IONOSFERA

IONOSFERA

. Mentre l'azione delle radiazioni provenienti dall'esterno provoca, in tutta l'atmosfera, la separazione di ioni positivi, ioni negativi ed elettroni liberi, la regione dell'alta atmosfera compresa tra le quote di 50 e 500 km. ed oltre è suscettibile di venire ionizzata in misura sensibile. Le è stato dato perciò il nome di ionosfera. A quote minori le radiazioni non giungono con intensità sufficiente, e a quote maggiori non vi è sufficiente densità di aria.

L'esistenza della ionosfera è stata postulata nel 1902 da Kennelly e Heaviside, e dimostrata nel 1925 con numerose esperienze, tra cui le più importanti sono state quelle di Appleton, Barnett, Breit e Tuve.

La diversità di composizione e di stato dei gas che formano l'aria, in funzione della quota e del riscaldamento dovuto alla radiazione solare, e la diversità delle cause agenti, dànno luogo a diversa ionizzazione in funzione del tempo e della località. Inoltre le maree solari e lunari dell'alta atmosfera, la dilatazione termica e la diffusione degli ioni complicano ulteriormente il fenomeno.

Procedendo dal basso verso l'alto si nota il crescere del numero N di ioni per ogni m³ (densità di ionizzazione), con dei massimi che vengono rivelati a diverse altezze, finchè la densità comincia a diminuire. Di giorno verso i 100 km. si ha un primo massimo (N = 1,0 ÷ 1,3 × 10⁹) che costituisce la regione E o strato di Kennelly-Heaviside, prevalentemente costituita da ioni positivi di grande massa e perciò poco mobili. Un secondo massimo si incontra tra i 200 e i 400 km. (strato di Appleton); esso è singolo di notte (regione F, con N = 0,5 ÷ 1,0 × 10⁹, in media a quota di 270 km.) e si sdoppia nei giorni d'estate (regione F₁ con N = 2 × 10⁹, che di notte generalmente scompare, ed F₂ con N = 3 ÷ 5 × 10⁹ ed oltre, che di notte diventa F, in media a 225, rispettivamente 320 km.). Le densità di ionizzazione indicate sono quelle invernali (eccetto per F₁ ed F₂) degli anni di minima attività solare.

Altri strati ionizzati con minore densità - C, D, G - vengono osservati, ma su di essi si hanno finora scarse notizie.

Oltre alla regolare ionizzazione descritta, viene osservata anche ionizzazione a carattere sporadico, particolarmente all'altezza dello strato E (ionizzazione E sporadica), che si presenta irregolarmente. Nelle zone tropicali si ha anche ionizzazione D sporadica (effetto Ceylon). La ionizzazione sporadica è spesso più intensa di quella regolare, e le regioni ionizzate di tale tipo si presentano come nubi, separate da superficie di discontinuità dalla regione circostante.

Agenti ionizzanti. - Si ritiene che la ionizzazione regolare sia prodotta principalmente da radiazioni solari ultraviolette di lunghezza d'onda dell'ordine di 0,1 μ, che nello strato E agiscono su O molecolare, nell'F₁ su N₂ o NO metastabili, e nell'F₂ (F) su O atomico.

La ionizzazione sporadica (e forse anche una parte di quella regolare) è prodotta da corpuscoli (p. e. ioni Ca⁺⁺⁺) provenienti prevalentemente dal Sole, che subiscono le deviazioni competenti al moto di cariche elettriche nel campo magnetico terrestre e, per essere affetti da massa, anche quelle che risultano dal campo di gravità. Il loro arrivo, in media 30 ore dopo che le zone della superficie solare da cui originano (zone di grande densità di macchie; zone in cui è attiva la formazione di Ca per condensazione di H; zone che dànno luogo a corona brillante con predominante riga verde) si presentano nella direzione della Terra, si manifesta anche con le tempeste magnetiche e le aurore boreali. Ad esse sono associate perturbazioni della regione F₂ (tempeste ionosferiche) e talvolta della F₁.

Radiazioni e corpuscoli provenienti da altri corpi celesti e dallo spazio, così pure i meteoriti generano ionizzazione, spesso limitata a regioni ristrette.

Variazione della ionizzazione nel tempo. - La causa principale della ionizzazione regolare risulta la radiazione solare; la ionizzazione ne segue l'intensità nel tempo. La correlazione più evideute è quella del ciclo undecennale, con la sua fase crescente più rapida (circa 5 anni) di quella decrescente (circa 6 anni). L'intensità di ionizzazione varia con tale ciclo con scarti del 50 al 100% fra minimo e massimo; varia inoltre con l'altezza del Sole sull'orizzonte e quindi secondo la stagione (d'estate circa il 30% più che d'inverno, alla latitudine di 40°) e l'ora del giorno. Lo studio della ionosfera ha dato luogo a numerosi studî sulla periodicità dell'attività solare, per le previsioni della ionizzazione a fini radiotecnici.

