos que permitió contactos DX a través del Atlántico cuando DX parecía imposible. Aún más misterioso es el hecho de que TV- aficionados reciben señales a través del Atlántico hasta bien entrada la banda VHF durante estas aberturas. El mecanismo de propagación es todavía poco clara , pero una teoría propuesta sugiere que un gigantesco formas de Es - nube por encima de todo el Atlántico lo que resulta en la propagación de la onda ionosférica .Propagacion Trans- Ecuatorial . Esta es otra forma de la misteriosa propagación de ondas de radio que se produce durante la primavera y el mes caiga durante el mínimo de manchas solares. Esta forma de propagación permite que las latitudes medias de dos estaciones en casi idénticos en lados opuestos del ecuador geomagnético se comuniquen a frecuencias de hasta 150 MHz . Por ejemplo , las comunicaciones pueden tener lugar entre Italia y Sudáfrica , o entre las Antillas y América del Sur. Al igual que la propagación de Trans- Atlántico, no hay ninguna explicación científica ampliamente aceptada para este tipo de propagación . 

Dispersión troposférica : La única forma de propagación que está directamente influenciada por el clima de la superficie de la tierra. Nuestra troposfera ( altitud 0 y 10 kilómetros ) se compone de capas de aire que tienen diferentes temperaturas y contenidos de humedad . Cuando una brusca transición , denominada una inversión, aparece entre una capa seca en frío y una capa húmeda y caliente de aire , esta transición provoca la refracción de las ondas de radio. Esto es análogo a la refracción provocada por la transición entre el agua y el aire. Por ejemplo, cuando se pone un palo en el agua, que parece que está doblado. Este mismo tipo de la refracción ocurre cuando una onda de radio viaja a través de una inversión de clima , y si la inversión es lo suficientemente fuerte , las ondas de radio pueden ser refractados de nuevo a la superficie de la tierra después de viajar grandes distancias (hasta varios cientos de kilómetros en la banda de 6 metros) . Por último , este efecto de propagación se ve con mayor frecuencia en las bandas de VHF y UHF , especialmente la banda de 6m .
 Ductos: En raras ocasiones , dos o más inversiones puede aparecer en diferentes altitudes. A veces ciertas ondas de radio pueden ser transportados entre estas dos inversiones . Por lo tanto , este tipo de propagación se llama " conducto " ( o " túnel " ) . Los registros de más de 2500 kilometros se han creado como consecuencia de dicha canalización en VHF y UHF. Por desgracia , el efecto suele limitarse a 2 m, pero puede ocurrir tan alto como 1,2 GHz ( por lo general a lo largo de los sistemas frontales ) , y casi nunca se produce por debajo de las frecuencias de 50MHz . Cuando el ducto no ocurrir en estas frecuencias , las distancias de comunicación están típicamente en el rango de ~ 400 kilometros . Las inversiones generalmente se desarrollan bajo la influencia de los sistemas meteorológicos de alta presión cuando hay muy poco movimiento de aire. Además, los sistemas de baja presión pueden producir una inversión cuando una masa de aire frío choca con una masa de aire más caliente (llamado un sistema frontal en la meteorología ) . Las inversiones que se producen a lo largo de la propagación frontal soporte de sistemas a lo largo de una línea paralela al frente del tiempo , y los radioaficionados que utilizan la inversión frontal a menudo apuntan sus antenas en paralelo al sistema frontal para tomar ventaja de esta forma de propagación.La Ionosfera  

