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IK3IUL

oltre 100 messaggi sul Forum

Inserito il - 22/03/2026 : 12:32:24
Notizie dalla scienza a vantaggio della PROPAGAZIONE IONOSFERICA IN PARTICOLARE : PROPAGAZIONE IN E.SPORADICO. I protoni solari ad alta energia, durante eventi come le tempeste di radiazioni solari (Solar Particle Events - SPE), colpiscono l'alta atmosfera terrestre, interagendo principalmente con molecole di azoto (N2) e ossigeno ((O2)). Ecco cosa succede nel dettaglio:Interazione e Ionizzazione: Quando questi protoni penetrano nella magnetosfera, guidati dalle linee del campo magnetico verso le zone polari, collidono con le molecole d'aria.Dissociazione e Creazione di Ioni: L'impatto spezza le molecole di azoto e ossigeno, liberando ioni e creando particelle secondarie (elettroni, neutroni). Effetti sulla Chimica Atmosferica: Questo processo produce ossidi di azoto (NO) e ossidi di idrogeno (HO), i quali reagiscono con l'ozono stratosferico riducendone la concentrazione.Ionizzazione D ed E: Il bombardamento aumenta la ionizzazione negli strati D ed E della ionosfera. Questo fenomeno può durare da poche ore a diversi giorni, causando disturbi alle comunicazioni radio ad alta frequenza (PCA - Polar Cap Absorption).Giorni di tempeste. Impatto sulla Propagazione Radio (Strato D ed E . Sporadico)Ionizzazione dello Strato D (Assorbimento): Durante un GLE, l'aumento di particelle ad alta energia (protoni/neutroni) causa un'intensa ionizzazione dello strato D (60-90 km). Questo provoca il fenomeno noto come PCA (Polar Cap Absorption), un forte assorbimento delle onde radio HF (onde corte), specialmente alle alte latitudini.Aumento dello Strato Sporadico Es (Riflessione): Sebbene le cause esatte dello strato E sporadico (Es) siano ancora dibattute, è noto che la precipitazione di elettroni (collegata alla tempesta solare che causa il GLE) può aumentare la densità elettronica nello strato E (circa 100 km), favorendo la formazione di nubi ionizzate e causando inaspettate aperture di propagazione VHF (fino a 150-200 MHz).Effetto sulle HF/VHF: Il GLE provoca un paradosso propagativo: le frequenze radio più basse (HF) vengono assorbite (blackout), mentre frequenze più alte (VHF) possono essere inaspettatamente riflesse dagli strati E sporadici, estendendo i collegamenti radio a oltre 2000 km.Dettagli dell'Aumento del Flusso di NeutroniRilevazione: I monitor di neutroni registrano aumenti delle conte di particelle rispetto al fondo cosmico galattico, con eventi storici che mostrano aumenti superiori al 100%.Interazione Atmosferica: I protoni solari di alta energia entrano in collisione con i nuclei atmosferici (azoto, ossigeno), creando cascate di particelle secondarie, inclusi i neutroni, che raggiungono la superficie.Frequenza: I GLE sono rari; dalla prima osservazione nel 1942 fino al 2024 ne sono stati registrati poco più di 70, in particolare in corrispondenza del massimo dell'attività solare (come nel 2024-2025).In sintesi, un GLE aumenta l'attività propagativa sporadica (Es) e altera significativamente la ionosfera, creando sia assorbimenti che riflessioni anomale delle onde radio. Torniamo al tema: FOTOLISI E IONOSFERA La fotolisi (o fotodissociazione) nella ionosfera è un processo chimico fondamentale in cui la radiazione elettromagnetica ad alta energia proveniente dal Sole (in particolare raggi ultravioletti UV e raggi X) rompe i legami chimici delle molecole atmosferiche. Questo fenomeno è uno dei principali meccanismi che, insieme alla fotoionizzazione, mantiene la struttura ionizzata della ionosfera. Ecco i punti chiave della fotolisi in ionosfera: Meccanismo: I fotoni solari energetici vengono assorbiti dalle molecole, fornendo energia sufficiente a scindere i legami molecolari, producendo atomi neutri o radicali liberi. Principali specie coinvolte: Ossigeno Molecolare ( O2): La fotolisi dell' ossigeno molecolare da parte dei raggi UV è responsabile della produzione di ossigeno atomico ( ) nella alta atmosfera. Azoto Molecolare (N2): Anche l'azoto subisce dissociazione, sebbene richieda energie più elevate. Altre molecole: Vengono colpite anche molecole come NO, (presente in tracce), influenzando la chimica ionosferica. Ruolo nella Ionosfera: La fotolisi non produce direttamente ioni (cariche elettriche), ma produce atomi e radicali molto reattivi che possono successivamente essere fotoionizzati (perdendo un elettrone) dalla radiazione solare, contribuendo alla creazione della densità elettronica della ionosfera (strati D, E, F). Differenza con la fotolisi biologica: È fondamentale distinguere questo processo atmosferico dalla fotolisi dell'acqua che avviene nella fotosintesi clorofilliana, dove la luce scinde in protoni ed elettroni all'interno dei cloroplasti. In