La propagación por Meteor-Scatter o dispersión meteórica

Meteor Scatter (MS) viene a significar “dispersión por meteoros”, y puede usarse para realizar muy breves comunicaciones a largas distancias en altas frecuencias por reflexión de las ondas en las estelas ionizadas que dejan los meteoritos cuando penetran en la atmósfera terrestre y se volatilizan.

El fenómeno fue descubierto en 1928 por Heising, y se comenzó a experimentar con ello desde 1929, y las comunicaciones por MS se conocen desde 1940, cuando se detectaron meteoros esporádicos en la atmósfera terrestre usando un radar. Pero fue en 1971 cuando un radioaficionado de Sussex (Inglaterra) durante la lluvia de meteoritos de las Perseidas, llegó a registrar señales procedentes de una emisora de radiodifusión comercial de FM en 70,31 MHz, procedentes de Gdansk (Polonia), siendo éstas las primeras señales recibidas que se tiene constancia mediante MS.

Actualmente las comunicaciones por MS es empleada por algunas redes profesionales para transmitir informaciones digitales mediante ráfagas de bits a distancias de 600 a 2.200 km: Se pueden llegar a enviar paquetes de datos de 1 Kbit/s a 2200 km, o de 20 Kbits/s a 600 km, operando en frecuencias en torno a los 50 MHz, con equipos de 1 kW de potencia y empleando antenas de 10 dBi de ganancia mínima.

Los radioaficionados también emplean y experimentan con este sistema de comunicación, al que denominan “Meteor Scatter”, que internacionalmente es conocida, según definición del CCIR, como “Meteor Burst Communications” (MBC) o “Comunicaciones mediante propagación por impulsos meteóricos”, definición que alude al hecho de que este tipo de comunicaciones sólo tiene lugar durante muy cortos intervalos de tiempo, coincidiendo con la caída de meteoritos en la atmósfera terrestre.

01.2.- ALGO SOBRE LOS METEOROS

Los meteoros son partículas que viajan por el espacio, generalmente en órbitas elípticas alrededor del Sol, y que se cruzan con la órbita terrestre. Éstos, al encontrarse con la atmósfera terrestre, debido a la gran velocidad con que se mueven y con que penetran en la atmósfera (varias decenas de km/s, entre 10 y 80 km/s), y disipan su energía cinética vaporizándose por la violenta fricción con el aire a alturas de entre 75 y 120 km normalmente, cuando empieza a hacerse más densa la atmósfera. El vapor muy caliente produce una luz que los hace visibles por lo intensa que es. Debido al rápido movimiento del meteoro, esta luz tiene forma de estela o traza luminosa, y es lo que popularmente se denomina “estrella fugaz”.

El color de las estelas meteóricas dependen de la energía que disipa el meteoro al friccionar y deshacerse en la alta atmósfera. Las estelas rojizas indican meteoros menos energéticos (más lentos), mientras que las estelas más azuladas y blancas corresponden a meteoros más energéticos (más rápidos). Y además de las radiaciones visibles, también generan radiaciones infrarrojas (menos energéticas) y ultravioletas (mucho más energéticas), así como una importante ionización de los gases calientes que forman la estela meteórica (y que es el fundamento de las comunicaciones MS). La estela meteórica deja un rastro de de iones positivos y electrones negativos.

Las estelas meteóricas tienen un promedio de unos 25 km de longitud y un radio inicial de uno o varios metros, aunque todo ello depende de la masa, tamaño, forma y velocidad del meteoro, y del grado de inclinación con que penetran en la atmósfera terrestre.

Se ha calculado mediante el uso de radares y satélites espaciales, que cada día millones de meteoritos bombardean la atmósfera, cerca de 50.000 por segundo, aunque la inmensa mayoría no son mas que partículas de polvo espacial, no mayores que un grano de arena (de diámetros inferiores a 0,8 mm), pero mayores a 100 µm (más pequeños serían polvo cósmico). Ello supone que cada día caen en la Tierra alrededor de 40 toneladas de material meteórico.

La inmensa mayoría de los meteoros no tienen nada de común entre sí, se los denomina meteoros esporádicos, y son meteoros que entran en la atmósfera a cualquier hora del día, sin que estén relaccionados entre sí. No son más que desechos espaciales que existen en nuestro sistema solar y que en muchos casos se deben a materiales expulsados por el Sol. Se caracterizan por entrar en todas las direcciones en el cielo teerrestre.

Pero existen otros meteoros que viajan en grupos, describiendo órbitas conocidas, y que suelen corresponder con determinados cometas (actuales o ya desaparecidos), por lo que se supone que estos enjambres de meteoros corresponden al material que se desprende del cometa correspondiente (y que formaban la cola del cometa al desprenderse), y que sigue circulando alrededor del Sol siguiendo la órbita del cometa.

Cuando la Tierra atraviesa la órbita descrita por uno de estos grupos de meteoros, muchos de estos impactan con la atmósfera, generando lo que se denomina una lluvia de meteoros o lluvia de estrellas fugaces. Estas lluvias ocurren en determinadas fechas del año –aquellas en las que se cruzan la órbita terrestre y la del enjambre meteorítico–, y los meteoros pueden aparecer visualmente (en forma de estrellas fugaces) en cualquier parte del firmamento celeste, pero las trazas dejadas por estos meteoros, si se prolongaran, convergerían en una zona concreta del cielo. Estas lluvias suelen recibir el nombre de la constelación más cercana a la zona del cielo de donde parecen provenir las estrellas fugaces (y alrededor de la cual es más probable que se vean caer estrellas fugaces), zona llamada “Radiante” de la lluvia meteórica, pero también pueden tener el nombre del cometa del que proceden.

El efecto radiante se debe a la perspectiva, ya que las trayectorias de los meteoros en realidad son paralelas al seguir la misma órbita alrededor del Sol, pero vistas desde tierra, parecen converger en la distancia en el firmamento (en la zona radiante). La zona del cielo donde parecen radiar los meteoros (el radiante) sería la dirección a la que apunta en el espacio la trayectoria que siguen los meteoros en el momento de cruzar la Tierra la órbita que describen éstos alrededor del Sol.

Los enjambres de meteoros, que desencadenan las lluvias de meteoritos o de estrellas fugaces, están perfectamente catalogadas y se producen en determinados meses a lo largo del año. De ellas se conocen las fechas en que tendrán lugar los picos máximos de la lluvia, el radiante o zona del cielo desde donde parecen proceder, etc..., lo que es de ayuda para poder planificar actividades de MS.

Lluvia de las Perseidas, agosto de 2005, en fotografía de largo tiempo de exposición. Las trazas meteóricas pueden aparecer en cualquier parte del firmamento, pero todas ellas parecen proceder de una zona del cielo concreto, el radiante de la lluvia, situado en la imagen hacia la zona superior izquierda de ésta, perteneciente a la constelación de Perseo, que es la que da nombre a esta lluvia meteórica. La banda luminosa de la Vía Láctea recorre el centro de la imagen.

Lluvia de las Perseidas, representación del cielo

Representación del cielo durante una lluvia de las Perseidas. El punto rojo indica el radiante de esta lluvia, y las trazas rojas son ejemplos de trazas que dejarían los meteoros perséidos.

Como se ha dicho anteriormente, los meteoros, al entrar en la atmósfera, además de dejar las trazas luminosas correspondientes debidas a la volatilización de éstos por la violenta fricción con la alta atmósfera, provocan la ionización de las moléculas del aire por esta fricción y calentamiento. Estas zonas de ionización son aprovechables para realizar breves comunicaciones a largas distancias en VHF e incluso en UHF. Es la propagación por MS, y es factible por el alto número de meteoros que entran y se volatilizan en la atmósfera terrestre cada segundo.

También estas colas meteóricas ionizadas, de varios kilómetros de longitud, pueden actuar como un conductor, y por tanto como una antena muy larga, que puede hacer rerradiar ondas en frecuencias muy bajas, incluso inferiores a los 30 KHz (bandas de VLF y SLF), y que pueden ser las responsables de un fenómeno que algunos observadores perciben cuando observan sobre sus cabezas la caída de un meteoro en la alta atmósfera: A la vez que observan la estela meteórica que se produce, perciben un silbido o soplido simultáneamente. Dado que el sonido viaja a 330 m/s en la atmósfera densa, y los meteoritos se perciben a alturas de 70 o más kilómetros de altura, el sonido silbante que acompaña a la estela meteórica debería escucharse muchos segundos después, y no al momento. Es muy posible que este efecto sea debido a las ondas electromagnéticas de frecuencia muy bajas que se producen y rerradían en las estelas meteóricas que actúan como antenas a estas frecuencias (y que de hecho pueden ser escuchadas como tonos silbantes de frecuencia decreciente en receptores de radio de VLF, 3-30 KHz), frecuencias que al alcanzar pequeños objetos cercanos a observador más o menos conductores (hojas de pino, finas hojas de hierbas, etc...) pueden hacerlos vibrar físicamente, transformando la energía electromagnética en energía vibratoria mecánica, que se propaga en el aire en forma de sonido. La diversidad de fenómenos físicos vibratorios a los que pueden dar lugar estas ondas de radio y sus diferentes frecuencias hace que el sonido percibido sea más parecido a un soplido que a un sonido de un solo tono.

01.3.- EL METEOR-SCATTER

Debido a que la zona de volatilización de los meteoros es entre los 75 y los 120 km de altura (típicamente a unos 100 km de altura), en la capa E de la ionosfera, esta zona de volatilización es la aprovechada para realizar las comunicaciones MS, se pueden conseguir distancias del orden de 600 a 2000 km, a veces hasta 2500 km. La capa E es un buen reflector radioeléctrico cuando está muy ionizada, funcionando bien en las bandas de VHF, sobre todo por encima de los 50 MHz.

