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sábado, 14 de junio de 2014

Hagalo usted mismo:  Antena de Loop Magnetico


Una antena economica, facil de armar y descomplicada de operar que con muy pocos elementos caseros dara un excelente desempeño


Toda señal de radio esta compuesta por un componente (campo) electrico y un componente (campo) magnetico, la magnitud del campo electrico de una señal de radio es mayor que la del campo magnetico, sin embargo, la mayor cantidad de ruido que un radio capta es del tipo electrico, lo que significa que una señal debil facilmente es “borrada” por el ruido electrico (quien no ha sufrido cuando encienden un motor, transformadores electricos, bombillos ahorradores, PC, cable-modems, etc.). ejemplos de antenas que captan la componente electrica son: todas las antenas verticales, dipolos, hilos largos, yagi, log.

La atencion se centra entonces en tratar de captar SOLO la componente magnetica de la señal de radio.

La antena Loop Magentico es una antena que capta solo el campo magnetico de una señal de radio, lo que garantiza que muchos de los ruidos de tipo electrico no sean captados, eso significa inmunidad a estos ruidos, por eso su nombre: Magnetico.

Adicionalmente el Loop Magnetico posee un alto grado de directividad, de esta manera es posible cancelar señales indeseadas simplemente girando la antena sobre su propio eje.

El Loop Magnetico no requiere altura, ni ubicación aislada, la que empleo incluso esta sobre la misma mesa en que tengo el radio, dentro de casa.

Como es la antena?   

La antena Loop Magnetica no es otra cosa mas que un circuito tanque o sintonizado, compuesto por una bobina principal (loop ó bucle) y un condensador variable, ambos conectados en paralelo. La señal de radio captada y sintonizada por este duo se transfiere magneticamente sobre una segunda bobina (bobina captora ó captadora) que lleva esta señal al radio, Ver fig.1.

Diagrama de conexiones y ubicacion de elementos de la antena Loop Magnetico
Fig. 1
Construccion:

En la practica, las bobinas (principal y captora) se elaboran haciendo un aro en alambre (cobre) calibre 10 awg.  sin unir ni soldar los dos extremos del aro, ademas no importa si el alambre tiene o no funda de aislamiento plastico. 

La bobina captora se ubica dentro del circulo formado por la bobina principal, todo el conjunto se puede sostener en un soporte no metalico (madera, pvc, etc.) en posicion vertical, ver Fig. 2.




Apariencia fisica de la antena, la bobina captora debe estar en el sitio opuesto (180º) al condensador variable (base)
Fig. 2

La longitud del alambre para hacer la bobina principal, es de 2,50 mts, que al moldear para formar un circulo, se convierte en un aro de 80 cms de diametro. La longitud del alambre para la bobina captora es de 50 cms lo que se convierte en un aro de 16 cms de diametro. Aquí un dato importante: “el diametro de la bobina captora siempre debe ser 1/5 del diametro de la bobina principal”.

La extremos de la bobina principal se soldan al condensador varible (500pF) formando un ciruito en paralelo, ver fig. 3.


Un extremo de la bobina principal se solda a un terminal del condensador, de igual forma el otro extremo al otro terminal del condensador 
Fig. 3

Los extremos de la bobina captora se soldan al cable coaxial (50 Ohms) que va conectado a los terminales de antena del radio, ver Fig. 3.

Importante: “la bobina captora siempre se ubica en el sitio opuesto al sitio donde se conectan la bobina principal y el condensador

Conexion del cable coaxial a la bobina captora que en este caso es un trozo de tubo de cobre para freno de autos,  pese a usar un conector RCA las perdidas resultan despreciables
Fig. 3
  
Operación: 

Solo basta girar el mando del condensador variable hasta observar/obtener la maxima señal en el radio, es posible aumentar aún mas la señal, si se gira la antena sobre su eje, buscando orientar la antena hacia el sitio emisor, eso es todo.

Cada vez que se cambie de frecuencia, cambios mayores a 100 Khz, hay necesidad de reajustar el control del condensador (re-sintonizar) con el fin de obtener la maxima señal recibida.

Observaciones:

La antena presenta una baja impedancia de salida (50 Ohms aprox.) por lo que no hay necesidad de usar acopladores ni balun ninguno, se puede conectar directamente al radio.

