Cuando
el índice SFI crece; la ionización también en las capas ionosféricas, lo que es bueno
para la propagación de las bandas altas de HF. Así también aumenta la
absorción ionosférica y el ruido, lo que es malo para las radio
comunicaciones en las bandas bajas.
El sol emite energía electromagnética
originada en distintas regiones de la atmósfera solar. La intensidad de
este flujo de radiación electromagnética no es constante sino que es
lentamente variable y cambia gradualmente, día a día, en concordancia con
el número de grupos de manchas que se pueden ver sobre el disco solar.
La energía total emitida proviene
de tres fuentes:
§ La superficie no perturbada del
sol,
§ El desarrollo de las regiones
activas,
§ Las perturbaciones de corta vida sobre
el nivel normal diario de la actividad solar.
La densidad de flujo solar en 2.800
Mhz. ha sido registrada diariamente desde el 14 de Febrero de 1947 por el
Radiotelescopio de Ottawa, Canadá. Desde Junio de 1991, estos registros se
realizan en Penticton, Columbia Británica, Canadá. Cada día, se
determina el nivel en 2.800 Mhz. Esta medición se efectúa a medio día
local, 17:00z, 20:00z y 23:00z, o sea, el índice SFI es un índice
diario, representa la actividad del sol para un día entero, aunque se toma
en unas horas determinadas.
El valor de SFI contiene el
flujo proveniente de todo el disco solar en la frecuencia de 2.800 Mhz. en
unidades de 10-22 Joules/seg./m2/Hertz. (El valor
medido se multiplica por 10 para suprimir el punto decimal.)
Rastreando los valores publicados por
los centros internacionales, se encuentran tres valores del
Índice SFI.
SFI Observado: Es el que se acaba de medir y todavía
no ha sido corregido para evitar las fluctuaciones originadas en los
cambios diarios de distancia entre el sol y el observatorio, que pueden
llegar al 7% del valor real.
SFI Ajustado: Es el corregido por la variación de la
distancia al sol. Sería el que se puede medir a bordo de una nave espacial
que se mantuviera estática respecto del sol, ubicada a una Unidad
Astronómica de distancia.
SFI Absoluto: Este es el valor más refinado y se
obtiene multiplicando el Ajustado por 0.90, a fin de compensar las
incertezas en la ganancia de la antena del radiotelescopio y las
reflexiones en el suelo.
Lo interesante de este índice, es que
se muestra proporcional al número de manchas solares y fundamentalmente,
tiene muy buena correlación con la intensidad de la radiación ultravioleta
y la radiación X que emite el sol.
Este tipo de radiación es la
responsable directa de la ionización de la alta atmósfera de la tierra y
el comportamiento de las capas ionizadas que forman la ionosfera. En
otras palabras; cuando el índice SFI presenta variaciones
significativas, las condiciones de radio propagación en HF sufrirán
modificaciones significativas.
El Índice SFI puede oscilar en
un rango teórico que va desde un mínimo de 50 hasta un máximo de
alrededor de 300 unidades. Actualmente, en agosto del 2007, se están
observando valores de SFI de alrededor de 68, lo que indica que
estamos muy próximos al mínimo de actividad solar.
El problema mayor a todos los
anteriores descriptos son las Manchas Solares, su cantidad en la cara
visible del Sol nula o de muy bajos valores de 1 a 4 como máximo y si no
existen estas manchas las condiciones de radio propagación son bajas o
muy pobres, variando a veces un poco o mucho del hemisferio
Norte al Sur.
La actividad solar afecta a las
radiocomunicaciones en HF. Para saber cómo y en qué forma, a menudo
se trata de cuantificar la actividad solar por medio de un índice que mide
el número de manchas solares; tanto el SFI,R, o numero de Wolf;
como indicador de la mayor o menor cantidad de radiación que emite el sol.
¿Pero qué son las manchas solares?
Las manchas solares son zonas oscuras
que crecen y decaen en la superficie visible del sol, en el nivel más bajo
de la atmósfera solar, la región llamada “fotosfera”. Las manchas solares
son el rasgo más conocido y fácilmente observable del Sol. Su naturaleza
dinámica se hace evidente cuando se observa que diariamente varía su
cantidad y tamaño. Las manchas solares son más oscuras que su área
circundante, porque en ellas la temperatura la atmósfera solar es menor
que la temperatura media de la superficie solar (aproximadamente 6000
grados Kelvin). O sea, la atmósfera sobre la zona de una mancha, es más
fría que la atmósfera que la circunda.
La aparición y el aspecto de las
manchas solares se deben a los cambios de los campos magnéticos que
existen en el interior del sol y en su atmósfera. Como sucede en la
tierra, el sol sufre los efectos de la rotación diferencial (esto es,
la zona del ecuador gira con una velocidad tangencial mayor que la de los
polos, las líneas del campo geomagnético se van “enrollando” por debajo de
la superficie del sol. Las inestabilidades en el proceso crean algunas
regiones del campo magnético muy intenso.
Esta intensificación del campo,
tiende a expulsar el material que está en su interior. (El aumento de la
intensidad del campo tiende a energizar las partículas que se hallan en su
interior, las que tienden a escapar hacia la superficie.) La forma de la
estructura magnética que aflora del interior del sol y el material que
emerge, impiden el flujo de calor y el equilibrio térmico.
El material forma como una burbuja
que sube a la superficie del sol a una temperatura menor. Como está a
menor temperatura, la energía electromagnética que irradia es menor,
brilla menos, que la zona circundante y por lo tanto, se la ve más
oscura. Así nace una mancha solar.
Una mancha solar se ve primero como un
diminuto punto oscuro que se denomina “poro”. Algunos poros experimentan
una evolución que puede durar entre varias horas hasta algunos días.
No todos los poros se desarrollan llegando a constituir una auténtica
mancha solar.
En una primera fase, el poro se
hace más oscuro y más grande, pero sin rasgos internos observables. Otros
puntos pueden aparecer y desaparecer alrededor del
primero. |