Los meteoros generan unas estelas o trazas con un buen grado de ionización en la capa E (habitualmente con un diámetro del orden de un metro), y estas estelas son las que aportan la ionización local necesaria para que puedan tener lugar las reflexiones de las ondas de radio en las comunicaciones MS. El grado de ionización de estas estelas meteóricas suele ser mucho más alto que el nivel de ionización generado por el Sol en la ionosfera, lo que permite que puedan reflejar señales a frecuencias por encima de la HF (VHF, e incluso, en la parte baja de la UHF).

Las comunicaciones suelen ser de duración muy corta, de pocos segundos normalmente, aunque pueden darse casos de comunicaciones de hasta dos minutos como máximo. Todo ello depende de la idensidad de la ionización de las estelas de los meteoritos, y la rapidez con que ésta ionización se extingue.

El tiempo de propagación útil por MS depende de la frecuencia de trabajo: Un meteoro, al entrar violentamente en contacto con la atmósfera terrestre genera una estela de iones al vaporizarse, la cual es un área ionizada (en la capa E) capaz de reflejar ondas de radio por refracción.

Esta refracción será tanto más importante cuanto mayor sea la densidad iónica de la estela y su tamaño, factores que están directamente relaccionados con el tamaño del meteoro (ya que generará estelas más largas) y su velocidad de penetración en la atmósfera (ya que tienen una mayor energía cinética, que se ha de disipar al volatilizarse el meteorito, generando una mayor ionización).

Al aumentar la frecuencia de operación, para conseguir un mismo grado de refracción, ha de aumentar la densidad iónica de la estela meteórica (análogamente a como ocurre con la propagación ionosférica): Un gran número de meteoros provocará propagación aceptable en VHF en bandas bajas, de ellos unos pocos permitirán propagaciones en VHF en bandas altas, y muy pocos la permitirán en UHF: Dependerá de la densidad iónica y de la extensión de la estela que genere el meteorito.

O dicho de otra manera: una estela iónica que permite por ejemplo unos 60 segundos de operación en la banda de 6 metros (50 MHz), apenas permitirá uno o dos segundos en la banda de VHF de 144 MHz, y nada en UHF (en 432 MHz). Por ello, las refracciones en las estelas son bastante útiles en las bandas de frecuencias que van de 30 a 100 MHz, perdiendo gradualmente su eficacia al aumentar la frecuencia de operación.

La estela meteórica desaparece con cierta rapidez, al recombinarse los electrónes con los átomos ionizados de la estela: La densidad iónica decrece con el tiempo, y ello afecta al tiempo de propagación: La señal recibida por una reflexión meteórica decae de nivel progresivamente, hasta su desaparición. Como para cada frecuencia de trabajo se requiere una cierta densidad de ionización mínima para que la comunicación sea posible, que aumenta con la frecuencia; al ir desapareciendo la estela iónica desaparece primero la propagación en las frecuencias más altas: El tiempo de propagación en ellas es mucho menor que a las frecuencias más bajas.

Para meteoros relativamente grandes, del tamaño de un cacahuete, las estelas iónicas que generan son grandes y pueden permitir comunicaciones por MS del orden de unos segundos en 220 MHz, de unos 30-40 segundos en 150 MHz, y de hasta 2 minutos en 30 MHz. Los contactos en 432 MHz (ya en UHF) son casi imposibles, y sólo son posibles empleando técnicas especiales y entre estaciones muy bien equipadas.

En cambio, los meteoros más usuales, no mayores que un grano de arena, generan estelas cuyo grado de ionización es insuficiente para operar por encima de los 100 MHz, y que apenas permiten unos segundos de comunicación a 30 MHz. Estos últimos meteoros pueden generar una cabeza iónica de 1 metro de diámetro y una estela de 15 a 65 km de larga en la capa E, según su velocidad de penetración en la atmósfera.

A este respecto, se puede clasificar las estelas meteóricas en función de su densidad de los electrones e iones, en estelas de alta densidad (generados por los meteoros mayores) o de baja densidad. El punto en el que cambian de un tipo a otro corresponde a una frecuencia fundamental de 90-100 MHz. Las estelas de mayor densidad ofrecen reflexiones intensas al tener una alta densidad de electrones. La duración suele ser de unos pocos segundos y habitualmente se emplean para comunicaciones de tipo profesional y de radioaficionados, que requieren transmisiones de datos a velocidades muy altas. En cambio, las estelas de menor densidad actúan de manera muy diferente. Al ser esa densidad de electrones inferior, la señal penetra en el interior y en lugar de reflejarse se dispersa, de manera que sólo una pequeña parte de esa señal vuelve a la Tierra. Esto exige muy buenos equipos de radio para poder aprovechar al máximo la pequeña porción de señal.

De la velocidad de entrada del meteoro depende, pues, el tamaño de una estela meteórica (su longitud), también depende del tamaño del meteoro, y la ionización y brillo de la estela depende también de la velocidad, pues la fricción del meteoro con el aire es mayor, aumentando la ionización y brillo de la estela: Los meteoros que entran en la atmósfera terrestre con gran velocidad suelen ser mejores para el MS que los meteoros más lentos, que son menos aprovechables (disipan menos energía en la fricción con la atmósfera y ello conduce a grados menores de ionización).

Ello también permite conseguir alcances mayores, pues un meteoro de gran velocidad comenzará a volatilizarse por su fricción en la atmósfera en capas más altas (menos densas) que un meteoro de menor velocidad (comenzará a volatilizarse en capas más densas, por tanto, en capas inferiores), y una estela meteórica más elevada permite por reflexión distancias de salto mayores.

Los contactos son esporádicos y dependen del número de meteoros que impactan por hora en la zona del cielo hacia donde apuntan las antenas, y si se apunta hacia una zona del cielo donde tiene lugar una lluvia de meteoros (hacia el radiante de la lluvia) el número de reflexiones meteóricas aumenta bastante. Normalmente cada lluvia de meteoritos tiene lugar sobre unas fechas fijas, que es cuando la Tierra se aproxima y cruza la órbita seguida por el enjambre de meteoritos considerado, teniendo un máximo un día concreto (cuando realmente cruza la órbita).

Normalmente todas las lluvias meteóricas tienen un comportamiento similar a lo largo de cada año en las fechas en que ocurren, pero hay algunas de ellas que presentan un máximo de caída de meteoritos muy acusado con cierta periodicidad (cada varios años), como el caso de las Leónidas de noviembre, y ello se debe a que los enjambres meteóricos que las originan son generados por un cometa aún activo, y que cuando la Tierra se cruza con la órbita del cometa, éste ha pasado ya cerca del Sol, y por efecto del calor de éste, ha dado lugar a un notable desprendimiento de material cometario, que sigue al cometa y es interceptado por la Tierra.

Puesto que los mismos meteoros no tienen igual efecto para las distintas frecuencias, es normal que una lluvia de meteoros provoque más bursts a frecuencias más bajas que a frecuencias mayores.

Con los enjambres de meteoritos es fácil predecir las mejores horas y direcciones de apuntamiento de las antenas para intentar lograr buenos contactos mediante MS, ya que, como se ha dicho anteriormente, el comportamiento de los enjambres es conocido y por tanto predecible.

Respecto a la propagación MS debida a los meteoros esporádicos, meteoros que se dan a cualquier hora del día, ésta es mejor hacia las 06 horas locales de la mañana. Sobre esta hora local la velocidad de rotación de la Tierra se suma a la velocidad de los meteoros que intercepta, y el número de impactos es mayor y más energéticos. Es algo parecido a lo que ocurre con un coche que circula a gran velocidad: Este colisiona frontalmente con un elevado número de insectos, mientras que lateralmente y por su parte trasera el número de colisiones es mucho menor. En cambio, las peores horas para la propagación MS por meteoros esporádicos suele ser hacia las 18 horas, y suele haber una diferencia de actividad entre una hora y la otra de 4 a 1, aunque ello depende de una serie de factores que incluyen la latitud en que se tomas las medidas.

Hay otros factores que afectan al número de meteoros que entran en la atmósfera. Uno de ellos es la temporada del año, y esto se debe a varios motivos, entre los que está la densidad de los desechos espaciales alrededor de la órbita de la Tierra, que no es uniforme. La densidad es mayor en las áreas de la órbita que la Tierra atraviesa en los meses de junio, julio y agosto. Otro motivo está en relación con la declinación del eje de nuestro planeta. Hay una inclinación de 22,5 grados del eje polar en relación con el Sol, lo que da lugar a las diferentes estaciones del año y a la variación estacional en la tasa de meteoros. Aquellas áreas en ángulo recto con la dirección de desplazamiento de los meteoros recibirán la mayor parte de los meteoros, mientras que en un ángulo mayor reciben menos.

Estos dos efectos se combinan de forma diferente dependiendo del hemisferio. Se maximiza en el hemisferio norte, donde los dos efectos se suman. Contrariamente, se minimiza en el hemisferio sur, en el que los dos efectos tienden a anularse entre sí. Otras investigaciones demostraron que el número de meteoros que entran en la atmósfera cambia con el ciclo de manchas solares (ciclos de 11 años), llegando al máximo cuando hay un descenso del ciclo de manchas solares (actividad solar baja).

Para trabajar con MS hay que trabajar en VHF, con equipos de SSB o CW (telegrafía), con antenas directivas (10 dB de ganancia mínima) y potencias mínimas del orden de 150-200 watios. Las antenas han de orientarse hacia aquellas direcciones del cielo donde se espera que hayan impactos meteóricos en la atmósfera (hacia el radiante de la lluvia de meteoros), ya que éstas serán zonas de dispersión de las ondas en muchas direcciones.