    Ionosfera : Una colección de partículas ionizadas y electrones en la parte superior de la atmósfera de la tierra que se forma por la interacción del viento solar con las partículas de aire muy finas que han escapado a la gravedad de la Tierra. Estos iones son responsables de la reflexión o la curvatura de las ondas de radio que se producen entre ciertas frecuencias críticas con estas frecuencias críticas que varían con el grado de ionización . Como resultado , las ondas de radio que tienen frecuencias más alta es la frecuencia más bajo utilizable ( LUF ) pero inferior a la máxima frecuencia utilizable ( MUF ) se propagan a través de grandes distancias . Finalmente , las predicciones para la LUF y ​​MUF en diferentes épocas y regiones de todo el mundo se pueden encontrar mediante la búsqueda en la World Wide Web para las predicciones de propagación .
 Capa-D: La parte más baja de la ionosfera, la capa D parece a una altitud de 50 - 95 kilometros . Esta capa tiene un efecto negativo en las ondas de radio , ya que sólo absorbe la energía de radio - , en particular las frecuencias por debajo de 7 MHz . Se desarrolla poco después del amanecer y desaparece poco después de la puesta del sol . Esta capa alcanza el máximo de ionización , cuando el sol está en su punto más alto en el cielo y esta capa también es responsable de la absorción completa de las ondas espaciales del 80m y 160m bandas de aficionados , así como la banda de radiodifusión de AM durante las horas diurnas. 
Capa-E: Esta parte de la ionosfera se encuentra justo encima de la capa D , a una altitud de 90 150 kilometros . Esta capa sólo puede reflejar las ondas de radio que tiene frecuencias inferiores a 5MHz . Tiene un efecto negativo en las frecuencias superiores a 5 MHz debido a la absorción parcial de estas ondas de radio de frecuencia más alta . La capa E se desarrolla poco después del amanecer y desaparece unas horas después de la puesta del sol . La ionización máxima de esta capa se alcanza alrededor del mediodía y los iones en esta capa son principalmente O2 + . 
Capa-E : También llamada la capa E esporádica. Esta capa es característicamente muy diferente de la E - capa normal . Su altitud puede variar en cualquier lugar entre 80 kilometros y 120 kilometros . Esta parte extraordinaria de la ionosfera es capaz de reflejar las ondas de radio hasta bien entrada la banda VHF ( 30-300 MHz ), e incluso en las partes más bajas de la banda UHF ( 300-3000 MHz). Todavía es un misterio en cuanto a cómo esta capa se desarrolla en realidad, pero , es claro que esta capa aparece sobre todo durante los meses de verano y brevemente en pleno invierno , con el pico se produce en el comienzo del verano. Además, puede aparecer en cualquier momento del día , con una preferencia por la mañana y la tarde tarde. La capa E esporádica puede producir distancias de salto que van de 400 kilometros a 2000 kilometros , con fortalezas inusualmente altos de señal. Incluso con una fracción de vatios y una antena de pequeño plano de tierra , los contactos de largo alcance son muy comunes. 
Capa-F : La más alta parte de la ionosfera. La capa F aparece pocas horas después de la puesta del sol , cuando los F1- F2 y capas se fusionan. La capa F se encuentra entre 250 kilometros y 500 kilometros de altitud. Incluso hasta bien entrada la noche , esta capa puede reflejar las ondas de radio hasta 20 MHZ , y en ocasiones incluso hasta 25 MHZ . Los iones en la parte inferior de la capa - F son principalmente NO + y son predominantemente O + en la parte superior . 
Capa-F1 : La capa-F1 se encuentra entre 150 kilometros y 200 kilometros de altitud y que se produce durante las horas del día . Justo antes del amanecer , el sol comienza a brillar en la parte superior de la atmósfera que contiene la capa F . Debido a un mecanismo físico claro , la luz del sol hace que esta capa F se divida en dos capas distintas llamadas las F1 - F2 y capas . La ionización máxima de la capa F1 se alcanza al mediodía ; esta capa se fusiona con la capa F2 de unas pocas horas después de la puesta de reforma de la capa F . Por último , esta capa refleja las ondas de radio sólo hasta alrededor de 10MHz . 
Capa-F2: Esta capa importante de la ionosfera es la parte más alta de la atmósfera terrestre y se encuentra entre los 250 kilometros y 450 kilometros de altitud , con altitudes que van más allá de vez en cuando 600 kilometros . En las latitudes más altas al norte o al sur del ecuador , esta capa se encuentra en altitudes más bajas . Cerca del ecuador , esta capa puede estar situado en el doble de la altura en comparación con las latitudes más altas . Alrededor de una hora antes de la salida del sol , esta capa comienza a desarrollarse como la capa- F empieza a dividir (ver F1- capa de arriba). La ionización máxima de la capa F2 se alcanza generalmente una hora después de la salida del sol , y que por lo general se mantiene en este nivel hasta poco después de la puesta del sol . Sin embargo , esta capa muestra una gran variabilidad , con picos en la ionización máxima se produce en cualquier momento durante el día , mostrando su sensibilidad a la rápida evolución de la actividad solar y los principales eventos solares. A diferencia de todas las otras capas de la ionosfera, la ionización máxima de la capa F2 alcanza su más alto durante los meses de invierno. Más importante aún, esta capa puede reflejar las ondas de radio hasta 50 MHz durante un máximo de manchas solares y las frecuencias utilizables máximos ( MUF ) puede extenderse más allá de 70 MHz en raras ocasiones. 
Campo geomagnético ( GMF ) : El campo magnético que se origina a partir de la rotación del núcleo de hierro fundido de nuestro planeta . Este campo magnético produce las líneas de flujo magnético conocidas que corren entre los dos polos magnéticos , lo que nos permite navegar por el uso de una brújula . La forma del campo geomagnético , GMF , es muy similar a una gota de agua , con la cola apuntando lejos del sol. Esta forma está formado por un flujo constante de partículas cargadas procedentes del sol ( es decir, el viento solar) y que ejercen una " presión " constante en el lado orientado hacia el sol. El GMF juega un papel importante en la dinámica de la atmósfera de la tierra y sin la protección de nuestra GMF , que atrapa las partículas cargadas antes de que lleguen a la superficie de la tierra, la superficie de nuestro planeta estaría sufriendo un constante bombardeo de estas partículas cargadas . Además, sin esta trampa de partículas cargadas , la ionosfera dejaría de existir , y sin una ionosfera , no existe la onda ionosférica propagación herida y tampoco sería DX contactos! Por último, el GMF es más débil cerca de las regiones polares y más fuertes cerca de las regiones ecuatoriales y en el lado nocturno de la Tierra opuesto al Sol , la GMF puede extenderse a millones de kilómetros en el espacio . Debido a la importancia de la GMF en atrapar las partículas cargadas necesarias para la propagación por onda ionosférica , la variabilidad a corto plazo de la GMF influye en la propagación , por lo tanto , estas variaciones a corto plazo se incluyen en las previsiones de propagación . Estas previsiones categorizar el GMF en las siguientes categorías : calma, sin resolver , , tormenta activa menor, mayor de tormenta , tormenta severa tormenta muy severa (muy raro).Información adicional sobre la estructura de la ionosfera .
  

