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La Ionosfera - Struttura e anomalie

 

 


 

LA IONOSFERA

 

 

Cenni teorici

 

di Fabio Bonucci, IK0IXI - KF1B

 


 

Cos'è?

L'atmosfera varia in densità e in composizione a seconda dell'altitudine sopra la superficie terrestre. La parte più bassa dell'atmosfera è chiamata troposfera e si estende dalla superficie fino a circa 10 km. I gas in questa regione sono prevalentemente di molecole di ossigeno (O2) e molecole di azoto (N2). In questa regione, che contiene il 90% dell'atmosfera terrestre e il 99% del vapore acqueo, si concentra tutto “l’ambiente meteorologico” del nostro pianeta. Il jet-stream ad alta quota si trova vicino alla tropopausa, alla fine della parte superiore di questa regione. L'atmosfera sopra ai 10 km è chiamata stratosfera. Il gas è ancora abbastanza denso al punto che i palloni ad aria calda possono ascendere alle altezze di 15 - 20 km e i palloncini ad elio a quasi 35 km, ma l'aria si assottiglia rapidamente e la composizione del gas si modifica leggermente con l’aumento di altitudine. All'interno della stratosfera la radiazione solare in entrata alle lunghezze d'onda al di sotto 240 nm. è in grado di rompere (o dissociare) le molecole di ossigeno (O2) in singoli atomi di ossigeno, ciascuno dei quali, a sua volta, può combinarsi con una molecola di ossigeno (O2), per formare l'ozono, una molecola di ossigeno composta di tre atomi di Ossigeno (O3). Questo gas raggiunge una densità di picco di poche parti per milione in un'altitudine di circa 25 km.
Il gas diventa sempre più rarefatto ad altitudini più elevate e siamo nella mesosfera. Ad altezze di 80 km, il gas è talmente sottile che elettroni liberi possono esistere per brevi periodi di tempo prima di essere “catturati” da uno ione positivo vicino. L'esistenza di particelle cariche a questa altitudine segnala l'inizio della ionosfera, una regione che ha le proprietà di un gas e di un plasma.

 

 

 



Com’è fatta?
 

Nella parte più esterna, i raggi solari colpiscono l'atmosfera con una densità di potenza di 1370 Watt per m2, un valore noto come "costante solare". Questo livello di intensa radiazione si sviluppa su un ampio spettro che va dalle frequenze radio tramite i raggi infrarossi (IR), la luce visibile fino ai raggi X. La radiazione solare a raggi ultravioletti (UV) e a lunghezze d'onda più corte sono considerate "ionizzanti", in quanto i fotoni di energia a queste frequenze sono in grado di scalzare un elettrone da un atomo neutro di gas o di una molecola durante una collisione. Il disegno concettuale di seguito è una spiegazione semplificata di questo processo. 

 

 

 

 

 

La radiazione solare incide su un atomo del gas (o molecola). Nel processo, parte di questa radiazione è assorbita dall’atomo e vengono prodotti un elettrone libero e uno ione con carica positiva. Anche i raggi cosmici e il vento solare svolgono un ruolo in questo processo, ma il loro effetto è minore rispetto a quello dovuto alle radiazioni elettromagnetiche del sole. 

 

 


Ai più alti livelli dell’atmosfera esterna della Terra, la radiazione solare è molto forte ma ci sono pochi atomi con i quali interagire, quindi la ionizzazione è minima. Come la quota diminuisce, più atomi di gas sono presenti e il processo di ionizzazione aumenta. Al tempo stesso, però, un processo chiamato ricombinazione comincia a verificarsi; un elettrone libero è "catturato" da uno ione positivo se si muove abbastanza vicino ad esso. Con l'aumentare della densità del gas a bassa quota, il processo di ricombinazione accelera in quanto le molecole di gas e ioni sono più vicini. Il punto di equilibrio tra questi due processi determina il grado di "ionizzazione" presente in un dato momento. 