sintesi, la fotolisi ionosferica è la "rottura" per luce delle molecole atmosferiche, essenziale per la chimica dell'alta atmosfera e per la creazione del plasma ionosferico. Meglio ancora: Questi processi sono definiti "fotolisi" in quanto la scissione del legame chimico avviene tramite l'assorbimento di un fotone (hv) di alta energia. Per il monitoraggio dei fotoni ad alta energia (raggi gamma) provenienti dal flusso solare, lo strumento principale utilizzato è il Fermi Gamma-ray Space Telescope, in particolare il suo strumento LAT (Large Area Telescope). https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/data/ https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/dat...ss/lat/FLSF/ https://www.media.inaf.it/2021/01/2...0missione%2C https://www.media.inaf.it/2025/11/2...vembre-2025/ E in aggiunta il link : A.C.E & GOES-18 sat. che ben conosciamo. QUESTO LINK: High Energy Protons - Solar Isotope Spectrometer Spiegazione: Obiettivi Scientifici: Analizza la composizione isotopica del materiale solare durante i brillamenti (solar energetic particles - SEP) per capire come le particelle vengono accelerate. Misurazioni: Misura la composizione della corona solare e dei raggi cosmici anomali. Contesto: È parte degli strumenti di Real Time Solar Wind (RTSW), fondamentale per il monitoraggio dello space weather. In sintesi, il SIS è essenziale per comprendere i processi fisici che avvengono nel Sole e nell'eliosfera, fornendo dati cruciali per la fisica stellare e solare e il particolare della emissione di fotoni gamma in alta energia durante violenti FLARE dovuti alla emissione " GAMMA" di ELIO 4. in FOTOSFERA E CORONA SOLARE. https://www.swpc.noaa.gov/products/...e-solar-wind ACE guarda il vento solare "upstream" prima che colpisca la Terra, mentre GOES sat monitora l'effetto immediato di questo flusso energetico sul nostro ambiente ionosferico. Come osservare e dopo ogni apertura dx monitorare il livelli. Il satellite ACE (Advanced Composition Explorer) monitora il vento solare e le particelle energetiche, inclusi protoni e particelle alfa, attraverso strumenti come SWEPAM (Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor) e EPAM (Electron, Proton, and Alpha Monitor). PREMESSO CHE SUL DISCO SOLARE È PRESENTE LA REGIONE SOLARE BETA-GAMMA POTENZIALMENTE ATTIVA PER FLARE M. QUINDI UNA DIMINUZIONE DRASTICA DELLE REGIONI: S S.N =38 Oggi 18 aprile qrg: 28180 qso VP8LP. In apertura dx ho verificato il flusso protone alfa del vento solare:45 keV in grafico Proton& Alpha Monotor. Questo invece il grafico dello Spettrometro H.ENERGY S.I.S di oggi 19 Aprile con step di due ore: https://services.swpc.noaa.gov/imag...s-2-hour.gif E questo IL PLASMA SOLARE NEI SUOI VARI LIVELLI DI ENERGIA RADIANTE: https://services.swpc.noaa.gov/imag...-24-hour.gif E questo il " LOW EPAM" di colore verde nella gamma 38 to 53 keV. https://services.swpc.noaa.gov/imag...-24-hour.gif Così è possibile interpretare la propagazione in quel preciso momento mentre la gamma sembra chiusa. Invece... VP8LP appare! Grazie a: Low Energy Protons - Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor SWEPAM (EPAMp). e SPETTROMETRO H.ENERGY S.I.S. Livelli di Energia (Elettronvolt - eV/keV/MeV): SWEPAM (Vento Solare): Misura i flussi di ioni (inclusi protoni e particelle alfa) nel vento solare con energie comprese tra circa 0.26 e 36 keV. EPAM (Particelle Energetiche): Misura particelle a energie superiori. Ad esempio, il telescopio LEMS120 di EPAM rileva ioni (dominati da protoni) tra circa 47 keV e 4.8 MeV. ACE fornisce dati in tempo reale essenziali per lo space weather, rilevando i flussi di particelle su base oraria, giornaliera o di rotazione solare (27 giorni UNA RICERCA DIVERSA SULLO STUDIO DELLA PROPAGAZIONE IONOSFERICA INTERPELLANDO LA STRUMENTAZIONE " ACE SOLAR WIND DATA" QUASI IN REAL TIME( STEP MINIMO : DUE ORE). Cari OM attenzione: A SUNSPOT ZERO = UGUALE A REGIONI SOLARI ZERO( fotosfera) L'ATTIVITA' SOLARE E' ANCORA VIVA E RICCA DI SORPRESE. PERCHE': È scientificamente noto che l'attività solare e i suoi effetti sulla ionosfera terrestre non dipendono esclusivamente dalla presenza di macchie solari visibili nella fotosfera. Anche durante i periodi di "macchie zero" (solar minimum), l'attività solare può persistere, causando attività ionosferica. Ecco i principali meccanismi che spiegano questo fenomeno: Buchi Coronali e Vento Solare Veloce: Anche in assenza di macchie, il Sole presenta "buchi coronali", aree dove il campo magnetico è aperto e permette al plasma di sfuggire, generando correnti di vento solare veloce. Quando queste correnti interagiscono con la magnetosfera terrestre, possono creare tempeste geomagnetiche e influenzare la ionosfera. Facole e Plage (Attività Magnetica a Piccola