ALERTAS OPERATIVAS (NOAA/SEC)

(NOAA/SEC)

Rayos X Solares

Campo Geomagnético

PREDICCIONES DE PROPAGACIÓN

(SIDC / Solar Terrestrial Data)

CLIMA ESPACIAL ACTUAL

(Rice University - INTERPRETACIÓN)

- Viento Solar -

Densidad viento solar

Velocidad viento solar

Presión viento solar

Temperatura viento solar

- Campo magnético interplanetario (IMF) y potencial en ionosfera polar -

Intensidad del IMF

Ángulo IMF/Eje geomagnético

Dirección del IMF

Potencial en ionosfera polar

ÍNDICE

(1) ALERTAS E INDICADORES.

Alertas de propagación.

Indicadores de propagación.

 (2) ESTADO DE LA IONOSFERA.

Grado de ionización - Mapas de TEC.

 (3) MUF Y foF2 EN TIEMPO REAL.

MUF(3000) - Últimos datos.

foF2 - Últimos datos.

Ionogramas - Últimos datos.

Variación de foF2 por actividad geomagnética.

Cálculos de MUF online.

 (4) CLIMA ESPACIAL.

Viento solar.

Flujo de Rayos X solares.

Monitor de partículas cargadas.

Monitor de actividad solar.

Imágenes del Sol.

Manchas solares.

 (5) ESTADO DE LA MAGNETOSFERA.

Campo magnético interplanetario.

Perturbación del campo geomagnético (Kp)

Perturbación del campo geomagnético (Ap)

 (6) ABSORCIÓN IONOSFÉRICA.

Frecuencia Limitada de Absorción (ALF).

Absorción en la capa "D" de la ionosfera.

Mapas de absorción por banda.

 (7) ACTIVIDAD AURORAL.

Aurora oval.

Predicciones de aurora.

 (8) LÍNEA GRIS.

Trazado actual de la línea gris.

 (9) FRECUENCIAS ÓPTIMAS DE TRABAJO.

Monitores de espectro.

Predicciones de FOT.

 (10) BOLETINES INFORMATIVOS.

NOAA.

ESA.

RCRU.

Otros.

 (11) ENLACES DE INTERÉS.

Centros de Predicción.

Investigación y Educación.

Protección Civil.

Radioaficionados.

 (12) NOTAS.

GRADO DE IONIZACIÓN - MAPAS TEC

 D  El Contenido Total de Electrones (TEC, Total Electron Content) da una idea del grado de ionización en la ionosfera.

Su unidad de medida es el TECU (1 TECU = 10E+16 electrones por metro cuadrado). Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen (fotoionización, absorción, etc).

Mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 60 min

Fuente: IPS (Modelo ionosférico IRI-90)

Mapas europeos de contenido total de electrones (TEC): Actual y hace 24 horas - Actualizado cada 60 min

Fuente: IPS (Modelo ionosférico IRI-90)

 I  Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización).

Acceso al mapa mundial de contenido total de electrones (TEC) - Actualizado cada 5 min

Fuente: Jet Propulsion Laboratory (JPL)

Evolución del contenido total de electrones (TEC) sobre Europa durante el último día - Actualizado cada 24 horas

Fuente: Deutsches Zentrum fuer Luft (DZL)

 I  Los mapas se colorean por regiones en función del TECU. Los colores más cálidos indican un contenido más alto de electrones, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). Por regla general, la frecuencia de corte de la capa F2 de la ionosfera (foF2) será mayor cuando mayor sea el TEC. Por tanto, los mapas nos dan una idea de las horas del día en las que la foF2 es mayor o menor. Los mapas de DZL se derivan a partir de mediciones sobre la portadora L1 del GPS

MUF (3000) - ÚLTIMOS DATOS

 D  La URSI define a la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando una trayectoria oblícua, para un sistema determinado". Al tratarse de trayectorias oblícuas, en la práctica tendremos una MUF distinta para cada distancia de enlace. El siguiente mapa ofrece datos de la MUF para radioenlaces de más de 3000 km de longitud.

Predicción de MUF en tiempo cuasi-real para trayectos de más de 3000 km - Actualizado cada 5 min

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 I  Pulse aquí para saber cómo interpretar este mapa.