Las mejores reflexiones se consiguen cuando el meteoro genera una estela ionizada hacia el punto medio del camino recto entre las dos estaciones de VHF que participan en el contacto, y con un ángulo de 45 grados respecto a dicho camino. Entonces el área de ionización ofrecida a las ondas es de mayor tamaño y el tiempo de duración para las reflexiones es mucho mayor, pudiendo llegar al minuto o más de duración. De todas maneras, la mayoría de las reflexiones MS no se producen directamente sobre el camino recto que une ambas estaciones, sino que tienen lugar en dos zonas localizadas entre 50 y 150 km a cada lado del punto medio de dicho camino, y ello es debido a que las ondas son reflejadas lateralmente por la estela iónica del meteorito, cuando ésta se produce sobre dichas zonas. Esto implica que las antenas directivas han de ser apuntadas en dichas direcciones laterales (a derecha o a izquierda), buscando la zona común de reflexión meteórica, en lugar de apuntar directamente en la dirección del corresponsal para intentar un contacto con éste.

Sólo un pequeño porcentaje de las estelas generadas por los meteoros son aptas para las comunicaciones por MS según el mecanismo descrito a causa del lugar en que se producen y la orientación de éstas. Para que sean efectivas para una comunicación MS, las estelas ionizadas han de ser tangenciales a la superficie de un esferoide oblongo o elíptico imaginario cuyos focos sean las ubicaciones de las dos estaciones que intervienen en una comunicación MS.

En el caso de cortas distancias, o del uso de antenas de mucha directividad, sí puede ser bastante importante calcular el apuntamiento de las antenas para intentar contactar con un corresponsal por MS. Pero para el caso de distancias de más de 1200 km y antenas menos directivas, ello no es tanto inconveniente. La siguiente tabla es una tabla de elevaciones óptimas (apuntamiento hacia el cielo) y de desviaciones laterales (desviación respecto al rumbo recto entre dos estaciones) de las antenas para contactos por MS:

Algo parecido ocurre cuando el meteorito entra en la atmósfera terrestre en una dirección próxima a la vertical respecto al suelo: La estela iónica que origina es como una columna ionizada vertical que dispersa las ondas lateralmente e incluso “hacia atrás” (de nuevo en dirección a la estación transmisora), no facilitando los contactos en la dirección de apuntamiento de las antenas, por lo que éstas captan señales procedentes de otras direcciones laterales e icluso de la dirección opuesta a donde están apuntando. El efecto es el mismo que cuando se lanzan pelotas sobre una columna vertical cilíndrica (una estela meteorica no deja de ser eso, una columna cilíndrica de gas atmosférico ionizado): Unas cuantas rebotarán hacia direcciones laterales, algunas serán rechazadas en dirección al lanzador, y prácticamente ninguna pasará detrás de la columna.

Mediante MS son habituales los contactos hasta 2.000 km de distancia; entre 2.000 y 2.500 km requieren condiciones especiales, y a más de 2.500 km son muy excepcionales. En cambio, los contactos a menos de 500 o 600 km no son frecuentes y suelen realizarse apuntando las antenas hacia una zona común de reflexión en vez de apuntar directamente una antena hacia la otra, dando lugar a contactos por “back scatter” (reflexión hacia estaciones ubicadas en sentido opuesto a la dirección de apuntamiento) o por “side scatter” (hacia estaciones ubicadas hacia un lado respecto a la dirección de apuntamiento).

01.4.- PINGS Y BURSTS

En MS se han venido usando dos términos para definir los diferentes tipos de reflexiones producidas por las estelas meteóricas, y que se han venido utilizando desde que los operadores de VHF comenzaron a usar la MS allá por los años 1950's. Estos términos son ping y burst, y la definición de estos términos entonces se basaba en la duración de las señales reflejadas por las estelas meteóricas:

Esta definición podía ser válida en los años 70's y 80's, donde para aprovechar la corta duración de las reflexiones en las estelas meteóricas se usaba la telegrafía de alta velocidad, a un máximo de 600 letras por minuto, donde un bursts permitía recibir algunas letras mientras que un ping no, según estas definiciones. Pero actualmente hay modos operativos de mucha mayor velocidad de transmisión, que permiten que se pueda transmitir algo de información útil en reflexiones que antaño eran consideradas pings.

Otros operadores definían el burst como la reflexión en una estela de alta densidad iónica o “estela superdensa”, y el ping como una reflexión en una estela de baja densidad iónica o “estela subdensa”. Las estelas subdensas tienen una baja densida de electrones (< 10^-14 electrones/m³), y son producidas por partículas meteóricas más pequeñas que 0,04 cm de radio (casi no visibles) y masa cercana a 1 mg.

Esta diferenciación viene apoyado en el hecho de que la mayoría de las buenas reflexiones son debidas a estelas de gran densidad iónica, mientras que las reflexiones cortas y débiles se deben a las estelas de baja densidad iónica. Ambos tipos de reflexiones no pueden ser diferenciadas fácilmente por su duración, y la diferenciación entre ping y burst por su duración no es útil para un análisis científico del fenómeno.

Por ello, en 1999 la IARU (Unión Internacional de Radioaficionados), en su congreso de Lillehammer, aprobó como válidas las definiciones de burst y ping relaccionadas con la densidad de las estelas iónicas:

La principal diferencia entre ambas definiciones proviene del mecanismo por el cual la estela meteórica refleja o reemite la energía de radiofrecuencia que llega a ella: En las estelas de baja densidad o subdensas, la energía de radiofrecuencia penetra en el interior de la estela, es absorbida por los electrones de los iones, y éstos la vuelven a rerradiar, dispersando la energía de la onda en todas direcciones. Sin embargo, las estelas de alta densidad o superdensas se comportan como un tubo o cilindro metálico que refleja la energía, no dejando prácticamente que entre la onda dentro de la estela.

Por tanto ambas definiciones se basan en fenómenos físicos bien conocidos y no en el antiguo sistema apreciativo de la eficacia de una reflexión. Por otro lado, la diferencia entre ambos tipos de reflexiones se puede notar en la intensidad de la señal reflejada, su duración y la forma en que se desvanece.

A efectos prácticos, para conocer cuando una reflexión tiene lugar en una estela subdensa o superdensa, se puede hacer la siguiente aproximación: una estela de alta densidad suele originar reflexiones de una duración mínima de 0,5 segundos en la banda de 50 MHz, mientras que para las estelas de baja densidad la duración de las reflexiones es de 0,5 a 1 segundo como máximo, en 50 MHz. Dado que la duración de una reflexión depende de la frecuencia de operación, disminuyendo rápidamente al aumentar ésta, se puede deducir si una reflexión es en una estela de alta o de baja densidad en otras frecuencias si consideramos su duración equivalente en la banda de 50 MHz. Una sencilla fórmula resuelve esto:

Esta fórmula da la duración máxima t de las reflexiones en estelas subdensas en función de la frecuencia de operación f (en MHz). Para la frecuencia de 50 MHz se ha considerado que la duración máxima de las reflexiones en estelas de baja densidad es de 1 segundo (valor que resulta de la anterior fórmula para f = 50). Por tanto, valores superiores a los dados por esta fórmula indicarán que se tratan de estelas de alta densidad.

La siguiente tabla indica la duración máxima de las reflexiones a distintas frecuencias para estelas subdensas. Se indica también cuántos caracteres permitiría recibir la estación receptora si se realizan transmisiones de telegrafía en alta velocidad (velocidad medida en letras por minuto, LPM):

Como se ve, una estela subdensa permite pings con una duración máxima de 1 segundo en la frecuencia de 50 MHz (banda de 6 metros) o de 0,1 segundos en la banda de 144 MHz (banda de 2 metros). Las reflexiones con duraciones superiores deben se consideradas asociadas a estelas superdensas, y por tanto serán “bursts”.

01.5.- MÁS SOBRE LAS COMUNICACIONES MS

Para las comunicaciones por MS se emplea el segmento de frecuencias de 30 a 200 MHz, por debajo de los 30 MHz también se podrían emplear, pero entonces también intervienen otros mecanismos de propagación de las ondas por reflexión en la ionosfera, y se producirán rteflexiones de las ondas en la alta atmósfera independientemente de que existan o no zonas ionizadas por la caída de meteoros.

Además, la rotación de Faraday (giro del ángulo de polarización de la onda) de las señales de radio linealmente polarizadas que son reflejadas por las estelas meteóricas, reducirá sensiblemente la capacidad de recepción a estas frecuencias. Por encima de los 100 MHz las señales reflejadas por MS se atenúan rápidamente, por lo que cuando se elija la frecuencia de operación, se tiene que tener en cuenta el peso de todos estos factores. Tradicionalmente los radioaficionados han utilizado la banda de 2 metros (144 MHz) para las comunicaciones MS, si bien va ganando importancia el uso de la banda de 6 metros (50 MHz). También se han realizado pruebas con éxito en 28 MHz y en 432 MHz.

También la incidencia de las ondas en la cabeza de la estela meteórica, que se desplaza a gran velocidad, hace que haya un efecto Doppler de desplazamiento de frecuencia en las señales que incidan en dicha cabeza. Esta variación de frecuencia observada puede llegar a ser del orden de 20 Hz en la banda de 40 MHz.

Es característico de las reflexiones en estelas superdensas un aumento rápido inicial de las señales recibidas, seguido de una atenuación más lenta y pérdida final de las señales recibidas, todo ello dentro del periodo de ionización que proporciona la estela meteórica, que, dependiendo de la banda de operación, puede durar desde varios milisegundos (a frecuencias altas) a varios segundos (a frecuencias bajas).