Scala): L'attività solare non si limita alle macchie, ma si manifesta anche attraverso tubi di flusso magnetico sottili, visibili come facole in fotosfera e plage in cromosfera. Questi fenomeni aumentano la radiazione UV/EUV (estremo ultravioletto) capace di ionizzare l'alta atmosfera, anche se l'area scura della macchia non è visibile. Attività oltre il lembo solare: Eruzioni o formazioni di macchie possono avvenire sul lato del Sole non visibile dalla Terra (far side), ma i loro effetti, come le CME (Espulsioni di Massa Coronale), possono comunque influenzare la nostra ionosfera. Raggi Cosmici: Durante il minimo solare, il campo magnetico solare si indebolisce, schermando meno la Terra dai raggi cosmici galattici, il che influisce sulla ionizzazione dell'alta atmosfera. Effetti sulla Ionosfera: Anche a macchie zero, la radiazione UV solare continua a ionizzare la ionosfera, sebbene in modo meno intenso rispetto al massimo solare. Le perturbazioni ionosferiche improvvise (SID) possono comunque verificarsi a causa di brillamenti (flare) solari, che possono originare anche da regioni attive non ancora o non più ben sviluppate. In sintesi, il "silenzio" fotosferico (macchie zero) non implica un "silenzio" dell'attività magnetica solare o un'assenza di radiazione EUV/UV che plasma la ionosfera. ESEMPIO PRATICO: OGGI SUL DISCO SOLARE È PRESENTÈ LA REGIONE SOLARE AR 4419 25 SPOT CLASSE MAGNETICA EHO. BETA GAMMA. EMISSIONE DI RIGA SPETTRALE: ALFA FORTE. Le "emissioni alfa" forti si riferiscono solitamente al decadimento alfa, un processo radioattivo in cui nuclei pesanti e instabili emettono particelle alfa (nuclei di Elio-4, composti da 2 protoni e 2 neutroni) per raggiungere una maggiore stabilità. Ecco i punti chiave riguardanti le emissioni alfa forti: Definizione e Sorgenti: Il decadimento alfa è tipico di nuclidi pesanti (A > 200), come gli isotopi di uranio, torio e radio. La repulsione di Coulomb all'interno dei nuclei grandi è la causa principale di questa emissione. Caratteristiche: Le particelle alfa in contesto astronomico, H alpha si riferiscono alla riga spettrale rossa dell'idrogeno (656,28 nm). "Emissioni H-alfa forti" indicano brillamenti solari o attività intensi, spesso associati a complesse macchie solari (classificazione Beta-Gamma-Delta). Emissioni radio associate: Forti brillamenti visibili nella riga H-alfa sono spesso accompagnati da intense emissioni radio di tipo III o V, causate da fasci di elettroni accelerati nella corona.. La classificazione magnetica delle macchie solari : I gruppi delta attivi emettono emissioni alfa-H forti. A volte i filamenti possono uscire dal gruppo: Luce visibile. Al momento BETA -GAMMA con possibili modificazioni di classe magnetica. Seguirò per quanto mi è possibile l'evolvere attraverso i dati A.C.E. della regione AR 4419 seguendo la propagazione ionosferica indotta. https://www.spaceweatherlive.com/en...regions.html L' indice di tempesta di disturbo , noto anche come indice Dst o indice Dst di Kyoto , è una misura della forza della corrente anulare terrestre : ORA MENO 42 nT( debole diminuzione e debole possibilità di flare. Livello C previsto per AR 4419 La corrente anulare attorno alla Terra produce un campo magnetico di segno opposto a quello terrestre ; in altre parole, se la differenza tra gli elettroni e i protoni solari aumenta, il campo magnetico terrestre si indebolisce. Un valore negativo di Dst indica che il campo magnetico terrestre è indebolito. Ciò si verifica in particolare durante le tempeste solari. Le sue unità di misura sono tipicamente espresse in nTesla. CHIARO A TUTTI? Ma a conferma della ricerca , oggi 25 Aprile abbiamo assistito a tre flare vicini tali da definire questo evento: FLARE SIMPATETICI. Direi meglio : strettamente vicini nel tempi e legati magneticamente. La macchia solare AR 4419 vicinissima al LIMB e in uscita dal puntamento terrestre è evoluta in classe beta- gamma-delta con conseguente X 2.4 FLARE. Lato opposto sono entrate nuove macchie solari che hanno risentito dello sconquasso magnetico e hanno In quasi sincronia rilasciato due FLARE M. MA: Dopo questa mia analisi osservo che: Dopo il blackout conseguente con stop radio in aree VK E ZONA 20 la normale risposta strumentale: Dst kyoto in diminuzione da meno 10 a 0 nT. Goes Proton flux:0,5 MeV massimi Dopo 24 0re con limite Allerta di ben 10 MeV. Peggio il Goes electron flux molto al di sotto di ALERT 2MeV. In RADIO OGGI 25 APRILE PROPAGAZIONE NORMALE QUASI NON FOSSE SUCCESSO NULLA. IL SIPARIO SI È CHIUSO SUBITO DOPO USCITA DAL DISCO DI AR 4419 e I restanti due flare M nel lato OVEST DEL DISCO SOLARE hanno innalzato la minima propagazione da giorni stagnante. È CAMBIATA TUTTA LA FACCIA DEL DISCO SOLARE ! Oggi 27 APRILE 2026: https://www.swpc.noaa.gov/products/...synoptic-map A differenza della fotolisi chimica (es. fotosintesi), qui il processo è puramente fisico-chimico e porta alla formazione di ioni e radicali liberi che compongono la ionosfera. https://earth.gsfc.nasa.gov/climate...ssions/timed https://earth.gsfc.nasa.gov/climate...ance/science Mi sono posto questa domanda durante lo studio di evento solare " FLARE" soprattutto a livello di radiazione protonica sopra il livello di " Warning Alert" ed elettronica di classe X. Cosa avviene negli strati ionosferici e in particolare al" blackout radio" nello strato D? Durante un blackout causato da flare solari (elettronico/raggi X) e protonici, la ionizzazione dell'atmosfera terrestre subisce alterazioni drastiche e repentine, in particolare nello strato più basso della ionosfera (strato D), causando la parziale o totale interruzione delle comunicazioni radio HF (onde corte) e problemi ai segnali GPS. Ecco cosa avviene nello specifico: 1. Blackout da Flare Solare Elettronico (Raggi X e UV estremi - SID) Meccanismo: I raggi X duri e la radiazione UV estrema (EUV) emessi dal brillamento raggiungono la Terra alla velocità della luce (circa 8 minuti). Ionizzazione (Strato D): La radiazione ionizza intensamente la parte inferiore della ionosfera, nota come strato D (a 60-90 km di quota). Questo fenomeno è noto come Sudden Ionospheric Disturbance (SID). Effetto Radio (Blackout): Il brusco aumento di elettroni liberi nello strato D provoca un forte assorbimento delle onde radio HF (3-30 MHz) che normalmente si rifletterebbero sugli strati superiori (E o F) per viaggiare a lunghe distanze. Le onde radio vengono "assorbite" invece di riflettersi, causando un short-wave fadeout. Durata: Solitamente dura da decine di minuti a oltre un'ora. 2. Blackout da Evento Protonico (Tempesta di Radiazioni Solari - SPE) Meccanismo: Protoni ad alta energia vengono accelerati dal brillamento o dalla CME (Espulsione di Massa Coronale) e viaggiano a velocità elevate, raggiungendo la Terra da 30 minuti a diverse ore dopo il flare. Ionizzazione (Strati Polari): Questi protoni sono guidati dal campo magnetico terrestre verso i poli, dove penetrano in profondità, provocando una intensa ionizzazione polare (polar cap absorption - PCA) a quote elevate (60-100 km). Effetto Radio: Questo strato ionizzato anomalo, chiamato anche Polar Cap Absorption, blocca le trasmissioni radio transpolari. Durata: A differenza del flare elettronico, la tempesta di protoni può durare per diversi giorni. Riassunto delle differenze sulla ionizzazione Flare Elettronico/X-ray: Colpisce l'emisfero illuminato, ionizzazione rapida e di breve durata dello strato D (Sudden Ionospheric Disturbance). Flare Protonico (SPE): Colpisce principalmente le alte latitudini (poli), ionizzazione persistente e profonda, forte impatto sulla navigazione e comunicazioni polari. Questi eventi sono noti come blackout radio HF di classe R (da R1 a R5 secondo la scala La Correlazione con l'Ozono: La radiazione del flare non ionizza solo l'aria, ma provoca reazioni chimiche a catena. Produzione di Radicali: L'alta energia scinde le molecole di azoto e ossigeno, formando specie come il monossido di azoto (NO) e l'ossidrile (OH). Distruzione dell'Ozono (O3): Queste specie agiscono come catalizzatori che distruggono l'ozono mesosferico e stratosferico (la parte superiore dello strato di ozono). Effetto a cascata: La riduzione dell'ozono (uno "scudo" naturale) durante i brillamenti solari più intensi (spesso accompagnati da protoni energetici, SPE) permette a una maggiore radiazione UV di penetrare, influenzando ulteriormente la chimica della bassa ionosfera e contribuendo alla persistenza delle anomalie . Ne deriva che Il flare solare ionizza violentemente lo strato D, abbassandone la quota e aumentandone la densità (facendogli cambiare le sue proprietà di riflessione/assorbimento), mentre le reazioni chimiche attivate distruggono l'ozono nello strato superiore, modificando la composizione dell'alta atmosfera. SABER SAT. e legame con Termosfera( temperatura) e relativa propagazione radio. https://en.wikipedia.org/wiki/TIMED MISSIONE: TIMED https://timedsds.jhuapl.edu/ TERMOSFERA TEMPERATURA: Uno studio appena pubblicato su Physical Review Letters e guidato da ricercatori dell’Università del Maryland descrive la prima osservazione diretta del processo di riscaldamento degli elettroni nell’onda d’urto della magnetosfera terrestre. I ricercatori hanno trovato che quando gli elettroni nel vento solare incontrano l’onda d’urto accelerano momentaneamente a una velocità così alta che il flusso di elettroni diventa instabile e si interrompe. Questo processo priva gli elettroni della loro alta velocità e converte l’energia in calore. Precisazione: La termosfera e la ionosfera