Visualización en Google Earth (N1YWB)

foF2 - ÚLTIMOS DATOS  

(IPS)

 D  En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes mapas son experimentales y se construyen a partir de datos de ionosondas de Australia, Japón, Sudáfrica, Italia, Argentina y Estados Unidos.

MUF actual - Mapa del mundo - Actualizada a intervalos de 1 hora

Fuente: IPS

MUF actual en Australasia - Actualizada a intervalos de 1 hora

Fuente: IPS

MUF actual en el Pacífico Oeste - Actualizada a intervalos de 1 hora

Fuente: IPS

MUF actual en Norteamérica - Actualizada a intervalos de 1 hora

Fuente: IPS

MUF actual en Europa - Actualizada a intervalos de 1 hora

Fuente: IPS

IONOGRAMAS - ÚLTIMOS DATOS 

 D  En los casos en los que la incidencia de la onda de radio en la ionosfera sea vertical o casi vertical (NVIS), dicha onda se reflejará en la capa F2 siempre que su frecuencia esté por debajo de un valor conocido como frecuencia crítica o frecuencia de corte de la capa F2 (foF2), que puede medirse con ionosondas. Los siguientes ionogramas corresponden a las dos ionosondas que ofrecen datos públicos en España: el Observatorio del Ebro, en Roquetes (Tarragona) y el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial en El Arenosillo (Huelva). Para ver datos de otras ionosondas, consultar el mapamundi de abajo.

Último ionograma de la Estación de Roquetes (Tarragona) - Actualizado cada 15 minutos

Fuente: Observatorio del Ebro

Último ionograma de la estación de El Arenosillo, Huelva - Actualizado a intervalos de 1 hora

Fuente: INTA

Instituto Nacional de Técnica Aerospacial. Visualizar con Internet Explorer

 I  La interpretación de todos los datos de un ionograma es muy compleja. En el eje de abscisas se representa la frecuencia (MHz) y en el de ordenadas la altura virtual (km). Si para una frecuencia dada se detecta reflexión ionosférica, se representa una traza en las coordenadas correspondientes a la altura y la frecuencia para las que se produjo la reflexión. A la izquierda se ofrecen datos empíricos, como la frecuencia crítica foF2 (MHz) y la MUF estándar para radioenlaces de 3000 km (MUF(D)). En la parte de abajo, podemos encontrar una estimación de la MUF correspondiente a distintas distancias, muy útil para el establecimiento de radioenlaces desde estaciones cercanas a la ionosonda con otras que se ubiquen a las distancias indicadas, usando trayectorias oblícuas.

Red mundial de ionosondas Lowell

Fuente: Center for Atmospheric Research, University of Massachusetts

VARIACIÓN DE LA foF2 POR ACTIVIDAD GEOMAGNÉTICA

 D  Cuando la actividad geomagnética aumenta, como consecuencia de una tormenta solar provocada por una llamarada o una eyección de masa coronal, la frecuencia de corte foF2 de la capa F2 de la ionosfera sufre importantes variaciones que pueden afectar al establecimiento de enlaces radio tanto NVIS como de larga distancia. Una tormenta solar puede provocar que el grado de ionización de la capa F de la ionosfera aumente (provocando que la foF2 y la MUF sean más altas) o disminuya (provocando que la foF2 y la MUF sean más bajas). La siguiente gráfica, ofrecida por el SWPC de la NASA, muestra el factor de escala a aplicar al valor medio de la foF2 en tiempo real. Esta gráfica le dará una idea de la influencia de una tormenta solar sobre la foF2 y la MUF, mostrando tendencias al alza o a la baja. Para obtener el valor exacto de la foF2 en tiempo real, utilice los ionogramas disponibles en este mismo panel.

Modelo de corrección empírica temporal de la ionosfera (STORM)

Fuente: NASA Space Weather Prediction Center

CÁLCULOS DE MUF ONLINE 

K1TTT

VIENTO SOLAR 

 D  El viento solar está compuesto de partículas con carga eléctrica que se originan en las erupciones solares y que viajan a gran velocidad hacia la Tierra. Aunque la magnetosfera terrestre hace de escudo protector, si las erupciones son muy intensas parte del viento acaba impactando en la ionosfera, afectando a las radiocomunicaciones satelitales y en HF.

Últimos datos de SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor).