Las comunicaciones típicas por MS permiten a los radioaficionados cubrir distancias que van de 600 a 2000 km en las frecuencias de VHF. Se pueden conseguir comunicaciones a distancias de entre 2.000 y 2.500 km si se emplean condiciones especiales. Las comunicaciones a más de 2.500 km son muy excepcionales.

La máxima distancia de las comunicaciones por MS depende de la altura a la que se producen las estelas meteóricas, que como se ha citado anteriormente, es entre los 80 y los 120 km de altura típicamente, dentro de la capa E de la ionosfera terrestre. Cuando la estela se forma en un punto intermedio entre dos estaciones, una simpe regla de trigonometría permite deducir el alcance máximo (Dmax) de las transmisiones, que viene dada por la siguiente fórmula:

donde R es el radio terrestre (6.371 km) y h la altura de la estela meteórica sobre la superficie terrestre. Así, para h = 100 km, Dmax es del orden de 2.200 km

(Esta fórmula surge al considerar que la superficie de la Tierra es esférica, de radio R, que el ángulo de salida y de recepción de las ondas es muy bajo (tangencial a la superficie terrestre), y que la estela meteórica se produce a la mitad de distancia entre ambas estaciones)

La técnica considerada hasta el momento para las comunicaciones por MS es la denominada “Forward Scatter” o “dispersión hacia delante”, en la cual la estela meteórica, y por tanto las reflexiones meteóricas, se producen en un punto intermedio entre la línea que une la estación transmisora y la estación receptora. La fórmula anterior corresponde al máximo alcance estimado según esta técnica.

También se pueden conseguir distancias más cortas mediante las técnicas del “Back Scatter” o “dispersión hacia atrás”, en las que las ondas reflejadas por las estelas meteóricas son reflejadas hacia atrás, es decir, de nuevo en dirección hacia la estación emisora, con lo cual se consigue contactar con estaciones que están situadas entre la estación transmisora y la estela meteórica, o que están situadas tras la estación transmisora, en dirección opuesta a la estela meteórica. También se dan los casos de propagación por “Side Scatter” o “dispersión lateral”, en la que las ondas son reflejadas por la estela meteórica hacia un lado respecto a la dirección de apuntamiento, lo que permite contactar con estaciones que están separadas de la dirección de apuntamiento de las antenas.

El hecho de que cada día entren y se volatilicen en la atmósfera terrestre unas 50.000 partículas meteóricas de diámetro inferior a 0,8 mm hace que las comunicaciones por MS sea un sistema de comunicación estable a lo largo del día, aunque para ello se deban emplear condiciones de operación adecuadas. Por ello este sistema de comunicaciones es empleado por algunas redes profesionales de comunicación por radio que operan en el segmento de frecuencias de 40-50 MHz, aunque sólo permite operar canales de datos de baja velocidad (De hecho, el Cuadro Nacional de Frecuencias español asigna la banda de frecuencias de 39,0-39,2 MHz para sistemas de comunicaciones de datos a largas distancias mediante reflexión por estelas meteóricas, asignando 7 canales de 25 Khz de canalización).

02.- MODOS DE OPERACION EN MS

02.1.- USO DE LA SSB

Debido a la corta duración de las reflexiones meteóricas, y a que la intensidad de ésta decae rápidamente, el uso de la banda lateral única (SSB) en los contactos por MS está prácticamente limitado a las lluvias de las Perseidas (Agosto) y a la de las Leónidas (Noviembre), ya que éstas lluvias suelen producir importantes e intensas estelas meteóricas, muy aprovechables para MS, que pueden permitir comunicaciones de varios segundos de duración en fonía mediante SSB. Los comunicados son, pues, de muy corta duración, lo suficiente para pasar los datos de los contactos.

Para las demás lluvias, debe emplearse la telegrafía de alta velocidad y modos digitales similares. De hecho, las comunicaciones por telegrafía de alta velocidad y modos digitales pensados para la actividad MS se han impuesto casi totalmente sobre las comunicaciones por fonía en MS.

02.2.- TELEGRAFIA A ALTA VELOCIDAD (HSCWMS)

En la actividad MS las comunicaciones se han de realizar rápidamente, dado el corto tiempo de persistencia de la estela ionizada, y por ello entre los radioaficionados fue (y sigue siendo) habitual el uso de la telegrafía a alta velocidad (de varias palabras por segundo, no por minuto como en la telegrafía ordinaria). Típicamente se opera a velocidades de transmisión de entre 100 y y 2000 palabras por minuto. Esta modalidad se popularizó en Europa a partir de los años 1960's (HSCWMS, High Speedy CW Meteor Scatter).

La telegrafía a alta velocidad (HSCW, High Speed CW) se realiza con mensajes pregrabados en ordenador para su transmisión rápida y repetidamente con el programa adecuado), o grabados en casette y reproducidos en forma rápida (método empleado antes de la irrupción de los ordenadores en el ámbito de la radioafición).

Para registrar los mensajes recibidos, inicialmente se emplearon grabadoras de casette modificadas para que la cinta casette corriera a alta velocidad, lo que permitía al reproducir luego los mensajes a velocidad normal de la cinta, escuchar los puntos y las rayas telegráficas a una velocidad telegráfica más normal.

Se había de tener en cuenta que si se grababan las señales en un grabador de cassettes a alta velocidad (o incluso a velocidad normal), el tono de las señales recibidas disminuye de frecuencia cada vez que al reproducirlas se disminuía la velocidad de reproducción del grabador (esto es, la velocidad de avance de la cinta), por lo que las estaciones que operanan por entonces en MS acostumbraban a usar las señales morse con tonos de frecuencia elevada, para que al reproducirlas en un grabador de casette no sonaran con un tono demasiado bajo tras disminuir la velocidad de reproducción del grabador.

A finales de los 80's se emplearon también los grabadores de cinta digitales (DTR, Digital Tape Recorder), y finalmente se comenzaron a emplear los ordenadores personales, registrando las transmisiones como ficheros de sonido (a través de la tarjeta de sonido). Éstos podían reproducirse posteriormente sobre el altavoz a una velocidad inferior para que el operador pudiera oír las señales telegráficas a una velocidad más normal y más claramente (aunque con un tono más bajo, como pasaba con las cintas de casette de alta velocidad), o bien se podía emplear algún programa que decodificara directamente las señales capturadas. También algunos radioaficionados desarrollaron pequeños equipos ordenadores específicos para transmitir y recibir la telegrafía de alta velocidad para MS, como el MSDSP, desarrollado por Tihomar Heidelberg (9A4GL).

Las velocidades típicas de operación eran habitualmente de 100 palabras por minuto cuando se empleaban grabadores de casette de alta velocidad. Pero la introducción de ordenadores ha permitido incrementar la velocidad de la telegrafía de alta velocidad hasta el orden de las 2000 palabras por minuto.

El uso de las tarjetas de sonido en los ordenadores ha permitido elaborar un gran número de programas de comunicaciones para radioaficionado y para diversos modos de comunicación (como la telegrafía o el radioteletipo), en los que se usa la tarjeta de sonido como interface entre el ordenador y el equipo de radio, pero en las que se aprovecha también las capacidades de procesamiento digital de señales que tiene el chip DSP (Digital Proccessor Signals) de la tarjeta de sonido. Estas capacidades de los chips DSP permiten cosas que no se pueden conseguir con la tecnología analógica convencional, como realizar mediante software (programación) mejores filtrados de las señales frente al ruido, realizar filtros de banda muy estrecha (más de lo que se consigue con los filtros incorporados en los transceptores), y más cosas (digitalizando las señales analógicas y procesándolas a continuación a nivel digital). Esto permite con el software adecuado, por ejemplo, un mejor filtrado de señales de telegrafía que se reciben muy débiles y mezcladas con el ruido, típicas en MS, o crear y desarrollar nuevos modos digitales muy aptos para operar en condiciones de señales muy débiles y en ráfagas, que son las condiciones habituales del MS.

La HSCWMS tiene algunos problemas: La velocidad de manipulación tan rápida de la señal telegráfica da lugar a la aparición de importantes bandas laterales en la señal telegráfica, que aumentan el ancho de banda de la transmisión, y ello conlleva a que parte de la energía de la señal se disperse en las bandas laterales, y por otro lado a que empeore la relacción señal-ruido (conforme aumenta la velocidad de operación). Todo ello no favorece las comunicaciones por MS-Scatter, ya que son comunicaciones donde de por sí las señales que se reciben suelen ser muy débiles, y por tanto con mala relación señal-ruido.

02.3.- EL MODO FSK441

Con la introdución de los ordenadores en el ámbito de la radioafición en los años 80's, surgieron nuevos modos digitales alternativos a la CW (telegrafía) y al RTTY (radioteletipo), tales como el Radiopaquete digital, el cual permitía realizar comunicaciones interactivas empleado el protocolo AX25, operando a velocidades de transmisión de 1200 baudios y modulaciones FSK. Surgieron entonces propuestas para utilizar el radiopaquete en las comunicaciones MS, como el “Packet Radio Meteor Scatter” del italiano Giuseppe P. Zollo (I2KFX), pero que no tuvieron mucho éxito entre los usuarios del MS.

