La ionosfera è quella fascia dell'atmosfera nella quale le radiazioni del Sole, e in misura molto minore i raggi cosmici provenienti dallo spazio, provocano laionizzazione dei gas componenti. La ionosfera si estende fra i 60 e i 450 km di altitudine e dunque appartiene parzialmente sia alla mesosfera che alla termosfera. Può essere ulteriormente divisa in strati evidenziandone le diverse proprietà elettriche, dovute alle variazioni di composizione e dell'intensità di radiazione solare ricevuta.

La ionosfera è estremamente rarefatta: pur essendo spessa centinaia di kilometri, essa contiene solamente l'1% circa della massa gassosa atmosferica complessiva. La temperatura diurna varia dai 200 K degli strati più interni ai 1500 K degli strati più esterni, maggiormente esposti al Sole. La presenza dell'illuminazione solare esercita una grande influenza sulle proprietà dei gas ionosferici, che dunque cambiano sensibilmente tra il giorno e la notte. Anche il ciclo molto più lungo dell'attività solareha effetti sensibili sulla ionosfera.

La ionosfera svolge un ruolo importante in alcune applicazioni radio; un'onda a radiofrequenza incidente su uno strato ionizzato può essere totalmente riflessa sotto opportune condizioni, al contrario di quanto accade nell'atmosfera non ionizzata (il cui indice di rifrazione presenta variazioni generalmente troppo piccole per produrre la riflessione totale di un'onda). Di conseguenza, è possibile utilizzare un modello di propagazione basato su riflessioni multiple fra la superficie terrestre e la ionosfera. Questo tipo di propagazione è abbastanza efficiente per frequenze inferiori ai 30MHz, le cosiddette onde corte, tipicamente utilizzate dalle trasmissioni radioamatoriali.

 

Strato D 

È lo strato più interno, si estende fra i 60 e i 90 km di altitudine. Il gas ionizzato è principalmente l'ossido di azoto (NO). Gli ioni e gli elettroni si ricombinano velocemente e pertanto l'effetto netto della ionizzazione è piuttosto basso, di giorno insufficiente a supportare la propagazione oltre i 3 MHz, e di notte praticamente nullo. In condizione di quiete questo strato è presente solo di giorno.

Strato E 

Si estende fra i 90 e i 130 km di altitudine. Il gas ionizzato è l'ossigeno molecolare (O2). La velocità di ricombinazione è minore rispetto allo strato D, e di notte permane una debole ionizzazione. Lo strato E può essere sfruttato per le trasmissioni fino ai 10 MHz. In condizioni di quiete, è possibile avere un residuo di ionizzazione durante le ore notturne.

Strato Es 

È uno strato sporadico, che compare talvolta alla quota di 100 km, per brevi intervalli di tempo (da pochi minuti a qualche ora). È caratterizzato da nubi elettroniche di forma lamellare e piccolo spessore (2 km circa), fortemente ionizzate, in grado di supportare la propagazione fino a 20 MHz. Attualmente si stanno studiando diverse cause che potrebbero concorrere alla formazione dello strato Es; per esempio, il calore prodotto dalla disintegrazione di sciami meteorici che entrano nell'atmosfera può creare delle scie di intensa ionizzazione, interpretabili come strati Es.

Strato F 

Si estende fra i 130 e i 450 km di altitudine. Il gas ionizzato è l'ossigeno atomico (O). Di giorno lo strato F si divide in due ulteriori sottostrati, F1 (interno) ed F2 (esterno), nei quali la ionizzazione assume proprietà differenti. Lo strato F1 si estende fino a ~240 km e contiene principalmente ioni NO+, nello strato F2, che si estende oltre i ~240 km, sono presenti soprattutto ioni O+. Lo regione F è la più importante dal punto di vista delle comunicazioni HF perché in essa si raggiungono le massime concentrazioni di densità elettronica, essendo la più spessa e la più riflettiva.

 

File:IonosphereLayers-IT.gif

Un'onda radio che raggiunge la ionosfera forza gli elettroni liberi ad oscillare alla stessa frequenza del suo campo elettrico. Se l'energia di oscillazione non viene persa per ricombinazione (cioè se la frequenza di ricombinazione è minore della frequenza dell'onda), gli elettroni cesseranno di oscillare reirradiando l'onda verso terra. Maggiore è la frequenza dell'onda incidente, maggiore sarà il numero di cariche libere necessarie per reirradiare l'onda. Nel caso non ci siano abbastanza cariche pronte ad oscillare, la riflessione totale (e quindi la propagazione ionosferica) non può avvenire.