Fuente: NASA/NOAA - Satélite ACE

Últimos datos de viento solar

Fuente: NOAA SEC

 I  Medición en las últimas 6 horas de los siguientes parámetros del viento solar: Temperatura (Temp, ºK), Velocidad (Speed, kn/s), Densidad de protones (Density, /cm3), Ángulo de incidencia de la componente Bz (Phi, grados) y Campo magnético interplanetario (Bt, Bz). Más información aquí.

Datos acumulados de viento solar en los 2 últimos días)

Fuente: Universidad de Maryland - Satélite SOHO

FLUJO DE RAYOS X SOLARES 

 D  La Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de esta radiación es ionizante y excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación. Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o hidrógeno se disocie en dos átomos e incluso que estos últimos desprendan electrones. Las radiaciones más ionizantes procedentes del Sol están en el rango de los rayos ultravioleta (longitud de onda entre 20-300 angstroms) y los rayos X (longitud de onda entre 8 y 20 angstroms). El incremento en la densidad de electrones en la ionosfera favorece la absorción de las ondas de radio en la banda de HF, dificultando las comunicaciones. La siguiente gráfica muestra datos en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante en la banda de rayos X, procedente del Sol y medida por los satélites GOES de la NASA.

Flujo actual de Rayos X procedentes del Sol - Actualizado a intervalos de 5 minutos

Fuente: NOAA SEC - Satélites GOES

 I   Se muestra el valor en tiempo real de la densidad de flujo de radiación ionizante (watios por m2) en la banda de rayos X, medida por los satélites GOES10 y GOES11. En el eje de ordenadas de la derecha se muestra una escala que determina la intensidad de una erupción solar en función de la densidad de flujo de radiación medida: los umbrales A y B son normales. El umbral C corresponde a una erupción solar pequeña, el nivel M a una erupción mediana, el X a una grande y por encima del X se trataría de una erupción sin precedentes.

MONITOR DE PARTÍCULAS CARGADAS 

 D  Otra forma de medir el grado de incidencia del viento solar en la Tierra es a través de la contabilización del número de partículas energéticas cargadas eléctricamente (protones y electrones) que lo componen.

Datos acumulados del monitor de partículas energéticas en los 2 últimos días

Fuente: Universidad de Maryland - Satélite SOHO

 I   Se muestra el valor de la cantidad de partículas cargadas según la fórmula de PM_Min. Los flujos de viento solar de temperatura o densidad muy grandes pueden producir valores elevados de PM_Min, aunque se considera que valores superiores a 6000 tienen relación con erupciones solares. En condiciones normales (viento solar tranquilo), los valores están por debajo de 100. Los valores aumentan durante las tormentas solares.

Datos acumulados de densidad de protones y electrones de baja energía en las últimas 24 horas

Fuente: NOAA/SWPC - Satélite ACE

 I   Se muestran las densidades medidad de protones y electrones para cada rango energético comprendido entre 35 y 1900 MeV. Los valores aumentan en situaciones de tormentas solares. ACE RTWS EPAM = Advanced Composition Explorer Real Time Solar Wind Energetic Ions and Electrons.

MONITOR DE ACTIVIDAD SOLAR 

 D  Cuando se produce una erupción solar (SWF, Solar Wind Flare) de suficiente intensidad, el viento solar impactará en una región determinada de la Tierra, en un intervalo de tiempo que puede variar entre minutos y horas. El impacto en la ionosfera altera la ionización y provoca fenómenos de absorción en grandes segmentos de las bandas de HF, que pueden llegar a imposibilitar las comunicaciones. El siguiente mapa permite ubicar en tiempo real las zonas de impacto del viento solar y la frecuencia limitada de absorción (ALF).

Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado a intervalos de 5 minutos

Fuente: IPS

 I   Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF) o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.

IMÁGENES DEL SOL 

 D  Imágenes del Sol tomadas con el telescopio extremo de ultravioleta (EIT, Extreme ultraviolet Imaging Telescope) de la sonda SOHO, en distintas longitudes de onda.

Imagen actual del Sol en 17.1nm - Fuente: SOHO/NASA

Imagen actual del Sol en 19.5nm - Fuente: SOHO/NASA

Imagen actual del Sol en 28.4nm - Fuente: SOHO/NASA

Imagen actual del Sol en 30.4nm - Fuente: SOHO/NASA

 D  Imagen de la corona solar tomada con el coronámetro del observatorio de elevada altitud de Mauna Loa (Hawaii). El coronámetro permite tener una visión clara de las erupciones solares, que generan viento solar a velocidades muy altas.