Pero no fue hasta el año 2001 que, aprovechando la potencia de los ordenadores de entonces y las capacidades DSP de las tarjetas de sonido, cuando salió a la luz un nuevo software, el WSJT (Week Signals communicatios - comunicaciones con señales extremadamente débiles), creado por Joe Taylor K1JT (radioaficionado y presigioso astrofísico de la Universidad de Princeton, Estados Unidos, y Premio Nóbel), desarrollado principalmente para su uso en comunicaciones donde las señales intercambiadas pueden llegar a ser muy débiles (con una mala relación señal-ruido), como ocurre con la actividad dej Meteor Scatter o las progagaciones a largas distancias en VHF y UHF mediante dispersión troposférica. El WSJT requiere de un ordenador PC dotado de tarjeta de sonido, e introdujo un nuevo modo digital, el FSK441, que fue especialmente pensado para trabajar con ráfagas muy cortas de señales débiles aunque audibles, como son las típicas en comunicaciones por meteor-scatter a alta velocidad, y de hecho fue pensado por Joe Taylor para las comunicaciones por MS. En versiones posteriores del WSJT Joe Taylor introdujo nuevos modos digitales para operación con señales muy débiles.

El modo FSK441 rápidamente comenzó a desplazar a la telegrafía de alta velocidad en MS, y rápidamente obtuvo gran éxito entre los usuarios del MS.

FSK441 es un sistema de modulación FSK de 4 tonos, con una velocidad de modulación de 441 Baudios (de ahí su denominación “FSK441”). Los cuatro tonos usados son: 882, 1323, 1764 y 2205 Hz, y el tiempo de transmisión de cada tono será 1/441 segundos, esto es, aproximadamente 2,27 ms (que corresponden a 2 ciclos de señal a 882 Hz, 3 ciclos a 1323 Hz, 4 ciclos a 1764 Hz, o 5 ciclos de señal a 2205 Hz).

Cada carácter se codifica con la transmisión sucesiva de tres tonos, por lo que la duración de cada carácter es de 3/441 segundos, esto es, aproximadamente 6,8 ms. Ello permite velocidades de transmisión digital de 147 caracteres por segundo.

El alfabeto usado por FSK441 es un alfabeto potencial de 48 caracteres, de los cuales emplea 43, que son los mismos que los que definió Robert Larkin W7PUA para el sistema digital PUA43 que desarrolló (alfabeto PUA43).

La siguiente tabla muestra la codificación de los caracteres empleada. Los tonos transmitidos para cada carácter se etiquetan como tonos 0 a 3 para los tonos de 882 a 2205 Hz (en orden creciente de frecuencia).

Obsérvese que el espacio es codificado con la combinación de tonos 033, y que ninguna combinación de tonos comienza por el tono 3, el de mayor frecuencia, por lo que el carácter de espacio queda correctamente identificado durante una transmisión, al no poder darse una secuencia de tonos 333 durante la transmisión de un texto (salvo en algunos casos). La inclusión de caracteres espacio (tonos 033) en el mensaje permite que el algoritmo de decodificación del software WSJT permita una sincronización adecuada con el contenido del mensaje. Por tanto, FSK441 no emplea tonos de sincronización: la secuencia 033 es la empleada como punto de sincronización, y siempre hay caracteres espacio a lo largo de cualquier mensaje. Toda esta estrategia de codificación es uno de los secretos de la alta eficiencia del modo FSK441 en las comunicaciones por meteor-scatter.

Obsérvese que ningún carácter es codificado con un código de frecuencia única. Por ello las combinaciones de tonos 000, 111, 222 y 333 están reservados en el modo FSK441 del software WSJT para mensajes abreviados especiales. Si una de estas combinaciones de un único tono se transmite de forma continuada, se escuchará como la transmisión de un tono continuo puro, y será fácilmente reconocido por el oído humano y por el propio software WSJT. Los mensajes abreviados correspondientes a estas combinaciones son:

Las abreviaturas R26, R27, RRR y 73 son muy usadas en las comunicaciones HSMS (Meteor Scatter de alta velocidad) en Norteamérica, y con la popularización del FSK441, se emplean frecuentemente por la mayoría de los usuarios del MS de todo el mundo.

El modo FSK441 tiene ventajas sobre la HSCW: aprovecha mejor la energía en la señal transmitida (menores bandas laterales), y la relacción señal-ruido para las señales recibidas es mucho mejor que para la HSCWMS a igualdad de velocidad de transmisión, por lo que es un modo digital más eficaz que la HSCWMS.

Con el desarrollo posterior del software WSJT, Joe Taylor fue introduciendo nuevos modos digitales para condiciones de comunicaciones con señales muy débiles, y una consecuencia de ello fue el desarrollo de nuevas modalidades del modo FSK441. En 2010 ya estaban definidos tres submodos del FSK441, los submodos FSK441A, FSK441B y FSK441C. En cada uno de ellos los mensajes son codificados de modo diferente, por lo que las transmisiones empleando un submodo FSK441 en particular requieren ser decodificadas empleando el mismo submodo. Es decir, empleando los mismos tonos, la misma velocidad de modulación de 441 Baudios, y otras características del FSK441 original, los tres submodos son incompatibles entre sí por la estructura de los mensajes.

FSK441A es en realidad el modo FSK441 original, en el que cada carácter se transmite con tres tonos sucesivos, cada uno de los cuales corresponde a una de las cuatro frecuencias empleadas, tal como se ha descrito anteriormente. En cambio, FSK441B y FSK441C utilizan secuencias de 4 y 7 tonos respectivamente para transmitir cada carácter. Esto es así porque a la identificación de cada carácter se añade una información adicional que es empleada para la detección y corrección automáticas de errores en los mensajes recibidos. Es la información para corrección de errores en destino FEC (“Forward Error Correction”), que es la que aumenta el número de tonos que componen cada carácter respecto a los tres tonos empleados por el FSK441A para cada carácter.

Gracias al FEC, se aumenta la robustez de los mensajes en los submodos B y C: El submodo FSK441B permite corregir un error en los cuatro tonos que componen un carácter, mientras que el FSK441C puede corregir hasta 3 errores en los 7 tonos que componen cada carácter, entendiendo por error el fallo en la recepción y/o correcta identificación de un tono, fallos que pueden ser debidos porque el tono es demasiado débil, o está muy tapado por el ruido de fondo, etc... El modo FSK441A, al no incluir mecanismos de corrección de errores, dará lugar a fallos en la decodificación de los caracteres recibidos si alguno de los tres tonos de un carácter no es recibido o no es correctamente identificado, dando lugar a “basura” en el contenido de los mensajes recibidos.

Pero al emplear la misma velocidad de modulación para los tres submodos (441 Baudios), la información de FEC añadida a los caracteres transmitidos hace que las transmisiones en los submodos B y C sean más lentas que en el modo A (menos caracteres transmitidos por segundo), pero los mensajes transmitidos serán más robustos al haber menos errores en la decodificación. El submodo A transmite unos 147 caracteres por segundo, y es un 25% más rápido que el submodo B (110 caracteres por segundo), pero el submodo B es más fiable y produce mucho menos “basura” en los textos decodificados. El submodo C es la mitad de rápido que el submodo A (63 caracteres por segundo), pero usa un FEC más potente que el submodo B. Los parámetros de los submodos B y C han sido elegidos pensando en que el submodo B sea el mejor modo para operación MS en 144 MHz (y posiblemente en 222 MHz) por las características de esta banda (bursts muy cortos), mientras que el submodo C está pensado para la banda de 50 MHz, donde los bursts meteóricos son más largos.

02.4.- EL MODO JT6M

Este modo de transmisión es similar a otro modo implementado en las primeras versiones del software WSJT de Joe Taylor K1JT, el modo JT44, que fue desarrollado por Joe para comunicaciones por rebote lunar y en condiciones de señales muy débiles, pero constantes (no como las del Meteor-Scatter, que son comunicaciones por ráfagas). JT6M fue introducido a finales del 2002 en las versiones más modernas del WSJT del momento, pues aunque el modo JT44 no era apropiado para la operación de MS, comenzó a ser empleado por usuarios de las comunicaciones MS, y por ello Joe Taylor desarrolló el modo JT6M pensado específicamente para la operación de meteor-scatter en la banda de 6 metros, como alternativa al modo FSK441. Sus características están pensadas para que JT6M se adapte más a las características de propagación de la banda de 6 metros (50 MHz), de ahí su denominación de JT6M (JT - 6 metros).

Igual que el modo JT44, el modo JT6M es un modo multi-FSK que usa 44 tonos distintos, de los cuales uno es para sincronismo y los 43 restantes son para los datos, uno por cada carácter del conjunto alfanumérico soportado (el alfabeto PUA43). El tono de sincronismo es de 1076,66 Hz y los 43 restantes tonos van a continuación, estando espaciados a intervalos de 21,53 Hz, siendo el último de 2002,59 Hz. Los tonos se transmiten uno cada vez, en secuencia uno tras otro (igual que en JT44).

La velocidad de operación es de 21,53 baudios, lo que significa que la duración de cada carácter, codificado por el tono correspondiente, será de1/21,53 = 0,04644 segundos (es el intervalo de tiempo para cada tono transmitido).

El tono de sincronismo se envía cada tres intervalos de transmisión, lo que significa que tras cada dos caracteres (cada dos tonos de datos) enviados, se envía el tono de sincronización. Esto hace que la velocidad de transmisión real de datos de usuario sea en realidad de (2/3)*21,53 = 14,4 caracteres por segundo. Las transmisiones JT6M tienen un sonido parecido a la de una transmisión en un modo “piccolo”.

JT6M puede decodificar exitosamente en recepción señales que sean hasta 13 dB más débiles que las requeridas para el modo FSK441.

03.- MÉTODO OPERATIVO EN MS

Los procedimientos descritos tienen como fin permitir hacer contactos por reflexiones de Meteor scatter (MS) tan rápida y fácilmente como sea posible. Puesto que las reflexiones son de muy corta duración, el procedimiento normal de un contacto de radio realizado con otras modalidades no es de buena aplicación, y se deben tomar medidas especiales para asegurar que un máximo de información correcta y no errónea es recibida durante la corta duración de la propagación por MS. Las mejores lluvias de meteoritos son en su mayor parte lo suficientemente fuertes para hacer alguna de estas medidas innecesarias, pero para estimular su uso en todas las lluvias listadas generalmente, no hay razón por la que estos procedimientos sugeridos no sean siempre utilizados.