sono due strati dell'alta atmosfera terrestre che si sovrappongono parzialmente, definiti da caratteristiche fisiche differenti (temperatura nel primo caso, ionizzazione nel secondo). Termosfera Limiti: Inizia alla mesopausa (tra 80 e 90 km di quota) e si estende fino a circa 500-1000 km. Caratteristiche: In questo strato la temperatura aumenta notevolmente con l'altezza, potendo raggiungere valori tra 1000°C e 1700°C a causa dell'assorbimento delle radiazioni solari. La densità dei gas è estremamente bassa. Confine superiore: Sopra la termosfera si trova l'esosfera. Ionosfera Limiti: Non è uno strato ben definito in altezza, ma una regione sovrapposta a termosfera e mesosfera, estendendosi indicativamente dai 60 km fino a oltre 1000 km di quota. Caratteristiche: Caratterizzata dall'alta concentrazione di particelle cariche (ioni ed elettroni) prodotte dalla radiazione solare, che influenza la propagazione delle onde radio. Aurore polari: È la zona in cui si verificano le aurore. In sintesi, la termosfera è definita dalla temperatura (struttura termica), mentre la ionosfera dalla presenza di ioni (struttura elettrica), con la ionosfera che occupa gran parte della termosfera stessa. IONOSFERA È PARTE DELLA TERMOSFERA. Una volta si parlava di Strato ionico F3.... Nella maggior parte dei testi tecnici, la regione F viene divisa principalmente in F1 (più in basso) e F2 (più in alto e a maggiore ionizzazione). Lo strato F3 rappresenta un'anomalia o un sotto-strato specifico e meno frequente. ORA SABER SAT È IN GRADO DI AIUTARCI A CAPIRE.... Cosa misura il radiometro? I radiometri sono strumenti che permettono di misurare l'irradianza, cioè la potenza della radiazione elettromagnetica in arrivo su una superficie nell'unità di area (si misura quindi in W/m2); in pratica questi dispositivi rilevano l'energia del sole, filtrata dall'atmosfera, che colpisce un'area in un secondo. Un radiometro infrarosso (IR) a canali (o multispettrale) è uno strumento sofisticato progettato per misurare l'intensità della radiazione infrarossa emessa da una superficie o atmosfera in specifiche bande di lunghezza d'onda (canali). È composto principalmente dai seguenti elementi funzionali: Sistema Ottico (Obiettivo/Lenti): Raccoglie la radiazione infrarossa proveniente dal target (superficie o atmosfera) e la focalizza. Utilizza lenti o specchi realizzati con materiali trasparenti all'infrarosso (es. Germanio, Silicio, Zinco Seleniuro). Sistema di Selezione dei Canali (Filtri): Per renderlo "a canali", il radiometro utilizza una ruota portafiltri o filtri interferenziali fissi posti davanti ai rivelatori. Questi filtri permettono il passaggio solo di specifiche bande di frequenza IR (canali), bloccando le altre. Rivelatori Infrarossi (Sensori): Convertono la radiazione IR focalizzata in un segnale elettrico. Possono essere di tipo termico (come termopile o bolometri) o quantici (più rapidi, spesso raffreddati). Nei sistemi a canali, ci può essere un rivelatore per ogni canale o un unico rivelatore con filtri rotanti. SABER (Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry) è uno strumento scientifico fondamentale montato sul satellite TIMED (Thermosphere, Ionosphere, Mesosphere, Energetics and Dynamics) della NASA, lanciato nel 2001. Il suo compito principale è studiare l'alta atmosfera (mesosfera e bassa termosfera), fornendo dati cruciali sulla temperatura e la composizione chimica, che influenzano direttamente la ionosfera e, di conseguenza, la propagazione radio. . SABER e il legame con la Termosfera: Misurazione Diretta: SABER osserva l'atmosfera attraverso il "limb sounding" (scansione del lembo), misurando l'emissione infrarossa di specie chimiche come CO2 (anidride carbonica) e NO (ossido nitrico) per derivare profili verticali di temperatura cinetica da circa 15 km fino a oltre 120 km di altitudine. Analisi della Termosfera: Lo strumento è in grado di misurare la temperatura e la densità nella termosfera inferiore, un'area fondamentale per la formazione della ionosfera. Ioni (Positivi e Negativi): Nello strato D, la composizione è complessa e include ioni positivi e ioni negativi, formati quando gli elettroni liberi si aggregano a molecole neutre. NO (Monossido di Azoto): Il monossido di azoto è un componente fondamentale nella regione D. Viene ionizzato dalla radiazione solare (Lyman-alpha) per produrre ioni positivi ed elettroni liberi, contribuendo alla ionizzazione diurna dello strato D. (Radicale Nitrato/Ioni Nitrato): Gli ioni nitrato (NO2) sono tra gli ioni negativi poliatomici che si possono formare in questa regione. Complessi dell'azoto come NO3 e HNO3 (acido nitrico) giocano un ruolo chimico nella regione inferiore. H2O: (Vapore Acqueo): Il vapore acqueo, sebbene presente in tracce a