Mentre la ionizzazione E segue quasi immediatamente le variazioni della radiazione ricevuta (per la maggiore densità dell'atmosfera a quella altezza il tempo di ricombinazione degli ioni è breve), la F è fortemente in ritardo, tanto che la ionizzazione si mantiene per tutta la notte, fino ad un minimo di intensità all'alba. Verso mezzogiorno la F presenta una leggera diminuzione (effetto Appleton), dovuta all'espansione termica della massa d'aria interessata. Analogamente, di giorno in estate la ionizzazione F₂ è minore che d'inverno. Il massimo della F è in ritardo di alcune ore rispetto al massimo della radiazione ricevuta.

Oltre alle variazioni periodiche o almeno regolari, sono da notarsi i bruschi aumenti di ionizzazione dello strato D, generalmente contemporanei all'apparizione di una nuova macchia sulla parte della superficie solare che in quel momento è rivolta verso la Terra. La contemporaneità indica che si tratta di radiazione e non di corpuscoli.

Sondaggi ionosferici. - La ionosfera rifrange e riflette (rifrazione negli strati regolari, dove la variazione di densità è continua; riflessione sulle nubi della ionizzazione sporadica, dove vi è discontinuità) le onde elettromagnetiche. In base al tempo che un segnale radio impiega per raggiungere la ionosfera e ritornare alla terra si individua l'altezza virtuale dello strato ionizzato, assumendo la velocità del segnale durante tutto il percorso uguale a quella delle onde elettromagnetiche nel vuoto.

Per frequenze relativamente basse l'altezza virtuale differisce poco da quella geometrica, mentre per frequenze più alte l'altezza virtuale cresce finché, al di là di un certo valore, l'energia non viene più rinviata. Questo ultimo valore è la frequenza critica relativa allo strato considerato. La frequenza critica cresce con la radice quadrata della densità di ionizzazione, di cui essa costituisce finora l'unica possibilità di misura. Generalmente i sondaggi ionosferici vengono fatti ad incidenza normale, ma possono essere fatti anche ad incidenza obliqua. In questo caso le frequenze critiche sono più alte, proporzionalmente alla secante dell'angolo di incidenza.

A causa del campo magnetico terrestre esiste una frequenza di risonanza della ionosfera (frequenza giromagnetica), in corrispondenza alla quale si ha un massimo di assorbimento di energia e si ha un comportamento non-lineare (effetto Lussemburgo). Ancora a causa del campo magnetico terrestre la ionosfera si presenta come un mezzo birifrangente per le onde elettromagnetiche; vi sono due frequenze critiche: quella del raggio ordinario e quella del raggio straordinario. La birifrangenza non è avvertita nello strato E; ciò proverebbe che esso è costituito da ioni pesanti, per cui la differenza fra i due raggi emergenti è piccola.

Quanto sopra avviene per la ionizzazione regolare (rifrazione). Per la ionizzazione sporadica (riflessione) le altezze virtuali coincidono praticamente con quelle geometriche, e non esiste una frequenza critica vera e propria. Soltanto diminuendo la frequenza il raggio riflesso diventa sempre più attenuato, finché scompare.

Il metodo più comune per la misura del tempo di percorso è quello dovuto a Breit e Tuve, consistente nell'emettere treni d'onde della durata di circa 100 μsec., misurando sullo schermo di un oscillografo la differenza di tempo tra la partenza e l'arrivo.

Altro metodo di misura dell'altezza è quello per variazione di frequenza, nel quale un'onda modulata in frequenza, al ritorno, batte con la stessa onda in partenza; la frequenza battimento è proporzionale alla velocità con cui varia la frequenza emessa ed al tempo di percorso. Ad Appleton è dovuto il metodo per interferenza, in cui si ricevono, in un punto distante dal trasmettitore, contemporaneamente il segnale diretto e quello rinviato dalla ionosfera. Questi due ultimi metodi sono adatti per frequenze rispettivamente più basse di 2000 e di 150 kHz.

Correlazione tra ionosfera e magnetismo terrestre. - Una parte delle variazioni rapide del magnetismo terrestre è in correlazione con la intensità di ionizzazione. Ciò risulta in modo evidente per quanto riguarda il ciclo undecennale dell'attività solare; in occasione delle eclissi solari si è pure cercato di mettere in relazione i due fenomeni, ma non si sono ottenuti finora risultati certi.