 

Per riflettere un'onda che si propaga verso la ionosfera con un generico angolo di elevazione ψ, è necessario uno strato con indice di rifrazione n tale che (legge di Snell):

\cos{\psi} > n\,

L'indice di rifrazione n visto da un'onda a frequenza f che si propaga in un gas ionizzato dipende dal numero di cariche per unità di volume Nsecondo la relazione:

n = \sqrt{1-\frac{Ne^2}{4\pi^{2} f^{2} m\epsilon_0}}\,

dove m è la massa delle'elettrone, e è la carica dell'elettrone, ed ε0 è la costante dielettrica del vuoto. La relazione precedente può essere scritta come:

n = \sqrt{1-\left( \frac{f_c}{f}\right)^2}\,

da cui si ottiene l'angolo ψ massimo per cui avviene la riflessione totale :

\psi < \arccos{\sqrt{1-\left( \frac{f_c}{f}\right)^2}}\,

dove fc è detta frequenza critica e vale circa:

f_c \simeq 9 \sqrt{N}

La frequenza critica è quindi proporzionale a √N; in ultima analisi, essa divide il dominio delle frequenze in due parti:

  • per frequenze inferiori alla frequenza critica si ha incondizionata riflessione, qualunque sia l'angolo di incidenza; n infatti si annulla.
  • per frequenze superiori alla frequenza critica, la riflessione avviene solamente sotto un certo angolo di incidenza (che dipende dalla frequenza).

È importante notare che l'angolo di incidenza è limitato inferiormente dalla curvatura terrestre; anche utilizzando un'antenna ad un angolo di elevazione bassissimo, non è possibile ridurre l'angolo di incidenza sotto un certo valore; pertanto, la propagazione ionosferica non ha mai luogo a frequenze maggiori di 3 - 3,5 volte la frequenza critica. Per lo strato F2, che è quello maggiormente ionizzato, questo valore-limite (MUF, maximum usable frequency) vale circa 30 MHz.

 

 

 

 

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. 

 
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. 

 

 

Poiché la propagazione dipende anche dal tipo di frequenza, ora passeremo in rassegna le varie onde limitatamente a quelle che ci interessano.

 

Onde medie (MF)

Queste frequenze coprono durante il giorno distanze nell’ordine di 150 - 200 km perché a causa dell’assorbimento dello strato D vengono in parte assorbite e in parte riflesse dallo strato E.Durante la notte, come si può facilmente verificare con una normale radiolina AM, la propagazione aumenta notevolmente perché tali onde vengono riflesse dallo strato F e possiamo facilmente ascoltare i segnali di tutto il continente europeo. In particolari condizioni è possibile ricevere segnali anche da oltreoceano. All’aumentare della frequenza quindi l’influenza dello strato D viene meno.

Onde corte (HF)

Probabilmente le mie preferite, per via delle numerose stazioni utility e la possibilità di ascoltare tutto il mondo. Il comportamento è molto vario, ma in genere tali onde vengono solo in parte assorbite dallo strato D e si propagano anche durante il giorno tramite lo strato E mentre di notte la propagazione avviene per lo più tramite F. Le distanze coperte variano parecchio con comunicazioni che durante il giorno arrivano a coprire i 2000 km e di notte praticamente quasi tutto il mondo (su circa 10 MHz). A frequenze più alte (dai 20 MHz), come ben sa chi usa il CB, la propagazione è notevolmente influenzata dall’attività solare e la propagazione che avviene a enormi distanze si verifica prevalentemente durante il giorno. Il rumore atmosferico è basso.

VHF UHF

Normalmente vengono coperte distanze di 50-100 km al massimo. Su tali frequenze, al di sopra di 50 MHz, la propagazione avviene in modo diverso da quanto esposto. Si tratta per lo più di fenomeni difficili da prevedere ed isolati dovuti a modi non comuni di propagazione. Per esempio posso brevemente accennare alla possibilità delle onde di subire una diffrazione in seguito a fenomeni meteorologici (strati d’atmosfera a diversa umidità, inversione termica…) che permettono di coprire anche i 300–400 km o per la formazione di “E sporadico”. Le basse frequenze in VHF risentono come ho avuto modo di constatare personalmente dell’influenza dell’attività solare.

SHF EHF

Solo un breve cenno per dire che attraversano la ionosfera e raggiungono lo spazio. Coprono normalmente distanze piccole anche se ci sono casi particolari registrati di 100–300 km in condizioni particolari di propagazione. Vengono facilmente assorbite da pioggia come può constatare chi disponendo di un impianto per la tv satellitare ha problemi di ricezione in caso di forti temporali. Il loro uso specie per le EHF è del tutto sperimentale ed interessa lo studio dell’astronomia.

Onde lunghissime (VLF ELF)

 queste onde si propagano attraverso un’onda di terra molto grande vista la loro lunghezza in grado di superare ostacoli molto elevati. Le ELF e VLF si propagano anche nel sottosuolo e lungo gli oceani.