Imagen actual de la corona solar

Fuente: Mauna Loa Solar Observatory

MANCHAS SOLARES 

 D  Las manchas solares son regiones del Sol en las que se radía aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie solar. A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la ionosfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando el establecimiento de radioenlaces por reflexión ionosférica en las bandas más altas de la HF.

Imagen actual del Sol con la cámara doppler Michelson (MDI)

Fuente: SOHO/NASA

 I  Se muestra la última imagen del Sol tomada con la cámara doppler Michelson (MDI) de la sonda SOHO de la NASA, en la que se pueden apreciar las manchas y grupos de manchas solares actuales. En los mínimos de cada ciclo solar el número de manchas solares se reduce sustancialmente, pudiendo éstas incluso desaparecer. Cada ciclo solar puede identificarse por la polaridad magnética de las manchas solares: las manchas de un hemisferio solar determinado (Norte o Sur) tendrán la misma polaridad en el transcurso de un ciclo. mientras que las manchas del hemisferio opuesto tendrán polaridad inversa. Cuando concluye cada ciclo de 11 años, el Sol invierte su polaridad y las manchas a su vez invierten su orientación.

Ciclo de manchas solares - Actualizado 1 vez al mes

Fuente: SIDC

 I  Las gráficas muestran la evolución del número de manchas solares en los últimos años. Puede apreciarse que dicho número sigue ciclos con una duración estimada de 11 años. En los picos del ciclo hay mayor número de manchas solares y mejoran las condiciones de propagación. Dado que algunas manchas solares pueden aparecer agrupadas, en el cómputo total se utiliza el "número de Wolf", que considera tanto a los grupos como a las manchas aisladas.

Número de manchas solares (ISN, SSN)

I  Enlace al Centro Nacional de Datos Geofísicos de la NOAAA, donde se puede obtener el número de manchas solares actual en diferentes formatos, incluyendo el ISN (Número de Manchas Solares Internacional, compilado por el centro SIDC en Bélgica), Número americano relativo de manchas solares, datos antiguos sobre manchas solares y Números de Grupos de manchas solares.

Nota para usuarios de VOACAP: utilice el Número de Manchas Solares Internacional Suavizado (SSN), a través de este enlace: Smoothed International Sunspot Number at NGDC

CAMPO MAGNÉTICO INTERPLANETARIO 

 D  El Campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary Magnetic Field) es el campo magnético generado por el Sol, que debido a la rotación del Sol (una rotación cada 27 días), tiene forma de espiral. La Tierra genera su propio campo magnético, que sirve de escudo frente al viento solar. La región del espacio donde ambos campos interactúan se denomina magnetopausa. Si el campo magnético del Sol incide hacia el sur de la Tierra, cancela en parte al campo magnético terrestre, favoreciendo la llegada del viento solar a la ionosfera (tormenta solar).

IMF total Bt - Actualizado cada 2 min

INTERPRETACIÓN - Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

IMF en eje 'z' Bz - Actualizado cada 2 min

INTERPRETACIÓN - Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 I  El IMF es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica. Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, el IMF apuntará hacia el Sur de la Tierra y si es de intensidad suficiente podrá dar origen a tormentas solares, Las gráficas muestran el campo magnético interplanetario total (Bt) y el campo magnético interplanetario en el eje 'z' (Bz).

PERTURBACIÓN CAMPO GEOMAGNÉTICO - Kp 

 D  El campo magnético terrestre, o campo geomagnético, sufre perturbaciones como consecuencia de la interacción con el campo magnético solar. Estas perturbaciones se miden con magnetómetros instalados en distintos puntos de la Tierra, dando lugar a los llamados índices K. La combinación de los índices K medidos por distintos magnetómetros cada 3 horas da lugar al índice planetario Kp, que se representa en la siguiente gráfica ofrecida por NOAA.