Alle quote ancora inferiori, il numero di atomi di gas (e molecole) aumenta ulteriormente e vi è quindi più possibilità di assorbimento di energia da un fotone di radiazione solare UV. Tuttavia, l'intensità di questa radiazione è inferiore a tali altitudini perché parte di essa è stata già assorbita ai livelli più elevati. A questo punto quindi, la minore radiazione, la maggiore densità del gas e il maggior rapporto di ricombinazione fanno scendere, con la quota, il tasso di ionizzazione complessivo. Questo ciclo di evoluzione-involuzione porta alla formazione di picchi di ionizzazione chiamati strati ionosferici  contraddistinti come D, E, F1, F2





Strato D 
Lo strato D è lo strato più interno, da 50 km a 90 km sopra la superficie della Terra. La ionizzazione qui è dovuta alla radiazione alla lunghezza d'onda di 121,5 nm che ionizza l’ossido nitrico (NO). Inoltre, quando il sole è attivo con 50 o più macchie solari, i raggi X alti (lunghezza d'onda <1 nm) possono ionizzare l'aria (N2, O2). Durante la notte i raggi cosmici producono una quantità residua di ionizzazione. La ricombinazione è elevata nello strato D, così l'effetto netto di ionizzazione è molto basso e di conseguenza ad alta frequenza (HF) le onde radio non vengono riflesse dallo strato D. La frequenza di collisione tra gli elettroni e altre particelle in questa regione durante il giorno è di circa 10 milioni di collisioni al secondo. Lo strato D è principalmente responsabile per l'assorbimento di onde radio HF, in particolare a 10 MHz e inferiori, con assorbimento progressivamente minore come la frequenza diventa più alta. L'assorbimento è minimo di notte e massimo di giorno. Lo strato si riduce notevolmente dopo il tramonto, ma rimane presente a causa dei raggi cosmici galattici. Un esempio comune di livello D in azione è la scomparsa di lontane stazioni AM broadcast band durante il giorno. 
Durante gli eventi solari che producono protoni, la ionizzazione della regione D può raggiungere livelli insolitamente elevati di nei alte latitudini e polari. Tali eventi sono noti come Polar Cap Absorption (o PCA) perché l'aumento di ionizzazione incrementa significativamente l'assorbimento dei segnali radio che passano sulle regioni polari. In effetti, il livello di assorbimento può aumentare di molte decine di dB durante gli eventi intensi ed è sufficiente ad assorbire la maggior parte (se non tutte) le trasmissioni del segnale radio HF. Tali eventi in genere durano da meno di 24 a 48 ore. 

Strato E 
Lo strato E è il livello medio, 90 km a 120 km sopra la superficie della Terra. La ionizzazione delle molecole di ossigeno O2 è dovuta a raggi X più bassi (1-10 nm) e maggiormente ai raggi ultravioletti (UV). Normalmente questo livello non può che riflettere le onde radio con frequenze inferiori a circa 10 MHz e ha un effetto negativo sulle frequenze superiori a 10 MHz a causa della sua parziale assorbimento di tali onde. Tuttavia, durante gli eventi intensi può presentarsi uno strato E sporadico che può riflettere frequenze fino a 250 MHz. La struttura verticale dello strato E è determinata soprattutto dagli effetti concorrenti di ionizzazione e ricombinazione. Di notte lo strato E comincia a scomparire, perché la fonte primaria di ionizzazione non è più presente. Ciò si traduce in un aumento in altezza, dove lo strato di massimizza perché ricombinazione è più veloce nei bassi strati. Anche i cambiamenti diurni dei venti neutri ad alta quota svolgono un certo ruolo. L'aumento in altezza del limite massimo dello strato aumenta la distanza massima che le onde radio riflesse dallo strato possono raggiungere. 
Questa regione è anche conosciuta come la Kennelly-Heaviside, o semplicemente lo strato di Heaviside. La sua esistenza era stata prevista nel 1902 in modo indipendente e quasi contemporaneamente dall’ingegnere americano Arthur Edwin Kennelly (1861-1939) e il fisico inglese Oliver Heaviside (1850-1925). Tuttavia, la sua esistenza è stata confermata solo nel 1924 da Edward V. Appleton.

