{"id":1847,"date":"2021-11-13T13:57:43","date_gmt":"2021-11-13T12:57:43","guid":{"rendered":"http:\/\/www.is0pgf.it\/?page_id=1847"},"modified":"2021-11-13T14:00:09","modified_gmt":"2021-11-13T13:00:09","slug":"impariamo-a-leggere-i-numeri-della-propagazione","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/www.is0pgf.it\/?page_id=1847","title":{"rendered":"Impariamo a leggere i numeri della propagazione"},"content":{"rendered":"

\u200eIl Sole emette radiazioni elettromagnetiche e materia come conseguenza del processo di fusione nucleare. La radiazione elettromagnetica a lunghezze d’onda da 100 a 1000 Angstrom (ultravioletti) ionizza la regione F, la radiazione a 10-100 Angstrom (raggi X molli) ionizza la regione E e la radiazione da 1 a 10 Angstrom (raggi X duri) ionizza la regione D. La materia solare (che include particelle cariche – elettroni e protoni) viene espulsa dal sole su base regolare, e questo comprende il vento solare. In una giornata solare “tranquilla” la velocit\u00e0 di questo vento solare che si dirige verso la Terra \u00e8 in media di circa 400 km al secondo.\u200e<\/span><\/p>\n

\u200eIl vento solare del sole ha un impatto significativo sul campo magnetico terrestre. Invece di essere una semplice barra magnetica, il campo magnetico terrestre \u00e8 compresso dal vento solare sul lato rivolto verso il sole ed \u00e8 disteso sul lato lontano dal sole (la coda magnetica, che estende decine di raggi terrestri sottovento). Mentre la radiazione elettromagnetica del sole pu\u00f2 avere un impatto sull’intera ionosfera che \u00e8 alla luce del giorno, le particelle cariche espulse dal sole vengono guidate nella ionosfera lungo le linee del campo magnetico e quindi possono avere un impatto solo alle alte latitudini dove le linee del campo magnetico vanno nella Terra.\u200e<\/p>\n

\u200eInoltre, quando la radiazione elettromagnetica del sole rimuove un elettrone da un costituente neutro nell’atmosfera, l’elettrone risultante pu\u00f2 spiraleggiare lungo una linea di campo magnetico (spirale attorno alla linea del campo magnetico alla girofrequenza dell’elettrone). Cos\u00ec il campo magnetico terrestre svolge un ruolo importante e critico nella propagazione.\u200e<\/p>\n

\u200eLe variazioni del campo magnetico terrestre sono misurate dai magnetometri. Ci sono due misurazioni prontamente disponibili dai dati del magnetometro: l’indice A giornaliero e l’indice K di tre ore. L’indice A \u00e8 una media degli otto indici K a 3 ore e utilizza una scala lineare e va da 0 (tranquillo) a 400 (tempesta grave). L’indice K utilizza una scala quasi logaritmica (che essenzialmente \u00e8 una versione compressa dell’indice A) e va da 0 a 9 (con 0 che \u00e8 silenzioso e 9 che \u00e8 una tempesta grave). Generalmente un indice A pari o inferiore a 15 o un indice K pari o inferiore a 3 \u00e8 il migliore per la propagazione.\u200e<\/p>\n

\u200eLe macchie solari sono aree del sole associate alla radiazione ultravioletta. Quindi sono legati alla ionizzazione della regione F. Il numero giornaliero di macchie solari, se tracciato su un intervallo di tempo di un mese, \u00e8 molto appuntito. La media dei numeri giornalieri delle macchie solari su un mese si traduce nel numero medio mensile di macchie solari, ma \u00e8 anche piuttosto appuntito quando tracciato. Pertanto, \u00e8 necessaria una misurazione pi\u00f9 mediata o levigata per misurare i cicli solari. Questo \u00e8 il numero di macchie solari levigate (SSN). Il SSN viene calcolato utilizzando sei mesi di dati prima e sei mesi di dati dopo il mese desiderato, oltre ai dati per il mese desiderato. A causa di questa quantit\u00e0 di levigatura, l’SSN ufficiale \u00e8 un anno e mezzo indietro rispetto al mese corrente. Sfortunatamente questa quantit\u00e0 di levigatura pu\u00f2 mascherare qualsiasi attivit\u00e0 solare insolita a breve termine che pu\u00f2 migliorare la propagazione.\u200e<\/p>\n