queste altitudini, contribuisce, insieme ai composti dello zolfo e dell'azoto, a processi di condensazione e formazione di cluster ionici (ioni complessi). O3:(Ozono). L'ozono è presente soprattutto nella stratosfera, appena sotto la ionosfera. Tuttavia, reazioni che coinvolgono l'ozono e il radicale nitrato (O3) sono attive nell'alta atmosfera, specialmente durante la notte quando l'attività fotochimica solare cessa. In sintesi, NO, NO3,H2O e O3 partecipano alla complessa chimica ionica della bassa ionosfera (regione D), influenzando l'assorbimento delle onde radio, in particolare durante il giorno. Strato F1 (Intermedio/Inferiore - ca. 150-220 km): Caratteristiche: Compare di giorno e tende a svanire o unirsi allo strato F2 durante la notte. Composizione Ionica: È caratterizzato principalmente dalla presenza di ioni molecolari, tra cui spiccano gli ioni NO+ (ossido di azoto) e (ossigeno molecolare). Comportamento: Presenta il massimo di produzione ionica intorno ai 180 km e segue le variazioni diurne e stagionali, con maggiore ionizzazione in estate. Strato F2 (Superiore - >220 km, fino a 500 km o più): Caratteristiche: È lo strato più alto e denso, attivo sia di giorno che di notte (pur con minore densità notturna). Composizione Ionica: A questa altitudine, la minore densità dell'aria permette la presenza di ioni atomici, in particolare ioni :O+ (ossigeno atomico). Comportamento: Rappresenta la regione principale per la riflessione delle onde radio HF (alte frequenze) a lunga distanza. Differenze principali: F1: Strato diurno, dominato da ioni molecolari (NO) F2: Strato permanente, dominato da ioni atomici (O) e con la massima densità elettronica. La chimica ionica sopra lo strato F2: OSSIGENO ATOMICO: l'ossigeno atomico è un singolo atomo altamente reattivo, mentre quello molecolare è formato da due atomi legati, stabile e forma il gas che respiriamo. L'ossigeno molecolare ( 32 u) mentre quello atomico (16 u). u = unità di massa atomica. Ruolo e Caratteristiche dell'Ossigeno Atomico nella Termosfera: Formazione: L'ossigeno atomico si forma principalmente per la dissociazione fotolitica dell'ossigeno molecolare a opera delle radiazioni ultraviolette estreme (EUV) e dei raggi X solari. Abbondanza: Sebbene l'aria sia estremamente rarefatta in questo strato, la proporzione di ossigeno atomico aumenta con l'altitudine, diventando prevalente rispetto all'ossigeno molecolare che domina invece nella bassa atmosfera (sotto i 100 km). Temperatura: La termosfera è caratterizzata da un rapido aumento della temperatura con l'altitudine (fino a 1500-2000 °C), causato dall'assorbimento delle radiazioni solari ad alta energia. Interazione: L'ossigeno atomico è una specie reattiva che influenza la chimica ionosferica e contribuisce ai fenomeni di luminescenza (airglow). Grafico Concettuale della Composizione (Termosfera): Immaginando un grafico che rappresenta la Concentrazione dei Gas (asse x) in funzione dell'Altitudine (asse y), partendo da 100 km verso l'alto: Sotto i 100 km (Omosfera): Sopra i 100 km (Eterosfera/Termosfera): La concentrazione di cala rapidamente a causa della fotolisi. Picco dell'Ossigeno Atomico : L'ossigeno atomico aumenta la sua concentrazione relativa. Oltre 200-300 km: L'ossigeno atomico diventa il componente maggioritario prima di essere eventualmente sostituito da gas più leggeri come Elio ( e Idrogeno ancora più in alto (esosfera). In sintesi, la termosfera è una zona dove l'ossigeno non esiste più principalmente come molecola biatomica ma come singoli atomi a causa della intensa radiazione solare. Lo strato F3 è una caratteristica della ionosfera che può formarsi in regioni equatoriali e basse latitudini, specialmente durante condizioni di elevata attività solare. A differenza del classico sdoppiamento dello strato F in F1 e F2, lo strato F3 è una struttura sottile e transitoria che appare sopra lo strato F2 durante le ore diurne. Caratteristiche del F3 nella ionosfera trans-equatoriale Posizione: Si forma nella zona equatoriale, sopra la regione ionosferica F2 (solitamente oltre i 300-400 km). Formazione: È causato principalmente da venti termosferici e correnti di plasma guidate dal campo magnetico terrestre. Attività Solare: La sua presenza è più probabile durante i massimi solari, quando la densità di ioni ed elettroni aumenta. Impatti Radio: Pur essendo meno studiato del F2, lo strato F3 influisce sulla propagazione delle onde radio HF (onde corte) e può creare percorsi di propagazione inaspettati (DX) durante i picchi di attività solare. In sintesi, sì, lo strato F3 può essere presente nella regione ionosferica trans-equatoriale, in particolare durante il giorno e nei periodi di forte attività solare. E in periodo equinoziale: EFFETTO RUSSEL-MC PHERRON. con la