Los procedimientos descritos fueron adoptados en la Conferencia de la IARU Región 1 en Miskolc-Tapolca (1978), y posteriormente ligeramente mejorados en las Conferencias de la IARU Región 1 en Noordwijkerhout (1987), Torremolinos (1990) y De Haan (1993).

03.1.- CONSTITUCIÓN DE UNA ESTACIÓN PARA MS

Las condiciones mínimas para practicar la modalidad del MS, recomendadas para los aficionados que quieran iniciarse en esta modalidad, son actualmente (2011) las siguientes:

Contrariamente a lo que pueda pensarse, la antena, que suele ser el elemento más crítico de una estación de radioaficionado, no debe ser de demasiada ganancia, como las empleadas en EME (comunicaciones Tierra-Luna-Tierra), que también son comunicaciones de señales muy débiles, pues las antenas o conjuntos de antenas de alta ganancia tienen lóbulos de radiación muy estrechos (lo que es óptimo para apuntar y dirigir casi toda la energía radiada hacia la Luna en las comunicaciones EME), y en MS pueden proporcionar señales fuertes (si se produce una traza meteórica en la dirección de apuntamiento de la antena), pero que pueden ser cortas (ya que la traza meteórica puede salir rápidamente de la estrecha zona celeste de apuntamiento de la antena), y no permita capturar parte de la información transmitida a través de la reflexión meteórica.

Para MS se recomienda emplear antenas directivas de menor ganancia, y con lóbulos de radiación lo más ancho posible. Una menor ganancia implicará que las reflexiones meteóricas no se escuchen tan fuertes, pero debido al mayor ángulo de radiación, podrán seguir escuchando la totalidad o gran parte de las estelas meteóricas, con lo que capturarán más información en cada reflexión meteórica. Además, la antena puede operar sobre una zona más amplia del cielo que empleando una antena de mayor ganancia, por lo que tiene más posibilidades de capturar reflexiones meteóricas.

Para 144 MHz (banda de 2 metros) suele ser suficiente una antena directiva Yagi de 9 elementos. Cuanta más potencia se emplee en transmisión, mejor, y además se aconseja mucho el empleo de un preamplificador de muy bajo ruido en recepción, habida cuenta de los débiles niveles de la mayoría de las señales recibidas tras una reflexión meteórica.

En el campo profesional o utilitario, hay redes de estaciones que funcionan aprovechando el canal de comunicación por MS relativamente estable que proporcionan las 50.000 partículas meteóricas estimadas que entran a lo largo de cada día en la atmósfera terrestre. Pero al ser en su gran mayoría estas partículas de tamaño inferior a 0,8 mm, no suelen proporcionar buenos resultados para las comunicaciones por MS en las bandas de radioaficionados (reflexiones meteóricas demasiado débiles, estelas subdensas), pero sí son utilizables por las estaciones profesionales por estar mejor preparadas (mayores potencias de transmisión, receptores muy sensibles) y por operar en bandas de VHF bajas, en las que las reflexiones meteóricas son más intensas.

Estas redes profesionales y utilitarias se suelen emplear para la transmisión de datos de telemetría, ya que éstos se pueden enviar en cortas ráfagas de bits. Mediante el empleo de este canal de comunicaciones, las estaciones profesionales pueden enviar ráfagas de datos de 20 Kbits a distancias de 600 km, o de 1 kbit a 2200 km, e incluso de 4 kbits en una sóla ráfaga de 0,1 segundos de duración mediante back-scatter, empleando potencias del orden de 1 kW y con antenas directivas de unos 10 dB de ganancia máxima. Las redes de este tipo están constituidas por una o varias estaciones maestras o centrales, y muchas estaciones remotas (de potencia bastante inferior) que transmiten periódicamente los datos telemétricos hacia las estaciones maestras (por ejemplo, en Egipto funciona una red de este tipo para el control del caudal del rio Nilo, constituida, a fecha de 2010-2011, por 2 estaciones maestras y 302 estaciones remotas).

En España están asignados 7 canales de 25 kHz en la banda de 39,0-39,2 MHz para sistemas profesionales o utilitarios de comunicaciones de datos a largas distancias mediante reflexión por estelas meteóricas.

Profesionalmente, una de las empresas más especializadas en la tecnología MBC (Meteor Burst Communications) es la empresa Meteor Communications Corporation, de Seatlle (Washington - USA). Las estaciones maestras de esta empresa (estaciones MCC-520) operan en las bandas de 40-50 MHz (en frecuencia única generada por cristal de cuarzo), son estaciones de transmisión de datos digitales que emplean transmisores con potencias de transmisión comprendidas entre los 250 W y los 10 kW, dotadas de receptores con circuitos avanzados de supresión de ruidos de fondo y con una sensibilidad del orden de -123 dBm (para una tasa de error inferior a 10^-3 para ráfagas de datos de 4 kbits/s), antenas directivas de poca ganancia (típicamente yagis de 3 a 5 elementos), ordenador PC con software adecuado y módems digitales de transmisión-recepción de datos que operen con modulación digital bifásica BPSK a 4 u 8 Kbps.

03.2.- TIPOS DE CONTACTOS ENTRE ESTACIONES

En este modo destaca la ventaja de la BLU, que en los picos de las grandes lluvias y con reflexiones de hasta 2 minutos de duración, con una buena práctica operativa permite completar varios contactos en un solo burst.

03.3.- HORARIOS

Actualmente la duración de las citas es de una hora, comenzando éstas a las horas UTC en punto, ej. 00:00, 08:00, etc., pudiéndose concertar que sean de 30 minutos durante las grandes lluvias. También pueden establecerse citas de dos horas de duración.

Cada periodo ininterrumpido de la cita debe considerarse como un proceso separado. Esto significa que no se debe detener una cita y después continuar el contacto más tarde.

Todos los operadores MS que vivan en el mismo área deberían, en la medida de lo posible, acordar transmitir simultáneamente de manera que se eviten interferencias mutuas.

Los periodos de transmisión son de 2,5 minutos para telegrafía y de un minuto para BLU, comenzando siempre (primera transmisión, a la hora en punto) las estaciones que transmitan hacia el norte o hacia el oeste (estaciones más al sur o al este). Después transmitirán las estaciones que transmitan hacia el sur o el este, respectivamente, y así se irán alternando unas y otras estaciones en los sucesivos periodos de transmisión (periodos 1, 3, 5... transmiten unas estaciones, y periodos 2, 4, 6, .... transmiten las otras).

Para FSK441 se recomiendan periodos de transmisión de 30 segundos. No obstante, para cualquier modalidad, es posible usar periodos más cortos y algunos operadores preparan citas con periodos de 1 minuto en telegrafía o periodos más cortos en SSB, especialmente durante las lluvias más importantes.

Es importante contar con una precisión horaria absoluta que nos asegure que estamos transmitiendo y recibiendo en el momento preciso, y para ello son muy útiles los relojes sincronizados vía radio en la frecuencia de 77,5 kHz. Esta coordinación entre estaciones es necesaria, ya que en MS no hay seguridad de que las estaciones que quieren establecer un contacto en modo cita puedan escucharse entre sí.

03.4.- FRECUENCIAS

El tráfico en random (sin cita previa) se realiza en las siguientes frecuencias en la banda de 2 metros:

144,100 - 144,126 MHz para CW
144,400 - 144,426 MHz para BLU
144,360 - 144,399 MHz para FSK

Éstas son las frecuencias de llamada, y no deben ser usadas para contestaciones. Por ello, una vez realizada la llamada, se debe realizar un cambio de frecuencia a la frecuencia indicada en la llamada, para comprobar si alguien contesta.

La IARU recomienda el uso del “sistema de letra” para informar durante la llamada de la frecuencia a la que se realizará el cambio de frecuencia tras la llamada para escuchar posibles respuestas, información abreviada que contribuye a evitar interferencias entre estaciones y facilitar los contactos.

El sistema de letra permite expresar una frecuencia de operación de random mediante una letra, que se añade al “CQ” de llamada general, y que indica los Khz por encima de la frecuencia de llamada donde se van a escuchar posibles respuestas al CQ. Cada letra (en orden alfabético) indica un KHz de más. Así, para llamadas en la frecuencia de 144,100 MHz para telegrafía, las letras indican los siguientes cambios de frecuencia:

Si se escucha a alguna estación en la frecuencia de operación, es posible que sea una estación que ha escuchado la llamada. Si su contestación identifica el indicativo de la estación que realizó la llamada, ésta deberá continuar el contacto en la frecuencia de operación.

En BLU el sistema de letra es válido, aunque no debería usarse. Si alguna estación llama en una frecuencia distinta de la frecuencia de llamada para BLU y usa el sistema de letra, significa que pasará a escuchar posibles respuestas a una frecuencia superior a la que donde está realizando la llamada, de acuerdo con los desplazamientos de frecuencia indicados en la anterior tabla.

En FSK441 no se usa el procedimiento de letras, sino que tras las letras CQ se añadirán las tres últimas cifras de la frecuencia a la cual se pasará a escuchar tras realizar la llamada. Así, CQ390 indica que se pasará a escuchar posibles respuestas en 144,390 MHz. La frecuencia elegida deberá haber sido comprobada previamente de que no está siendo usada.

Para las citas se puede escoger una frecuencia favorita, libre de ruidos, y fuera del segmento asignado para random, y teniendo en cuenta los planes de banda. En FSK441 se usa la banda indicada para random, aunque evitando las frecuencias próximas a 144,370 MHz (de llamada en FSK441).