Índice planetario Kp en los dos últimos días y predicción a un día - Actualizado cada 15 minutos

Fuente: NOAA/SWPC

 I  Los valores del índice planetario Kp se interpretan de la siguiente forma: 

PERTURBACIÓN CAMPO GEOMAGNÉTICO - Ap 

 D  Además de mediante el parámetro Kp, las perturbaciones del campo geomagnético también se miden con otro parámetro similar denominado índice planetario Ap. La siguiente gráfica muestra el índice planetario Ap calculado en tiempo real por la Agencia Australiana de Clima Espacial (IPS):

Índice planetario Ap en el último mes- Actualizado cada 24 horas

Fuente: IPS

 I  Los valores del índice planetario Ap se interpretan de la siguiente forma: 

FRECUENCIA LIMITADA DE ABSORCIÓN 

 D  Durante una erupción solar aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading)

Fading actual en HF por actividad solar - Actualizado a intervalos de 5 minutos

Fuente: IPS

 I   Se muestra la frecuencia limitada de absorción (ALF) o mínima frecuencia capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Estimar el primer punto de reflexión en la ionosfera para el trayecto de trabajo e identificar la ALF en los contornos. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el radioenlace no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.

ABSORCIÓN EN LA CAPA "D" 

 D  Durante una erupción solar aumenta la ionización de la capa D de la ionosfera, que provoca una mayor absorción de las ondas de radio (fading)

Absorción en la capa D debida a la actividad solar - Máxima frecuencia afectada

Fuente: NOAA SEC

 I  La capa D es la más baja de la ionosfera y en ella siempre se produce absorción (nunca reflexión). La absorción es mayor cuanto mayor sea el grado de ionización de esta capa, lo que sucede durante el día. En la imagen, todas las frecuencias por debajo de la "Máxima frecuencia afectada" estan sujetas a elevada absorción en la capa D. La absorción en esta capa no suele afectar a frecuencias superiores a 10 MHz.

MAPAS DE ABSORCIÓN POR BANDA 

Absorción (dB) en 5 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Absorción (dB) en 10 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Absorción (dB) en 15 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Absorción (dB) en 20 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Absorción (dB) en 25 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Absorción (dB) en 30 MHz - Actualizado cada 5 minutos

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

 I  Cada mapa muestra los niveles de absorción actuales en dB para la banda correspondiente (5, 10, 15, 20, 25 y 30 MHz).

AURORA OVAL 

 D  Las auroras boreales se producen durante episodios en los que el campo magnético interplanetario (IMF) tiene la intensidad suficiente y su componente Bz apunta hacia el sur de la Tierra. El viento solar entra por los polos de la Tierra e impacta con los átomos y moléculas de las capas altas de la atmósfera, provocando la emisión de radiación de distintos colores. La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.

Aurora oval en el Polo Norte

Fuente: NOAA POES

Aurora oval en el Polo Sur

Fuente: NOAA POES

Aurora oval en el Polo Norte - Actualizada cada 5 minutos si el nivel de actividad es significativo

Fuente: Canadian Space Science Data Portal - Red de magnetómetros CARISMA

PREDICCIONES DE AURORA 

Estimación de actividad auroral visible - Actualizado cada 1 hora

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

Última predicción de aurora boreal

Fuente: Geophysical Institute, UAF

TRAZADO ACTUAL LÍNEA GRIS

Línea Gris - Recargar la página para actualizar la imagen

Fuente: F6KIM Webcluster

 I   Se muestra la ubicación actual de la línea gris en el mapa del mundo.

MONITORES DE ESPECTRO 

 D   Los monitores de espectro analizan la intensidad de las distintas señales recibidas en toda la banda de HF, representando el resultado gráficamente. Nos pueden dar una idea de las mejores frecuencias de trabajo para cada hora del día. La imagen muestra las mediciones realizadas desde el sitio del proyecto HAARP en Alaska (U.S.A.), mediante analizador de espectro, a lo largo de las últimas 36 horas en el segmento 0-40 MHz

Monitor de espectro del proyecto HAARP (Alaska)

Fuente: Proyecto HAARP

 I   Para cada instante de tiempo (eje de abscisas) y cada frecuencia (eje de ordenadas), un punto más brillante implica mayor intensidad de señal.