presenza di venti termosferici e correnti di plasma solare guidati dal campo magnetico terrestre. Il vento solare è un plasma, ovvero un gas ionizzato composto principalmente da elettroni e protoni (circa 95%) e particelle alfa (nuclei di elio), che fluisce costantemente dalla corona solare nello spazio interplanetario. Quando questo plasma raggiunge la Terra, interagisce con la magnetosfera e la ionosfera, influenzando l'alta atmosfera. I punti chiave sull'interazione tra plasma solare e atmosfera terrestre: Vento Solare e Plasma: Il vento solare è un plasma molto rarefatto che viaggia a velocità medie di circa 300-500 km/s, potendo raggiungere velocità superiori durante tempeste solari. Interazione con la Magnetosfera: La magnetosfera terrestre agisce come uno scudo, deviando la maggior parte del plasma solare. Tuttavia, attraverso un processo noto come riconnessione magnetica, le particelle cariche possono penetrare all'interno della magnetosfera, specialmente vicino ai poli. Impatto sullo Strato F3: Il plasma solare, una volta penetrato, interagisce con la ionosfera terrestre, di cui lo strato F (diviso spesso in F1 e F2, con F3 talvolta associato a dinamiche estreme o strutture specifiche in condizioni di alta attività) fa parte. Questa interazione può causare tempeste ionosferiche e aurore, depositando enormi quantità di protoni ed elettroni che eccitano gli atomi dell'alta atmosfera. Eruzioni Solari e Venti Estremi: In condizioni di intensa attività solare, le regioni attive (come le macchie solari) possono emettere vento solare ad alta velocità (HSSWS), che altera la struttura della ionosfera , tempeste solari e può disturbare le comunicazioni radio. Questa potrebbe essere la spiegazione più additata. L'effetto Russell-McPherron spiega perché le aurore boreali sono più frequenti e intense durante gli equinozi (marzo e settembre). In tali periodi, l'inclinazione dell'asse terrestre facilita l'interazione tra il vento solare e la magnetosfera, permettendo alle particelle cariche di penetrare più facilmente e generare tempeste geomagnetiche. Thermosphere Climate Index (TCI): SABER ha permesso di sviluppare il TCI, che misura l'energia globale irradiata dal nostro SOLE nella termosfera, fornendo un record di oltre 20 anni della "temperatura globale" della termosfera, sensibile alle tempeste solari e all'attività solare (ciclo di 11 anni). Legame con la Temperatura della Termosfera e Propagazione Radio: Influenza della Temperatura sulla Ionosfera: La temperatura termosferica regola la densità dell'aria e la composizione chimica (rapporto tra ossigeno atomico e molecolare). Un aumento della temperatura causa l'espansione della termosfera, cambiando la densità elettronica nella ionosfera. Propagazione Radio HF (Onde Corte): La ionosfera, composta da strati di elettroni liberi, riflette le onde radio ad alta frequenza (HF) permettendo comunicazioni a lungo raggio. Variazioni nella temperatura e densità termosferica, rilevate da SABER, alterano la densità elettronica e quindi la capacità della ionosfera di riflettere queste onde. Effetto sulle Telecomunicazioni GNSS (GPS): L'espansione termosferica (più calda) può aumentare l'attrito sui satelliti in orbita bassa (LEO) e causare variazioni nel ritardo dei segnali GPS che attraversano la ionosfera. In sintesi, SABER fornisce i dati necessari per monitorare lo stato termico della termosfera, la quale, espandendosi o contraendosi in base al calore, altera la ionosfera e influisce direttamente sull'affidabilità delle comunicazioni radio e dei sistemi di navigazione satellitare. https://spaceweatherarchive.com/202...what-is-tci/ LE TEMPESTE SOLARI E ENERGIA IMMESSA IN TERMO/ IONOSFERA: https://spaceweatherarchive.com/202...hermosphere/ SABER SAT E STRUMENTAZIONE: Il satellite SABER (Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry) è uno strumento scientifico fondamentale lanciato a bordo del satellite NASA TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics) nel 2001, progettato per studiare l'atmosfera terrestre superiore, in particolare la regione tra la tropopausa e la bassa termosfera. Ecco una spiegazione dettagliata del suo funzionamento e dei suoi strumenti infrarossi (IR): Obiettivo Principale SABER analizza l'emissione infrarossa per misurare la composizione chimica, la temperatura e il bilancio energetico della parte alta dell'atmosfera, studiando l'interazione Sole-Terra. Strumenti IR e Funzionamento SABER è un radiometro a 10 canali che opera nella regione spettrale dell'infrarosso, precisamente nell'intervallo compreso tra 1,27 e 17 micrometri. È comunemente suddivisa in tre bande principali: vicino (NIR, 0,75-1,4 ) medio (MIR, 3-8 ) e lontano (FIR, 15-1000 ) spesso percepite come calore. Tecnica di Misura (Limb Sounding): Lo