    Eventos solares 
Región activa: Una región de la actividad mejorada sobre la superficie del sol que está asociada con un campo magnético complejo . Una región activa puede ser impecable ( plage ) o tener uno o más puntos . Las regiones activas se designan mediante un número cuando aparecen en la parte visible del Sol (el disco visible). También se clasifican por su complejidad con una calificación que va desde alfa (simple) de gamma -delta (múltiples complejos ) . Cuanto más compleja es una región , más actividad ( M- y erupciones de rayos X , etc ) que la región produce .

Eyecciones de masa coronal (CME) : Expulsión de una gran masa de plasma, incluyendo los electrones , que son causadas en su mayoría por grandes erupciones solares. CME dirigidas a la Tierra por lo general impactan el planeta entre 36 y 96 horas después de la expulsión . CME son responsables de un aumento de A- y K -índices mediante el aumento de las velocidades del viento solar . Estas velocidades del viento solar pueden variar de 200 kmh ( pequeñas bengalas ) a 900 kmh (grandes llamaradas ) .Corriente Coronal : Una corriente de partículas cargadas provenientes de la corona solar . Flujos coronales tienen efectos similares a los CME para aumentar los A- y K -índices , pero por lo general en menor medida . Sin embargo , algunos agujeros coronales pueden causar grandes niveles de tormentas en las latitudes más altas de la tierra que resulta en la propagación de fundido de salida total de estas latitudes. 
Filamento: Un lento movimiento de masas " similar a un cordón " del plasma que se mueve a través de la superficie del sol . Como la mayoría de filamentos son de color más oscuro que la superficie circundante que a menudo son visibles en los telescopios ópticos .Prominencia : Una gran masa en movimiento lento de plasma en la superficie del sol. Las prominencias son más grandes que los filamentos y cambian constantemente de forma . 
Protones: Una erupción de protones (partículas nucleares con carga positiva) de la superficie del sol . Los protones normalmente llegan a la tierra dentro de una hora después de la erupción y por lo general afectan a la tierra en las regiones polares , donde las líneas de campo magnético convergen atraer estas partículas cargadas . Los protones causan la ionosfera para absorber las ondas de radio en las regiones polares.