03.5.- OPERACIÓN EN TELEGRAFÍA

Velocidades de transmisión de 200 a 2500 palabras por minuto están actualmente en uso, siendo las más usuales en el margen de 1000 a 1500 letras por minuto. Al concertar citas se debe acordar siempre la velocidad a utilizar con el corresponsal. Comprobar antes y durante la transmisión que se está enviando el mensaje correcto y perfectamente legible.

En recepción, desplazar el RIT (desplazador de sintonía fina) para obtener las notas telegráficas con el tono más agudo posible (sintonía a 600-800 Hz de la frecuencia del corresponsal), de modo que la decodificación de las señales registradas en un grabador al ser reproducidas a baja velocidad no dé un tono excesivamente grave y por tanto difícil de entender.

Tener en cuenta que en algunos países, la reglamentación requiere enviar el indicativo a velocidad baja al comienzo y al final de la transmisión.

03.6.- OPERACIÓN EN BLU

Se recomienda el uso del código fonético ICAO para el trabajo en random. Para las “R” finales (ver en controles) se utilizará la palabra “Roger” repetidamente.

03.7.- OPERACIÓN EN FSK441

Para este modo se recomiendan periodos de transmisión y de escucha de 30 segundos. El software WSJT, que emplea este modo, está diseñado para decodificar automáticamente cualquier señal que se haya recibido en el periodo de 30 segundos de escucha al acabar éste, mostrando el resultado en pantalla. Por lo demás, la operación en FSK441 es similar a la empleada en BLU, esto es, cada operador enviará información basada en lo que hayan recibido de la otra estación (ver a continuación).

03.8.- PROCEDIMIENTO OPERATIVO GENERAL

Existe un procedimiento armonizado por la IARU Región 1 para las comunicaciones por MS donde se describen tanto los periodos de transmisión y de recepción dependiendo de la modalidad empleada, frecuencia, los reportes, controles a emplear, así como el procedimiento general de una comunicación. Este procedimiento, resumido, sería el siguiente:

Llamada:

Intercambio de controles

Cuando se tenga la positiva evidencia de escuchar a nuestro corresponsal, tanto en modo cita como en modo random, se comenzará el envío del control, consistente en dos números, de la siguiente manera:

Las cifras de control se incluyen después de los dos indicativos tres veces en CW y FSK441 (en modalidades digitales), y dos veces en BLU.

Respecto al control, consta de dos cifras. La primera cifra se refiere a la duración del burst y la segunda a la intensidad máxima de señal. El significado o valor de cada número es el siguiente:

Aunque la fuerza de las reflexiones varíen durante el contacto, jamás debe cambiarse el control enviado.

Confirmación de los controles

Cuando cualquiera de ambas estaciones tenga copiados indicativos completos y el control, puede transmitir la confirmación. Esto signidica que todas las letras y números han sido recibidos. Para ello repetira la transmisión del control, pero insertando una letra “R” (de confirmación) antes del número de control enviado, ej.:

En el caso de que el indicativo de la estación confirmante acabara en la letra “R”, deberá enviar doble “RR”, es decir, “RR28RR28RR28...”. Ejemplo (confirma la estación EA3KR):

La estación que reciba el control R y posea la información completa (ambos indicativos), pasará a transmitir continuas R (“RRR...”) finales, hasta obtener las “RRR...” del corresponsal. Cada 8 “R” transmitidas deberá insertar su indicativo:

Requerimientos para un contacto completado

Un contacto se considera completado cuando ambos operadores tengan copiados los indicativos completos, el control y la confirmación de que el otro operador ha hecho lo mismo. Esta confirmación pasa por que ambos operadores hayan recibido la “R” precedida del control, o al menos tres “R” consecutivas. Con esto se confirma que el otro operador ha hecho lo mismo.

Información perdida

Si un corresponsal recibe del otro un reporte de confirmación en una etapa anterior del contacto, es que el otro operador ya tiene toda la información que necesita, pero el primero no.

Existe un código de letras para recabar del corresponsal la información necesaria o advertirle de problemas en su transmisión. Este código, que debe ser usado con mucho cuidado para evitar confusiones, es como sigue:

La serie de letras correspondientes a la información requerida debe ser enviada ininterrumpidamente en los períodos de transmisión, hasta obtener la respuesta del corresponsal. Este debería responder enviando solamente la información requerida.

04.- DATOS CELESTES

Para el caso de las lluvias de meteoros, éstas suelen tener lugar en fechas y direcciones concretas del firmamento celeste, y para los aficionados a la astronomía, la localización o “radiante” del cielo desde donde la lluvia parece tener su origen se expresa mediante dos coordenadas celestes, la “Ascensión Recta”, AR, y la “Declinación”, DCL.

El sistema de Declinación-Ascensión Recta es un sistema de coordenadas celestes, muy empleado en astronomía, que permiten ubicar cualquier astro o evento en el firmamento. Ambas coordenadas, Declinación y Ascensión Recta, se pueden expresar en unidades angulares (grados, minutos y segundos), pero también, y más habitualmente, se expresan en unidades horarias, esto es, en horas y minutos. En efecto, las circunferencias celestes son recorridas en 24 horas, lo que significa que una hora equivale a 15 grados de arco de circunferencia.

La ascensión recta RA equivale a la longitud terrestre, pero en coordenadas celestes, y su medición se realiza desde el oeste hacia el este.

La declinación DCL equivale a la latitud terrestre, pero en el firmamento, y será positiva o negativa, según esté el punto indicado del firmamento en el hemisferio norte o el sur del firmamento. Estos hemisferios celestes están determinados por el ecuador celeste.

Para entender este sistema de coordenadas celestes, todo el firmamento es considerado una esfera (la esfera celeste) donde su centro está ocupado por la Tierra, que la supondremos puntual, y en la que está situado el observador. Los polos norte y sur del firmamento están situados en la prolongación del eje de rotación terrestre, que une los polos norte y sur geográficos de la Tierra. Por tanto, el polo norte del firmamento corresponderá al punto de éste donde apunta el eje terrestre en el hemisferio norte, y dicho punto actualmente está situado muy próximo (pero no exactamente) a la estrella Polar. Para un observador terrestre situado en el hemisferio norte, mirar en dirección a la estrella Polar es prácticamente mirar en la dirección del eje terrestre, y debido a la rotación de la Tierra alrededor de su eje, a lo largo del día el observador verá que el firmamento rotará alrededor de la estrella Polar (polo norte celeste), la cual apenas modificará su posición.

El Ecuador celeste será la circunferencia que se genera en el firmamento al ser cortada la esfera celeste por un plano perpendicular al eje terrestre (que apunta al norte celeste, esto es, a la estrella Polar). Desde nuestra ubicación en la superficie terrestre, si dirigimos un eje visual hacia el norte del firmamento (hacia la estrella Polar aproximadamente), el plano ecuatorial celeste será el plano perpendicular a este eje visual desde su posición en la superficie terrestre. El Ecuador celeste correspondería a la proyección sobre el firmamento del plano del ecuador terrestre.

Dado que el eje terrestre no es perpendicular al plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, el ecuador celeste no estará alineado con el plano que contiene la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Si en el modelo anterior se proyecta el plano de la órbita terrestre sobre el firmamento, dará lugar en éste a una circunferencia denominada Eclíptica. El plano de la eclíptica está inclinado 23,5 grados respecto al plano del ecuador celeste (valor conocido como ángulo de la eclíptica). La eclíptica corresponde, para un observador en la superficie terrestre, a la línea aparente que el Sol describe en el firmamento a lo largo del día, y que varía cíclicamente a lo largo de un año.

La circunferencia de la ecliptica intersecciona con la del ecuador terrestre en el anterior modelo en dos puntos muy concretos diametralmente opuestos (opuestos 180 grados, esto es, 12 horas), denominados Punto del Equinocio Vernal (de invierno) o Primer punto de Aries y punto del equinoccio autummal (de otoño) o Primer punto de Libra. Estos dos puntos están bien definidos, y por ello van a ser la referencia para el sistema de coordenadas celestes de Ascensión Recta y Declinación.

El punto del equinocio Vernal o primer punto de Aries está en la posición donde está el Sol en el equinoccio de Primavera o equinoccio vernal, y establece el punto de referencia para la ascensión recta (AR = 0 horas). Dado que el Sol recorre a lo largo de un año completo el círculo de la eclíptica, y el plano de este círculo está inclinado respecto al plano del círculo del ecuador celeste, el punto del equinocio Vernal es el punto en el que el Sol pasa del hemisferio sur al norte (es decir, el momento en que cruza el ecuador celeste, esto es, el plano del ecuador terrestre, en sentido ascendente), cosa que ocurre hacia el 21 de marzo (iniciándose la primavera en el hemisferio norte y el otoño en el hemisferio sur).

Actualmente el punto Aries no se halla en la constelación Aries, donde sí estaba cuando fue calculado por primera vez hace por lo menos un par de miles de años, sino en la vecina constelación Piscis. Esto es debido al denominado movimiento de precesión de los equinocios (debido a que el la dirección del eje terrestre no es fija con el tiempo, sino que tiene un lentísimo movimiento de trompo cíclico, haciendo que la Tierra gire sobre sí misma como una peonza), por el cual el punto de aries se desplaza cíclicamente a lo largo del tiempo, desplazándose 50,290966 segundos por año. Cada ciclo del movimiento de precesión dura unos 25.700 años, lo que significa que el punto de Aries volverá a estar en la misma posición de la esfera celeste cada 25.700 años.