strumento non guarda direttamente verso il basso (nadir), ma "scruta" il bordo dell'atmosfera (limb) per misurare la radiazione emessa dai gas atmosferici mentre il satellite ruota attorno alla Terra. Radiometria a Banda Larga: SABER misura l'intensità della radiazione IR emessa da specifici gas serra e traccianti atmosferici, tra cui (anidride carbonica), C02 (ossido di azoto), NO (biossido di azoto), NO2 (vapore acqueo) e H2O (ozono). O3 Dati Ottenuti: Dalla misurazione di queste emissioni, il team di ricerca calcola i profili verticali di temperatura e la concentrazione dei gas (densità) dall'alto della stratosfera fino alla bassa termosfera (altitudini comprese tra 10 e 180 km). Caratteristiche Tecniche Risoluzione Verticale: Molto elevata, circa 2 km. Risoluzione Orizzontale: Circa 400 km lungo la traccia orbitale. Copertura: Fornisce dati globali ogni giorno, coprendo la Terra dal polo nord al polo sud. Consumo e Peso: Lo strumento è compatto, con una massa di 62 kg e un consumo di 64 In sintesi, SABER utilizza la tecnologia radiometrica IR per "leggere" le firme energetiche dei gas atmosferici, permettendo di comprendere meglio la dinamica e la chimica del raffreddamento e riscaldamento dell'atmosfera superiore. TECNOLOGIA RADIOMETRICA INFRARED: La tecnologia radiometrica infrarossa è una forma avanzata di termografia che non si limita a visualizzare le differenze di calore (immagini termiche), ma misura attivamente l'intensità della radiazione infrarossa emessa dai corpi per determinare la loro temperatura superficiale esatta. I punti chiave della tecnologia: Misurazione per Pixel: Una termocamera radiometrica associa un valore di temperatura preciso a ogni singolo pixel dell'immagine, permettendo di quantificare la temperatura in migliaia di punti contemporaneamente, a differenza dei termometri a punto singolo. Principio di Funzionamento: Lo strumento rileva la radiazione infrarossa emessa dagli oggetti e, attraverso algoritmi complessi che tengono conto di variabili come l'emissività, converte questi dati in una mappa termica (termogramma) con misurazioni quantitative. Precisione: Le termocamere radiometriche offrono un'elevata precisione, spesso con una tolleranza di 2°C . LO SCOPO DELLA RICERCA: QUANTO INCIDE LA VARIAZIONE DI TEMPERATURA( T.C.INDEX) DURANTE I CICLI SOLARI SULLA PARTE DI IONOSFERA INTERAGENTE CON LA TERMOSFERA DURANTE LE VARIAZIONI DEI PARAMETRI SOLARI TUTTI E DEL CAMPO MAGNETICO TERRESTRE INDOTTO? Ora sappiamo che durante intensi Flare di cicli solari 24 e parte del 25 le energie misurate toccano le Unità di misura nell'ordine di TERAWATT. MEGA .. GIGA .. TERAWATT! Oggi 22 Marzo 2925: T.C. I. = 10 E11 WATT CENTO MILIARDI DI WATT corrispondenti a: 100 GIGAWATT IL CICLO 25.mo....inizia il suo DECLINO. Sul sito SABER / TIMEtutte le informazioni . DAL LINK È POSSIBILE VERIFICARE I VALORI DEI PARAMETRI SABER. I dati SABER (Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry) a bordo del satellite TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics Dynamics) della NASA sono misurazioni cruciali per lo studio dell'atmosfera superiore terrestre. Ecco una spiegazione dettagliata: Scopo del SABER: Misura le emissioni infrarosse (raggiungendo un raggio spettrale da 1,27 µm a 17 µm) per studiare i processi energetici, chimici e dinamici nella mesosfera e nella termosfera inferiore. Copertura Geografica: Fornisce una copertura globale senza precedenti per la determinazione delle maree atmosferiche. Dati Principali: Misura i profili verticali di temperatura, pressione, e la concentrazione di vari gas come CO2, O3, H2O, NO, e OH, nell'intervallo di altitudine tra circa 20 km e 110 km. Validità dei Dati: I profili di temperatura sono validi al di sotto di circa 110 km; al di sopra, i dati possono essere meno precisi a causa delle incertezze nel modellamento dell'ossigeno atomico. Frequenza delle Misurazioni: Il dispositivo genera circa 100 profili di temperatura durante ogni orbita di 90 minuti. Utilizzo dei dati SABER: Studio dei fenomeni atmosferici: Analisi delle maree atmosferiche, onde di gravità e variazioni di temperatura. Analisi della temperatura: I profili di temperatura sono fondamentali per studiare l'equilibrio energetico nell'alta atmosfera. Studio di Tempeste Geomagnetiche: Utilizzato per analizzare l'asimmetria emisferica nel raffreddamento dell'ossido di azoto (NO) durante le tempeste, mostrando differenze stagionali tra l'emisfero nord e sud. I dati sono accessibili al pubblico per scopi scientifici attraverso il sito ufficiale di SABER. Buona lettura in libera e aperta ricerca.. Free research open to radio amateurs. de ik3iul Silverio
Modificato da - IK3IUL in Data 01/05/2026 19:17:42


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