 
Strato ES 
Lo strato di Es o strato E-sporadico. La propagazione E sporadica è caratterizzata da piccole nuvole di ionizzazione intensa, che può supportare le riflessioni delle onde radio dai 25 ai 225 MHz. Lo E Sporadico può durare da pochi minuti a diverse ore e rendere i radioamatori entusiasti dato che permette di collegare stazioni a distanze che sono generalmente irraggiungibili. Ci sono molteplici cause di sporadico-E che sono ancora studiate dai ricercatori. Questa propagazione si verifica più frequentemente durante i mesi estivi con manifestazioni molto evidenti, ma anche durante l’inverno vi sono eventi seppur in misura minore. Durante l'estate questa modalità permette collegamenti ottimi grazie ai suoi elevati livelli di segnale. Lo skip in genere di circa 1000 km. Distanze per gli eventi di salto breve possono essere circa a 700 km fino a 2.000 (o più) per un lungo, unico hop. Sono possibili douple-hop (doppi salti)

Strato F 
Lo strato F, conosciuto anche come lo strato di Appleton, si trova tra 120 km e 400 km sopra la superficie della Terra. È  lo strato più alto della ionosfera. Qui i raggi ultravioletti estremi (UV, 10-100 nm) della radiazione solare ionizzano gli atomi di ossigeno. Lo strato F è costituito di notte da uno strato singolo, ma in presenza di luce solare (durante il giorno), si divide in due strati, classificati come F1 e F2. Questi strati F sono i responsabili della maggior parte della propagazione ionosferica delle onde radio a tutte le distanze.

 

 

 

 

 

Modello Ionosferico
Un modello ionosferico è una descrizione matematica della ionosfera come una funzione di posizione, altitudine, giorno dell'anno, la fase del ciclo solare e dell'attività geomagnetica. I modelli sono solitamente espressi come computer softwares. Il modello può essere basato sulla fisica di base delle interazioni degli ioni e gli elettroni con l'ambiente neutro e luce del sole, oppure può essere una descrizione statistica basata su un gran numero di osservazioni o una combinazione di fisica e osservazioni. Uno dei più usati modelli di riferimento internazionale è la Ionosfera IRI 2007, che è sulla base di dati. L’International Reference Ionosphere (IRI) è un progetto internazionale promosso dalla commissione per la ricerca spaziale (COSPAR) e l'Unione Internazionale delle Radio Science (URSI). I principali fonti di dati sono la rete mondiale di ionosonde, gli Incoherent Scatter Radars (Jicamarca, Arecibo, Millstone Hill, Malvern, St. Santin), i top sounders ISIS e Alouette, e gli strumenti a bordo di diversi satelliti e razzi. L’IRI è aggiornato annualmente. Nel 2009 l’IRI è stato istituito come standard TS16457 dalla International Organization for Standardization (ISO). L’IRI è molto accurata nel descrivere la variazione della densità di elettroni dal limite inferiore della ionosfera all'altitudine di massima densità e nel descrivere il contenuto elettronico totale (TEC). Attualmente il modello matematico più affidabile è VOACAP, sviluppato negli anni '80 dai ricercatori americani e reso di pubblico dominio nel 1995.

 

Anomalie al modello ideale 


La teoria generale idealizza che ogni strato sia liscio e uniforme. In realtà la ionosfera è un grumoso, strato nuvoloso con macchie irregolari di ionizzazione. 

Anomalia invernale

A medie latitudini, la produzione di ioni nello strato F2 di giorno è più elevato in estate, come previsto, dal momento che il sole splende più direttamente sulla Terra. Tuttavia, ci sono cambiamenti stagionali nel rapporto molecolare-atomico nell'atmosfera neutra che causano un superiore tasso di perdita di ioni d'estate. Il risultato è che l'aumento della perdita d'estate supera l'aumento della produzione, e la ionizzazione F2 totale è in realtà inferiore nei mesi estivi locali. Per cui la foF2 (frequenza critica dello strato F2) diurna è maggiore in inverno che in estate, mentre dopo il tramonto avviene il contrario. L'anomalia invernale è sempre presente nell'emisfero settentrionale, specie alle medie latitudini, ma di solito è assente nel sud del mondo durante i periodi di bassa attività solare. Alle medie latitudini dell'emisfero settentrionale si verifica, da parte dello strato D, un assorbimento superiore nei mesi invernali.

 

Anomalia equatoriale

Entro circa ± 20 gradi dall'equatore magnetico, vi è l’anomalia equatoriale. Si tratta di una concentrazione di ionizzazione nello strato F2. Le linee di campo magnetico terrestre sono 
orizzontali all'equatore magnetico. Il riscaldamento solare e le oscillazioni delle maree 
nella bassa ionosfera fanno spostare il plasma sopra e attraverso le linee di campo magnetico.