Por este mismo motivo, el punto de Libra, diametralmente opuesto al punto de Aries (AR = 12 horas, DEC = 0 grados) actualmente ya no está en la constelación Libra, sino en la vecina constelación Virgo. Astronómicamente, el punto de Libra es el punto de la esfera celeste en en el que el Sol pasa del hemisferio Norte celeste al hemisferio Sur celeste (cuando vuelve a cruzar el ecuador celeste, pero en sentido descendente), cosa que ocurre hacia el 21 o 23 de septiembre (iniciándose el otoño en el hemisferio norte y la primavera en el hemisferio sur).

También existe el movimiento de nutación del eje terrestre, por el cual la orientación del eje terrestre varía cíclicamente con el tiempo (debido a la influencia de la Luna), lo que afecta a la orientación del plano del ecuador terrestre, y por tanto, al ecuador celeste. Y además, Venus y Júpiter principalmente, por efectos gravitacionales, afectan a la órbita terrestre alrededor del Sol, de manera que el eje de giro de la órbita terrestre (que es ligeramente elíptica) gire muy lentamente en el mismo sentido del desplazamiento de la Tierra, a razón de unos 12 segundos de arco anuales (la elipse de la órbita terrestre realizaría un giro completo cada 108.000 años aproximadamente).

La AR será el ángulo en el ecuador celeste respecto al Punto del Equinocio Vernal (AR=0), y en dirección hacia el este, por lo que es una medida de la longitud en coordenadas celestes. Típicamente se mide en horas (una hora = 15 grados), minutos y segundos hacia el este a lo largo del ecuador celeste, por lo que sus valores van de 0 a 24 horas. Ello hace que el efecto de la rotación terrestre sobre el movimiento aparente de los astros u objetos en el firmamento se reduzca a la ascensión recta.

La DCL será entonces la medida de latitud en el firmamento, tomada a partir del ecuador celeste, esto es, es el ángulo que forma el astro u objeto celeste respecto al ecuador celeste. Su valor será de 0 grados en los puntos del firmamento situados en el ecuador celeste, y de 90 grados para los polos norte y sur del firmamento terrestre. Típicamente la DCL se expresa en grados de circunferencia terrestre, y no en unidades horarias como la ascensión recta, y es positiva si está al norte del ecuador celeste y negativa si está al sur.

El sistema de coordenadas celestes basado en el uso de la Ascensión Recta y la Declinación es universal, es decir, no depende de la ubicación geográfica del observador, ya que es la propia Tierra la que es tomada como referencia del sistema de coordenadas, aunque reducida a un punto. Por ello se emplea como sistema de coordenadas celestes en astronomía. En asronomía, la ascensión recta y la declinación se representan respectivamente con α (alfa) y δ (delta).

Debido a que el punto de Aries (referencia para la Ascensión Recta) varía lentamente con el tiempo debido al movimiento de precesión de la Tierra, así como el plano del ecuador terrestre (referencia para la Declinación) también varía ligeramente por el movimiento de nutación, si se quiere especificar con precisión las coordenadas celestes de cualquier objeto en el firmamento (algo muy importante en astronomía), se ha de especificar a qué época corresponde el sistema de coordenadas astronómicas empleado (para indicar la posición que ocupaba el punto de Aries). Conocida esta fecha, actualmente es fácil con los ordenadores de hoy en día convertir antiguas coordenadas celestes de un objeto del firmamento a coordenadas celestes actuales, basadas en la posición actual del punto de Aries. Durante mucho tiempo se usó el sistema de coordenadas celestes del año 1950, y más recientemente se usa el del año 2000. De todas maneras, si no se necesita una elevada precisón en las coordenadas celestes (y en meteor-scatter no es necesario), a lo largo de una vida humana se puede considerar que el sistema de coordenadas celestes practicamente no varía.

Existe otro sistema de coordenadas celestes que es de carácter local, y que por tanto depende de la ubicación del observador, ya que toma a éste como referencia de este sistema de coordenadas. Es el sistema de coordenadas celestes de Azimuth y Altitud, y estas coordenadas están referidas para la ubicación geográfica del observador, por lo que cuando se dan las coordenadas de azimut y altitud de un cuerpo o astro en la bóbeda celeste según este sistema de coordenadas, se ha de indicar para qué ubicación geográfica corresponden, y también a qué hora corresponden (ya que la posición de los objetos celestes cambian a lo largo del día respecto al observador).

El Azimuth (Az) es la dirección de un objeto celeste medida en el sentido de las agujas del reloj alrededor del horizonte del observador, partiendo desde el norte geográfico del observador. Es decir, es el ángulo o longitud de arco medido sobre el horizonte celeste que forman el punto cardinal norte y la proyección vertical del astro sobre el horizonte del observador. Se mide en grados. Así, un objeto situado en dirección norte tiene el azimut 0 grados, en dirección este será 90 grados, en dirección sur será 180 grados y en dirección oeste será 270 grados.

Estrictamente se puede definir el azimuth de un punto de la esfera celeste como la distancia angular medida en el sentido de las agujas del reloj, partiendo del norte geográfico y en sentido este, a través del horizonte astronómico del observador, hasta la intersección con el círculo que pasa por el zenith astronómico del observador y el citado punto. El zenith o cénit es el punto de la esfera celeste que está justamente sobre la vertical del observador. El punto opuesto al zenith, que estaría justamente por debajo del observador, se denomina nadir.

La Altitud es la elevación que presenta el objeto en la bóbeda celeste respecto al horizonte, medida en la dirección dada por el azimuth, expresada en grados. Así, si el objeto está justamente en la vertical del observador, esto es, el zenith astronómico, su altura será de 90 grados. La altitud del nadir será de -90 grados.

Referido al sistema general de coordenadas astronómicas, la posición del zenith tiene una declinación (DCL) igual a la latitud geográfica del observador.

05.- DATOS DE LLUVIAS METEÓRICAS PARA METEOR-SCATTER

Están catalogadas más de mil lluvias meteóricas a lo largo del año, que dan lugar a un aumento de caídas de meteoritos que pueden favorecer las comunicaciones por MS. Sin embargo, son relativamente pocas las que son idóneas para realizar las comunicaciones por MS. Estas son, según la International Meteor Organization (IMO) las siguientes:

Cuadrántidas (QUA) (01-05 enero)
Líridas (LYR) (16-25 Abril)
Eta Acuáridas (ETA) (19 Abril-25 Mayo)
Perseidas (PER) (01-14 Agosto)
Oriónidas (ORI) (10-25 Octubre)
Leónicas (LEO) (10-23 Noviembre)
Gemínidas (GEM) (07-17 Diciembre)

Las fechas indicadas corresponden al periodo de actividad típico de estas lluvias, periodo que corresponde a las fechas en que la Tierra cruza en su movimiento orbital la órbita que siguen los correspondientes enjambres meteóricos. Dentro del periodo de actividad de cualquier lluvia meteórica habrá una fecha en el que habrá un máximo de la lluvia, con mayor caída del número de partículas meteóricas, y normalmente tiene lugar hacia la mitad del periodo de actividad de la lluvia.

Dado que las fechas de los periodos de actividad y de sus máximos puede variar de un año a otro debido a variaciones en el calendario, en astronomía se emplea la “Longitud Solar” para definir con precisión la lluvia meteórica, ya que este dato es una medida precisa de la posición de la órbita terrestre cuando cruza con la órbita que sigue el enjambre meteórico (es un dato angular de la órbita terrestre teniendo como referencia un punto muy concreto de la órbita terrestre, el equinoccio de primavera o equinoccio vernal, cuya fecha es bien conocida).

Otro dato que se proporciona sobre las lluvias meteóricas es la ascensión recta (RA) y declinación (DCL) del radiante de la lluvia. Debido al movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol, la posición del radiante se desplaza a través del cielo a lo largo del periodo de actividad de la lluvia. Por ello normalmente los datos RA y DCL del radiante de una lluvia meteórica se dan para las fechas del máximo de actividad de la lluvia. Esto se debe tener en cuenta en casos de lluvias meteóricas con periodos de actividad grandes, cuando se desea practicar la MS en los días más alejados del máximo de la lluvia (se ha de recalcular la posición del radiante).

Para las distintas lluvias meteóricas otro dato que se proporcionan son el ZHR (reflexiones por hora) y el THZ (Tasa horaria cenital). La THZ expresa el número máximo de meteoros por hora que un observador ideal puede observar bajo condiciones atmosféricas ideales y con el radiante de la lluvia ubicado justamente sobre su cabeza. El ZHR indica el número de reflexiones escuchadas por hora durante la lluvia en la banda de 2 metros (144 MHz). Normalmente estos dos datos se expresan para el máximo de la lluvia meteórica. Cuando el máximo de actividad de una lluvia meteórica se mantiene elevada por un periodo inferior a una hora, o las condiciones de observación fueron muy malas, se usa la THZ estimada (THZE), la cual es menos precisa que la THZ normal.

Las velocidades de caída aparente de los meteoros oscila entre los 11 km/s y los 72 km/s, siendo la velocidad promedio la de 40 km/s. A este respecto, según la velocidad aparente de caída de las partículas meteóricas, éstas las podemos clasificar como:

Los datos de posición RA y DCL de los distintos radiantes, así como las fechas de las lluvias meteóricas y sus máximos pueden variar algo lo largo de los años por cuestiones de calendario, por lo que es recomendable consultar en las fuentes de información disponibles (Internet, etc...) para cada año para qué fechas se esperan las lluvias meteóricas deseadas.

En Internet se encuentran páginas donde recopilar información sobre lluvias meteóricas. Por ejemplo las dos siguientes (activas a fecha del año 2002):

ÍNDICE

01.- LA PROPAGACION POR "METEOR-SCATTER" (MS)

01.1.- QUÉ ES EL METEOR-SCATTER