La calidad del audio captado es muy superior (mas limpio y silencioso) al que se escucha cuando se capta el campo electrico, sin embargo su magnitud es ligeramente inferior.

La antena con estas dimensiones fisicas es capaz de resonar 100% desde 4Mhz hasta 24Mhz, sin embargo, si se adiciona un condensador de valor fijo (entre 400pF y 600pF) conectandolo en paralelo con el duo bobina principal+condensador variable, la antena sera capaz de sintonizar señales desde 2 Mhz pero, se reducira la frecuencia maxima que puede sintonizar (5Mhz), ver Fig. 4.

Al añadir mas condensadores a la antena el rango de cobertura se desplaza hacia frecuencias mas bajas
Fig. 4

El ajuste (sintonia) de la antena a cualquier frecuencia se debe hacer de manera lenta para poder determinar exactamente el sitio donde mejor se acopla una señal.

Es posible elaborar un sistema motorizado para controlar el giro del control del condensador de manera remota, pensando en montar la antena alejada de nosotros, pero con el fin de hacer simple la operación y no habiendo necesidad imperiosa de montar la antena en el exterior, no se uso.

El presente diseño es optimo SOLO para recepcion, para transmitir hay que emplear condensadores que soporten altos voltajes y reforzar todas las conexiones.

Llevo usando este tipo de antena por mas de 15 años y debo confesar que siempre me sorprende agradablemente a pesar de su apariencia rustica y emplear materiales de reciclaje.




Corto video mostrando como sintonizar a una frecuencia en particular y orientar la antena para mejorar el nivel de la señal.

viernes, 10 de enero de 2014

El Sol y la Propagacion de señales de radio


INFLUENCIA DEL SOL SOBRE LA IONOSFERA



Si se quiere tener una buena estimación del estado de la ionosfera y de la propagación de señales de radio, siempre se debe observar el comportamiento del sol, sus niveles de radiación electromagnética (rayos X, UV, etc.), la emisión de partículas (protones, CME, Viento solar, CH), así como también, el estado del campo magnético terrestre (campo magnético).

Hoy en día existen los medios y agencias que de manera gratuita suministran estas informaciones basándose en sensores satelitales que nos permiten tener en tiempo real las mediciones de estos fenómenos.

Constitución y propiedades de la ionosfera
El sol es una fuente de radiación electromagnética, esta radiación abarca longitudes de onda que van desde las ondas de radio, la luz infra-roja, luz visible, rayos ultravioleta, rayos X y mas allá.


En general la mayor radiación llegara sobre la cara iluminada de la tierra, es decir donde es de día, en particular, la radiación ultravioleta al llegar a las capas superiores de la atmósfera y debido a procesos térmicos (foto-ionización), interactúa con algunos elementos de estas capas, formando una capa ionizada llamada: Ionosfera.

La ionosfera por sus características eléctricas es un medio que permite el paso, absorción, o refracción de señales de radio que llegan a ella, esto quiere decir, que según sea el estado de la ionosfera, se afecta la propagación de señales de radio a través de ella, abarcando señales desde las extremadamente bajas frecuencias (ELF) hasta las extremadamente altas frecuencias (EHF). 

Dependiendo de la hora del día, la ionosfera tendrá diversas capas: durante el día: D, E, F1, y F2, durante la noche únicamente: E y F.


Para frecuencias por debajo de 30Mhz la ionosfera actúa como un potente reflector que devuelve hacia la tierra las señales de radio que a ella llegan, permitiendo radio-comunicaciones entre puntos distantes miles de kilómetros entre sí. 

Por encima de 30Mhz, las señales de radio usualmente penetran la ionosfera y siguen su camino hacia el espacio exterior, por este motivo estas frecuencias son útiles para comunicaciones entre la tierra y satélites o naves espaciales.


A-  La señal de radio atraviesa la ionosfera hacia el espacio exterior.

B-  La señal es absorbida por la ionosfera.

C-  La señal sufre de dispersión por irregularidades en la ionosfera.

D-  La señal es  refractada y enviada hacia la tierra.




Actividad solar

Cierta fenómenos o actividad solar afecta la ionosfera, el grado de afectacion dependera de la magnitud de esta actividad, así como también, si la actividad (radiación, etc.) al salir del sol parte con dirección hacia la tierra.