Questo instaura un movimento di corrente elettrica nella regione E che, con il campo magnetico orizzontale, forza la ionizzazione fin dentro lo strato F, concentrandola a ± 20 ° dall'equatore magnetico. Questo fenomeno è noto come la fontana equatoriale. 



 

 

 

Elettrogetto equatoriale

Il vento solare genera la cosiddetta corrente Sq (solar quiet) nella regione E della ionosfera terrestre (100-130 km di altitudine). Derivante da questa corrente è un campo elettrostatico diretto E-W (alba-tramonto), nella parte giorno della ionosfera equatoriale. Al dip magnetico equatoriale, dove il campo geomagnetico è orizzontale, questo campo elettrico genera un maggiore flusso di corrente verso est entro ± 3 gradi dell'equatore magnetico, noto come l'elettrogetto equatoriale.

 

 

Perturbazioni ionosferiche 



X-rays: improvvisi disturbi della ionosfera (SID)

Quando il sole è attivo, si possono verificare forti brillamenti solari che colpiscono la 
Terra
con raggi X sul suo lato soleggiato. Essi penetrano lo strato D che aumenta rapidamente l'assorbimento, causando un blackout radio HF (3-30 MHz). Durante questi eventi le Very Low Frequency (3 - 30 kHz) saranno riflesse dal livello D al posto dello strato E.  Quando il disturbo improvviso della ionosfera (SID) termina, gli elettroni nello strato D si ricombinano rapidamente e i segnali ritornano alla normalità. 


I protoni: l'assorbimento calotta polare (PCA)

Associato a brillamenti solari, è un rilascio di protoni ad alta energia. Queste particelle possono colpire la Terra da 15 minuti a 2 ore dal brillamento solare (flare). I protoni si allineano a spirale intorno e lungo le linee del campo magnetico della Terra e penetrano nell'atmosfera in prossimità dei poli magnetici aumentando la ionizzazione degli strati D ed E. Il PCA è in genere dura da circa un'ora a più giorni, con una media compresa tra 24 e 36 ore. Lo si può vedere in tempo reale nell'apposita pagina.

 
Tempeste geomagnetiche

Una tempesta geomagnetica è un disturbo temporaneo ma intenso della magnetosfera Terrestre. Durante una tempesta geomagnetica lo strato F2 diverrà instabile, frammentario, e può anche scomparire completamente. Ai poli Nord e Sud sarà osservabile l’aurora.

 

 

 

Fulmini 

Un fulmine può causare perturbazioni della ionosfera nella regione D attraverso delle onde radio VLF lanciate nella magnetosfera. Queste cosiddette "onde Whistler” sono in grado di interagire con le radiazioni e particelle solari e farle precipitare sulla ionosfera, aggiungendo ionizzazione allo strato D. Questi disturbi sono chiamati Lightning-induced Electron Precipitations (LEP). Ionizzazioni aggiuntive possono verificarsi anche da riscaldamento diretto / ionizzazione come un risultato di grandi movimenti di cariche nei fulmini. Questi eventi sono chiamato Early / Fast. Nel 1925, C.F. Wilson ha proposto un meccanismo mediante il quale una scarica elettrica dalle tempeste di fulmini potrebbe propagarsi verso l'alto, dalle nuvole alla ionosfera. Nello stesso periodo, Robert Watson-Watt, che lavorava presso la Radio Research Station a Slough, Regno Unito, ha suggerito che lo strato E sporadico (Es) sembra essere migliore in conseguenza di un fulmine ma che le ricerche dovevano essere approfondite. Nel 2005, C. Davis e C. Johnson, presso il Rutherford Appleton Laboratory in Oxfordshire, Regno Unito, hanno dimostrato che lo strato Es era effettivamente migliorato a seguito di attività ceraunica. La loro successiva ricerca si è concentrata sul meccanismo con cui questo processo si può verificare. In ogni caso le possibili interazioni fulmini-ionosfera, anche se saranno dimostrate, potranno interessare solo gli strati più bassi D e E.

 


Le perturbazioni ionosferiche sono costantemente tenute sotto controllo dai principali enti di ricerca mondiali e al verificarsi di un evento ne viene data immediata comunicazione . Vedi bollettino.

 

 

Bibliografia:  Kenneth Davies, Ionospheric Radio, Peter Peregrinus Ltd. , London, 1990

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