Winter anomaly, propagazione ionosferica

Il seguente articolo “Winter anomaly” è stato pubblicato sulla rivista “Radio kit elettronica” nel mese di aprile 2017.

Winter anomaly
Propagazione ionosferica durante l’inverno
L’anomalia invernale è osservabile nelle HF (1) specialmente durante periodi di minima attività solare.
A parità di attività solare, durante l’inverno, nei mesi da dicembre a marzo, la propagazione ionosferica è completamente diversa dai rimanenti mesi dell’anno.
Le MUF (2) sono molto più basse rispetto all’estate. Al mattino la propagazione si apre verso est e sudest sulle bande superiori a 10 Mzh girando poi verso sud e ovest ma raramente sono utilizzabili frequenze superiori a 21 Mhz. La 21 Mhz stessa è una frequenza critica con propagazione instabile. Le bande superiori a 21Mhz sono interessate solo da fenomeni sporadici. La propagazione decade rapidamente, prima del tramonto. Le bande più alte diventano inservibili per tutta la notte. Le MUF si assestano di sotto dei 10 Mhz.

L’anomalia invernale è stata notata fin dal 1938 quando i ricercatori americani Berknel e Wells, iniziarono regolari osservazioni ionosferiche.
Lo scienziato americano Evans J. V. nel 1964, durante un minimo solare, da Millston Hill/MA, (3) usando lo scatter radar (ISR) (3), interpretò per primo l’anomalia, provando con osservazioni scientifiche, la causa dovuta a diversa concentrazione di elettroni nella ionosfera, in estate e in inverno. Ad altitudini degli strati F, Evans J.V. scoprì che la concentrazione di atomi era due volte maggiore in inverno piuttosto che in estate. Evans J.V. trovò, inoltre che la zona degli strati F in estate, si estende in altezza, il doppio che in inverno.
La variazione di altezza della zona ionosferica degli strati F è dovuta al diverso gradiente termico nelle due stagioni. D’estate la variazione di temperatura verticale del plasma gassoso è molto estesa in altezza e perciò la concentrazione di atomi è bassa perché distribuita in grande spazio. Durante l’inverno, il gradiente termico è ristretto più vicino alla superficie terrestre. La densità di atomi è alta perché concentrati in minor spazio.
Possiamo fare un parallelismo con l’acqua. Allo stato liquido occupa un certo volume con concentrazione di molecole molto alta. Facendola bollire, la trasformazione in vapore acqueo aumenta il volume ma diminuisce la concentrazione molecolare.
Le radiazioni solari interagiscono con il plasma gassoso della ionosfera in maniera differente nelle due stagioni.
In estate, le radiazioni solari collidono con le molecole do ossigeno O_2 ovvero atomi di ossigeno O_e strappano un elettrone producendo uno ione positivo O^+ e un elettrone libero con carica negativa e^. In larga scala si forma uno strato elettricamente conduttore che riflette i campi elettromagnetici delle onde radio.
Nella stagione estiva nella parte della ionosfera esposta alle radiazioni solari la produzione di ioni, ionizzazione, è molto alta, anche se la densità molecolare è bassa ma proprio per questo, legami intermolecolari e atomici labili, le radiazioni solari hanno buon gioco a separare elettroni dagli atomi e formare gli strati riflettenti. In questa stagione la ionizzazione permane a lungo anche quando termina l’azione delle radiazioni solari proprio a causa dei deboli legami interatomici e molecolari. Gli elettroni fanno fatica a ricongiungersi agli ioni a causa della scarsa densità, alla fine, però, l’equilibrio atomico è ristabilito e lo strato riflettente scompare.
Nella stagione invernale, invece, la densità del plasma gassoso ionosferico è molto concentrata. Le radiazioni solari ionizzanti, nonostante i forti legami intermolecolari e atomici, riescono a strappare moltissimi elettroni molto più che nella stagione estiva. L’interazione fra radiazioni solari ionizzanti e atomi di ossigeno è molto intensa ma nello stesso tempo la ricombinazione atomica è veloce. Al tramonto la ionizzazione degli strati alti scompare e le MUF calano drasticamente.
Anche i ricercatori italiani Enzo Ziviani/i3cnj e Luciano Piva/i3lpl nella loro ricerca pubblicata nel 1978 con il titolo “Propagazione Radio Ionosferica” ipotizzano l’anomalia in questo modo:
“Le cause di questa anomalia non sono ben chiare; una ipotesi è la seguente: a causa della minore temperatura invernale, l’atmosfera – rispetto all’espansione estiva – si comprime più in basso, offrendo alla radiazione solare strati d’aria meno rarefatti, nei quali pertanto la ionizzazione durante il giorno aumenta in ragione della maggiore quantità di atomi esistenti entro un certo volume atmosferico. Al tramonto, la maggiore densità atmosferica agisce in senso opposto, favorendo la ricombinazione atomica e facendo cadere rapidamente il livello di ionizzazione.”