Actividades solares como: Erupciones o Llamaradas solares, Eyecciones de Masa Coronal (CME), Hueco Coronal  (CH), ó el viento solar, son las que mas afectan la ionosfera.
           

Llamaradas o Erupciones  Solares (Solar Flares)
Una erupción solar es la liberación súbita de energía por el sol, esta liberación se manifiesta como un aumento en la radiación electromagnética, es decir aumento de rayos X, rayos ultravioleta, rayos Gamma, etc. que son lanzados hacia el espacio. Hay mayor ocurrencia de erupciones solares en periodos de máximo solar (alta actividad solar) que durante periodos de mínimo solar. 

Consecuencias de una erupción solar
El aumento en los niveles de rayos X (producidos por la radiación electromagnética) sobre la tierra (llegan 8.3 minutos después de una erupción), provocan una súbita ionización (o aumento en la densidad) de la capa F lo que implica una mayor refracción de señales de radio para las frecuencias de HF incluso VHF (es decir habrá buena propagación), sin embargo, estos rayos X también hacen que la capa D se ionize (se vuelve más densa), bloqueando (absorción) el paso de algunas frecuencias de radio hacia la(s) capa(s) F (mala propagación), a esto se da el nombre de Radio BlackOut.  Los blackout solo se presentan y afectan la cara iluminada de la tierra, es decir, donde es de día.

Radio-Blackout de categoria Menor, el cuadro de la derecha indica los dB de atenuacion que ocasiona sobre cada frecuencia  
Los efectos sobre las señales de radio son:  mejoramiento en las comunicaciones en muy bajas frecuencias (VLF) en especial cuando hay erupciones de categoría M y X.

En LF, MF, y HF el efecto es nocivo, se aprecia como una mayor atenuación de las señales, aumento del ruido y del QSB, en particular en las frecuencias bajas de HF (apróx. hasta banda de 40 mts). Este efecto se conoce como desvanecimiento de onda corta (SWF - Short Wave Fadeout).

Los desvanecimientos en su mayoría tienen un inicio rápido (unos pocos minutos luego del evento) y una disminución más lenta, además las frecuencias más altas de HF rara vez se ven afectadas y de serlo (blackout severo) son las primeras en recuperarse.

El bloqueo puede durar desde algunos minutos hasta horas, dependiendo de la magnitud de los rayos X.
Una característica importante de los SWF es que la comunicación en HF se vera afectada sólo si la señal recorre algún punto de refracción ionosferica en el hemisferio iluminado. No hay efecto si todos los puntos de refracción se encuentran en el hemisferio nocturno (la capa D es muy débil en la noche).  

Otro tipo de perturbación originada por el incremento de rayos X, es el súbito disturbio ionosférico (SID), esta perturbacion suele ocurrir luego de llamaradas categoría X,  en las que se ven afectadas principalmente las frecuencias bajas de HF, y pueden ocurrir al atardecer o anochecer; Según la magnitud de la llamarada (X##) y cantidad de las mismas puede afectar frecuencias mas altas en HF. Se efecto se siente como una mayor atenuación de las señales recibidas.

Resumiendo:  altos índices de Rayos X ó de llamaradas solares significan bloqueos en la capa D, por ello  las señales de HF no pueden llegar a la capa F (radio Black-out), la afectacion inicia por las frecuencias bajas de HF y aumentara dependiendo de la magnitud de la perturbación, generalmente solo se presenta en la cara iluminada de la tierra.

Efectos por partículas energéticas (Protones)
Otro tipo de emisión solar hacia el espacio es la eyección de partículas energéticas constituidas por protones de alta energía y electrones. A los protones les toma horas ó incluso días llegar a la tierra luego del evento.
Cuando estos protones de alta energía alcanzan las capas superiores de la atmósfera cerca de los polos magnéticos, ocasiona que las capas D y E sobre las dos regiones polares de la tierra se ionizen fuertemente, es decir aumenten su densidad, ocasionando una severa absorción de señales de radio tanto en HF como en VHF, a esto se le conoce como evento PCA (Polar Cap Absorption), e impiden cualquier propagación de señales de radio.