La ionosfera è influenzata dal magnetismo terrestre. In particolare la ionizzazione F₂ varia con la latitudine geomagnetica, dando luogo ad un effetto di longitudine che, nelle mappe compilate per uso radiotecnico, rende necessario distinguere 4 spicchi distinti divisi da meridiani magnetici (corrispondenti sull'equatore a 170° E, 130° e 10° W, 50° E). I 4 spicchi corrispondono gli esterni rispettivamente ad America, Asia; quelli intermedî uno ad Europa e Africa e l'altro al Pacifico.

Per quanto riguarda le variazioni rapide di magnetismo vi sono diverse ipotesi. Quella che le variazioni siano dovute a correnti circolanti fuori della terra, in corrispondenza della ionosfera (non si è ancora stabilito se all'altezza E o a quella F), si suddivide in altre due: dinamo terrestre, secondo cui, per la conduttività dovuta alla ionizzazione, vengono indotte correnti per effetto del movimento delle masse ionizzate nel campo magnetico; l'altra per la quale il moto trocoidale dei singoli ioni ed elettroni nel campo magnetico presenta una componente in fase, più intensa all'equatore che ai poli, generando così le correnti rotazionali che dànno luogo alle variazioni di magnetismo. Una diversa ipotesi è quella che assimila la ionosfera, in cui gli ioni ed elettroni descrivono spirali (per effetto combinato del campo magnetico e dell'agitazione termica), ad un mezzo diamagnetico. La variazione di permeabilità provocherebbe la variazione di campo misurato.

La più probabile sembra l'ipotesi della dinamo. Per la seconda non avrebbero luogo le forti variazioni che si sono riscontrate a Huancayo (Perù), e la terza richiederebbe temperatura dell'ordine di 1000° C.

Applicazione della conoscenza della ionosfera alle radiocomunicazioni. - Le radioonde comprese nella banda tra 10 e 100 metri ed oltre risentono grandemente della presenza della ionosfera. Tutti i collegamenti radio a grande distanza effettuati in tale banda utilizzano esclusivamente la propagazione ionosferica.

Per grandi percorsi l'esperienza sembra confermare un effetto di guida da parte degli strati ionizzati (onde di scorrimento), contrariamente alla ipotesi di riflessioni multiple tra ionosfera e suolo.

Le onde lunghe vengono riflesse dalla ionosfera come se si trattasse di una superficie metallica; tutte le onde più lunghe di quella corrispondente alla frequenza critica vengono rinviate e contemporaneamente attenuate, per effetto della dissipazione di energia in calore in seguito agli urti degli elettroni che oscillano nel campo elettromagnetico, contro molecole neutre. Lo strato D è noto particolarmente per dar luogo a questo effetto. Improvvise eruzioni solari, quando avvengono nella direzione della Terra, generano contemporaneamente intense ionizzazioni dello strato D, già accennate, con sparizione dei segnali radio su onde corte per durate dell'ordine di un'ora (effetto Dellinger).

Per il progetto dei radiocollegamenti si sono rivelate utili le previsioni delle frequenze critiche ionosferiche, iniziate nel 1937 per i soli Stati Uniti d'America e che ora interessano tutta la Terra, valendosi di misure effettuate da una sessantina di stazioni ionosferiche. Una delle principali fonti di elementi di previsione è l'osservazione dell'attività solare, mentre d'altra parte le misure ionosferiche si sono rivelate uno degli indici più precisi dell'attività stessa. Ancora l'attività solare e le variazioni rapide del magnetismo terrestre vengono osservate per prevedere a breve scadenza (una settimana, corrispondente al tempo che la parte della superficie solare interessata impiega a portarsi dal lembo est fino in direzione prospiciente la Terra) il verificarsi di tempeste e disturbi ionosferici.

Bibl.: T. R. Gilliland, S. S. Kirby e N. Smith, J. Research NBS (per la ionizzazione regolare); Shapley, in Terr. Magn., LI, p. 247 (per la ionizzazione sporadica); Ellyett, in Terr. Magn., LII, p. i (per lo studio dello strato D); A. L. Green, in AWA Technical Review, VII, p. 177 (per la storia degli studî sulla ionosfera, con bibliografia); Central Radio Propagation Laboratory, NBS, Washington DC, Handbook, e tutte le pubblicazioni per le applicazioni radiotecniche; Journal of Research NBS, ultimi 15 anni; Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity, in cui vengono pubblicati i lavori dei ricercatori della Carnegie Institution of Washington, fatti specialmente negli osservatorî di Huancayo (Perù) e Waterhoo (Australia).