PREDICCIONES DE FOT 

HFRadio.org

Frecuencias Óptimas de Trabajo actuales para radioenlaces globales. Fiables durante el 80% del mes correspondiente, salvo eventos de tormenta geomagnética o erupción solar. Seleccionar la región donde se sitúa uno de los extremos del radioenlace:

[ USA Oeste ]   [ USA Central ]   [ USA Este ]

[ Norte de Sudamérica ]   [ Suramérica Central ]   [ Sur de Suramérica ]

[ Europa Occidental ]   [ Europa Oriental ]   [ Japón ]   [ Australia ]   [ India ]

Fuente: Propagation Resource Center :: NW7US :: HFRadio.org

Condiciones en la banda de 160m para trayectos desde media y elevada latitud en el Hemisferio Norte

Fuente: Solar Terrestrial Dispatch

National Oceanic and Atmospheric Administration (Estados Unidos)

NOAA/SWPC (Solar Weather Prediction Center) - Centro de Predicción del Clima Solar.

NOAA/SWPC - Tiempo Espacial de Hoy.

NOAA/SWPC - Último informe de actividad solar y geofísica y predicciones a 3 días.

NOAA/SWPC - Avisos sobre el tiempo en el espacio.

NOAA/USAF - Resumen conjunto de la USAF y la NOAA sobre la actividad solar y geofísica de hoy.

NOAA/SWPC - Últimos datos geofísicos solares.

NOAA/SWPC - Progresión del Ciclo Solar.

NOAA/SWPC - Página de Usuarios de Radio.

NOAA/NGDC (National Geophysical Data Center) - Servicio de datos solares.

NOAA/SWPC - Actividad auroral extrapolada de la sonda POES.

Mensaje de alerta geofísica, cada 3 horas

Fuente: NOAA/NWS Space Environment Center

Agencia Espacial Europea - European Space Agency

ESA - Clima Espacial de Hoy (Today's Space Weather)

ESA/AMSAT - Proyecto Ionosfera - Predicción de propagación por bandas.

ESA/BAE Systems - Servicio Diario de Predicción Ionosférica (DIFs).

Rutherford Appleton Laboratory (Reino Unido)

RCRU/Rutherford Appleton Laboratory - Previsión ionosférica a corto plazo (STIF).

Otros boletines de interés

NASA - Imágenes actuales del Sol.

Índice Dst sobre tormentas geomagnéticas en tiempo real (Universidad de Berkeley).

USGS - Programa Nacional de Geomagnetismo - Datos geomagnéticos en tiempo real.

Lockheed-Martin: Página sobre los últimos eventos solares.

Informe de actividad solar del Observatorio Big Bear (New Jersey Institute of Technology)

Auroras

STD - Informe horario de actividad auroral

HAARP (High Frequency Active Auroral Research Project) - Índice de datos

SuperDARN - Mapa Global de Convección Ionosférica en tiempo real.

AuroraWatch

Universidad de IOWA - Cámaras VIS (espectro visible) de la sonda Polar.

Universidad John Hopkins - Últimos datos aurorales.

Dx.qsl.net - Grey Line Map.

Worldtime.com - Grey Line.

Dx.qsl.net - Propagation.

CENTROS DE PREDICCIÓN

Web de Clima Espacial de la ESA

Agencia Europea del Espacio (ESA, Europa)

Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC)

Administración Nacional de Océanos y Atmósfera (NOAA, EE.UU).

Web del Clima Espacial

Laboratorio Rutherford Appleton (Reino Unido)

Servicio Diario de Predicción Ionosférica (DIFS)

BAE Systems

INVESTIGACIÓN Y EDUCACIÓN

Portal Europeo del Clima Espacial

COST 724 (Europa)

Servicios Internacionales del Medio Espacial (ISES)

Federaciones de Servicios de Análisis de Datos Astronómicos y Geofísicos (FAGS)

Centro Nacional de Datos Geofísicos

National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA, USA)

Programa Nacional del Clima Espacial

Programa interagencias, EE.UU.

Clima Espacial - Revista Internacional de Investigación y Aplicaciones

American Geophysical Union - Unión Geofísica Americana (AGU, EE.UU.)

Centro de Clima Espacial

Instituto de Ciencias Espaciales (SSI, EE.UU.)

SWENET - Red Europea del Clima Espacial

Agencia Espacial Europea (ESA, Europa)

PROTECCIÓN CIVIL ESPAÑA

Dirección General de Protección Civil y Emergencias (DGPCE, España).

Red Radio de Emergencia (REMER, España).

Vademecum REMER - Frecuencias de interés.

RADIOAFICIONADOS

Plan de Bandas de la IARU - Región I

Plan de Bandas de la IARU - Región II

Plan de Bandas de la IARU - Región III

Información sobre propagación en HF en dx.qsl.net

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