Esta perturbacion logro atenuar en 10dB señales en 30 Mhz
Afectacion sobre el Polo Norte

Estas perturbaciones pueden durar días o semanas  dependiendo del tamaño de la erupción y que tanta influencia magnética logren ejercer sobre la tierra.

En HF sus efectos son altamente perjudiciales pues imposibilitan la propagación de señales de radio, a la vez que pueden causar daños en satélites.

Resumiendo: Altos índices de protones significan muy mala propagación de señales en HF en cualquier rango.

Efectos de Tormentas Geomagnéticas
Las eyecciones de masas coronales (CME) son grandes nubes de plasma (gases ionizados) que el sol lanza hacia el espacio. Estas nubes de plasma contienen altas concentraciones de protones, electrones, neutrinos, y suelen tomar 2 o más días en llegar a la tierra.

Las CME viajan por el espacio gracias al viento solar, y si parten con dirección hacia la tierra, pueden provocar una gran perturbación de todo el campo magnético terrestre, a esto suceso se le conoce como una tormenta geomagnética.

Durante una tormenta geomagnética, y dependiendo de su magnitud, la capa F2 puede volverse inestable, fragmentarse ó peor aun, desaparecer.




Para medir el estado del campo geomagnético se emplean los índices A y K. Cuando el valor del índice A es igual o mayor a 29 se dice que hay una tormenta geomagnética.


 
El índice Kp: es un índice planetario tomado cada 3 horas que indica la actividad geomagnética expresada en unidades logarítmicas en una escala que va desde 0 (calmado) hasta 9 (perturbacion severa).

El índice Ap: es un índice planetario diario tomado a partir de 8 mediciones del índice Kp, se expresa en unidades lineales que van desde 0 hasta 400.

Resumiendo:  Altos valores de los índices A y K significan mala propagación.

Otro tipo de actividad solar es el hueco coronal (CH Coronal Hole), el CH produce un frente de viento solar de alta velocidad con alto contenido de protones, este fenómeno también puede afectar el campo magnético terrestre dando origen a tormentas geomagnéticas y perturbaciones ionosfericas, especialmente en latitudes polares. .

El Indice de Flujo Solar (SFI - Solar Flux index) - Numero de Manchas Solares (SSN)
Ya se ha dicho que la principal fuente de electrones en la ionosfera se debe a la radiación ultravioleta (UV) proveniente del sol. Desafortunadamente en la actualidad la información en tiempo real del flujo de radiación UV no está disponible, para solventar ésto, existen dos parámetros que se usan para estimar el nivel de ionización: el índice del flujo solar (SFI) y el número de manchas solares (SSN).

El índice del flujo solar (SFI) mide la intensidad en las emisiones de radio desde el sol (ruido) en la longitud de onda de 10.7cm (2800 Mhz).

El numero de manchas solares (SSN) indica la cantidad de manchas solares diarias y en grupo, que se cuentan a parir de observaciones visuales.

Ambos parámetros guardan cierta relación con el nivel de ionización en las capas D y F, sin embargo hay que recordar siempre que la ionización depende primeramente de los niveles de rayos X y protones, además las variaciones diarias de SSN y de SFI no siempre están asociadas con cambios en la ionosfera.

La real utilidad del SFI y el SSN radica en que sirven para indicar la tendencia, de esta manera, si los índices SFI  y SSN  permanecen altos algunos días, se pueden esperar altos valores de MUF, pero también una mayor absorción.

El SFI tiene relación directa con el numero promedio de manchas solares (SSN Smoothed Sunspot Number) ya que a mayor incidencia mejora la posibilidad de propagación, existe una relación matemática entre as dos:


     
Durante los máximos solares (alta actividad solar) se obtienen altos valores de SFI.

Resumiendo:  Cuanto mayor sean los índices SFI y SSN mejores las posibilidades de buena propagación.

Finalmente, como la ionosfera (así mismo la propagación), es alterada por fenómenos naturales cuya suceso no sigue u obedece ningún patrón predefinido, es imposible preveer o anticipar el comportamiento real de ella, lo mejor y mas practico es analizar las mediciones en tiempo real que arrojan los sensores, y así conocer como se esta comportando la ionosfera para sacar mejor provecho de ella.