Llamaradas solares : Las llamaradas solares son grandes erupciones de energía y partículas cargadas de la superficie del sol. Por lo general son acompañados por las eyecciones de masa coronal y / o bengalas de protones. Las llamaradas solares pueden durar de minutos a horas . 
Viento Solar : El flujo constante de partículas cargadas procedentes del sol. El viento solar tiene velocidades que van de 200 km / s a 700 kilometros / s , pero en determinadas circunstancias como en movimiento rápido de CME o corrientes coronales , la velocidad del viento solar podría aumentar a cerca de 900 kilometros / s .
 Mancha solar : Una pequeña mancha en la superficie visible del sol, donde las líneas de flujo magnético convergen . Las manchas solares aparecen más oscuras que el área de superficie circundante , ya que son relativamente más fría de la temperatura .         

            INDICES A- y K : índices de actividad geomagnética , índices altos (K : > 5 o A:> 20 ) significa que las condiciones de tormenta con un campo geomagnético activo. El más activo, la propagación más inestable con posibles períodos de propagación total fade -out. Especialmente alrededor de las latitudes más altas y sobre todo en las regiones polares , donde el campo geomagnético es débil , la propagación puede desaparecer por completo. Índices extremadamente altos pueden resultar en la propagación de la aurora , con la propagación fuertemente degradada de larga distancia en todas las latitudes . Esporádica- E es más fuerte durante los índices bajos. Índices bajos resultan en buena propagación relativa , se nota especialmente en torno a las latitudes más altas , cuando las rutas transpolares pueden abrir . K- index máximo es 9 , y la A- índice puede exceder más de 100 durante condiciones de tormenta muy graves , sin máximo. La ARRL menudo los informes de la K- índice de la estación Alaskian donde este índice se conoce como el K- índice de la universidad . Otras estaciones que informaron K -índices incluyen Planetario y Boulder . En contraste , los índices - A generalmente se reportan para sólo la estación planetario .Cuanto mayor sea la K - índice, la propagación se vuelve más inestable , el efecto es más fuerte en las latitudes altas , pero más débil cerca de latitudes bajas .Cuando se alcanza el nivel de tormenta , la propagación se degrada fuertemente , posiblemente desaparecer en las latitudes altas .Clasificación de K -índices son los siguientes :K0 = InactivoK1 = Muy tranquiloK2 = QuietK3 = UnsettledK4 = activoK5 = tormenta MenorK6 = tormenta MajorK7 = tormenta severaK8 = tormenta muy severaK9 = tormenta extremadamente severaAl igual que con el K - índice , mayor es la A- índice, la propagación se vuelve más inestable .Clasificación de los A- índices son los siguientes :A0 - A7 = tranquilaA8 - A15 = inestableA16 - A29 = activoA30 - A49 = leve tormentaA50 - A99 = gran tormentaA100 - A400 = tormenta severaAntecedentes nivel de rayos X : Esto puede variar de B ( muy bajo) , C ( de bajo a moderado ), M ( de moderado a alto ) para X (de mayor a muy alta ), el más alto es el número después de la letra, más fuerte será el X de rayos de radiación . Así que un X0.1 es más fuerte que un M9.9 . Las altas cantidades de radiación de rayos X causa intensa ionización de la capa D , que resulta en una fuerte absorción de HF- señales . Las llamaradas solares se miden comúnmente en la cantidad de radiación de rayos- X . 
Flujo Solar  : Este número flujo se mide a partir de la cantidad de radiación en la banda de 10.7cm ( 2800MHz ) . Está estrechamente relacionada con la cantidad de radiación ultravioleta , que es necesaria para crear una ionosfera . El número más bajo posible para el flujo solar es 63,75 . Propagación hop individual ya comienza a las 70 en las regiones de latitudes más bajas. Propagación por todo el mundo de larga distancia (DX ) puede subir ya con un flujo solar en 120. Por experiencia, un flujo solar promedio de 170 parece ser ideal para las bandas de 10m - 20m QRP DX con buenas posibilidades durante estas condiciones para llegar a todos los rincones posibles del mundo con un simple dipolo correr tan bajo como 5 Watts ! 
Indice-T: Este índice es utilizado y desarrollado por IPS Radio & amp; Space Services en Australia . En este índice , se utilizan todos los otros índices , por lo que es un índice muy general para la propagación de pronóstico.

Edwin C. Jones, MD, PhD (AE4TM) Department of Physics and Astronomy,  University of Tennessee. Knoxville, TN