L’anomalia invernale avviene specialmente negli strati ionosferici superiori ai 180 km coinvolge in maniera massiccia lo strato F2. Per comunicazioni a grandi distanze siamo costretti utilizzare strati ionizzati più bassi, sono necessarie più riflessioni con maggiore assorbimento di segnale.
Le bande utilizzabili per le grandi distanze sono la 10 Mhz, la 7 Mhz e i 3,5 Mhz di notte e la 10 Mhz, la 14 Mhz, la 18 Mhz e la 21 Mhz di giorno. Se sono presenti fenomeni sporadici la 24 Mhz e la 28 Mhz.
Cerchiamo di confrontare le MUF di maggio 2016 e gennaio 2017 per un’analisi pratica delle due diverse condizioni teoriche con attività solare quasi simile.
Ci serviamo delle tabelle delle MUF pubblicate mensilmente da “radiokit elettronica” nella rubrica “Previsioni ionosferiche” curata da Fabio Bonucci/ik0ixi.
La figura 1 mostra le MUF di maggio 2016 direzione America settentrionale. La linea verde è quella che ci interessa. In ordinata abbiamo la frequenza con evidenziate alcune bande Radioamatoriali, in ascissa l’ora UTC (4).

L’apertura per l’America settentrionale nei 14 Mhz è alle ore 10.00 del mattino. La 18 Mhz si apre alle 10.30. La MUF lambisce appena i 21 Mhz alle 21.00. Durante la notte scende fino a sfiorare i 10Mhz alle 07.00 del mattino. In questo caso la MUF è la frequenza media utilizzabile. Le frequenze utilizzabili per la direzione voluta si trovano per ciascuna ora fra linea a punti viola e linea a trattini rossi.
La figura 2 mostra le MUF di gennaio 2017 direzione America settentrionale.

L’apertura sulla 14 Mhz inizia alle ore 11.00 del mattino. La 18 Mhz alle 12.00 mentre la 21 Mhz dalle 13.30 in maniera saltuaria. Durante la notte i 10 Mhz garantiscono l’apertura alle 20.00 di sera con aperture anche sulla 7 Mhz verso le 05.00 del mattino. . In questo caso la MUF è la frequenza media utilizzabile. Le frequenze utilizzabili per la direzione voluta si trovano per ciascuna ora fra linea a punti viola e linea a trattini rossi.
La differenza è notevole. Non dobbiamo scoraggiarsi perché le condizioni di scarsa attività solare non miglioreranno per qualche anno. Dobbiamo sapere interpretare il periodo e affinare le nostre capacità. Anche le bande basse hanno il loro fascino dobbiamo capirle e abituarci al DX con segnali più deboli.
Fiorino/i3fdz
Note:
HF = High Frequency = Onde corte.
MUF = Maximun Usable Frequency = Massima Frequenza Utilizzabile.
Millston Hill/MA (ISR) = Incoherent Scatter Radar = Installazione radar per lo studio della ionosfera del MIT (Massachusetts Institute of Tecnology). Sito web: http://www.haystack.edu/obs/mhr/index.html
UTC = Universal Time Coordinated = ex GMT Greenwich Mean Time = Tempo medio di Greennwich.
Biografia:
http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2014JA020185/pdf
Propagazione radio ionosferica Enzo Ziviani/i3cnj e Luciano Piva/i3lpl 1978 ARI Associazione Radiotecnica Italiana
Radiokit elettronica. Maggio 2016 pagina 68. Gennaio 2017 pagina 70.