\u200eLe macchie solari vanno e vengono in un ciclo di circa 11 anni. L’ascesa al massimo (da 4 a 5 anni) \u00e8 di solito pi\u00f9 veloce della discesa al minimo (da 6 a 7 anni). Al massimo di un ciclo solare, l’aumento del numero di macchie solari fa s\u00ec che pi\u00f9 radiazioni ultraviolette intasino nell’atmosfera. Ci\u00f2 si traduce in una significativa maggiore ionizzazione della regione F, consentendo alla ionosfera di rifrangere frequenze pi\u00f9 elevate (15, 12, 10 e persino 6 metri) sulla Terra per i contatti DX. Al minimo tra i cicli solari, il numero di macchie solari \u00e8 cos\u00ec basso che frequenze pi\u00f9 alte attraversano la ionosfera nello spazio. Commisurato al minimo solare, tuttavia, \u00e8 un minore assorbimento e una ionosfera pi\u00f9 stabile, con conseguente migliore propagazione sulle frequenze pi\u00f9 basse (160 e 80 metri). Pertanto, in generale, gli SSN alti sono i migliori per la propagazione ad alta frequenza e gli SSN bassi sono i migliori per la propagazione a bassa frequenza.\u200e<\/p>\n

\u200eLa maggior parte dei disturbi alla propagazione provengono da brillamenti solari ed espulsioni di massa coronale (CME). I brillamenti solari che influenzano la propagazione sono chiamati brillamenti a raggi X a causa della loro lunghezza d’onda che si trova nell’intervallo da 1 a 8 Angstrom. I brillamenti a raggi X sono classificati come C (il pi\u00f9 piccolo), M (di medie dimensioni) e X (il pi\u00f9 grande). I brillamenti di classe C di solito hanno un impatto minimo sulla propagazione. I brillamenti di classe M e X possono avere un impatto progressivamente negativo sulla propagazione.\u200e<\/p>\n

\u200eLa radiazione elettromagnetica proveniente da un brillamento di classe X nella gamma da 1 a 8 Angstrom pu\u00f2 causare la perdita di tutta la propagazione sul lato illuminato dal sole della Terra a causa dell’aumento dell’assorbimento della regione D. Inoltre, i grandi brillamenti di classe X possono emettere protoni molto energetici che vengono guidati nella calotta polare dal campo magnetico terrestre. Ci\u00f2 pu\u00f2 provocare un evento di assorbimento della calotta polare (PCA), con un elevato assorbimento della regione D sui percorsi che attraversano le aree polari della Terra.\u200e<\/p>\n

\u200eUn CME \u00e8 un’espulsione esplosiva di una grande quantit\u00e0 di materia solare e pu\u00f2 causare un drammatico salto verso l’alto della velocit\u00e0 media del vento solare, un po ‘come un’onda d’urto che si dirige verso la Terra. Se la polarit\u00e0 del campo magnetico del sole \u00e8 verso sud quando l’onda d’urto colpisce il campo magnetico terrestre, l’onda d’urto si accoppia nel campo magnetico terrestre e pu\u00f2 causare grandi variazioni nel campo magnetico terrestre. Questo \u00e8 visto come un aumento degli indici A e K.\u200e<\/p>\n

\u200eOltre all’attivit\u00e0 aurorale, queste variazioni al campo magnetico possono causare la perdita di quegli elettroni a spirale attorno alle linee del campo magnetico nella \u200e\u200ecoda magnetica.\u200e<\/i>\u200e Con gli elettroni scomparsi, le frequenze massime utilizzabili (MUF) diminuiscono e ritornano solo dopo che il campo magnetico ritorna alla normalit\u00e0 e il processo di ionizzazione reintegra gli elettroni persi. Il pi\u00f9 delle volte, gli indici A e K elevati riducono i MUF, ma occasionalmente i MUF a basse latitudini possono aumentare (a causa di un processo complicato) quando gli indici A e K sono elevati.\u200e<\/p>\n

\u200eI brillamenti solari e le CME sono correlati, ma possono accadere insieme o separatamente. Gli scienziati stanno ancora cercando di capire la relazione tra di loro. Una cosa \u00e8 certa, per\u00f2: la radiazione elettromagnetica di un grande brillamento che viaggia alla velocit\u00e0 della luce pu\u00f2 causare blackout radio a breve termine sul lato illuminato dal sole della Terra entro circa 10 minuti dall’eruzione. Sfortunatamente rileviamo visivamente il bagliore contemporaneamente al blackout radio, poich\u00e9 sia la luce visibile del bagliore che la radiazione elettromagnetica nell’intervallo da 1 a 10 Angstrom dal bagliore viaggiano alla velocit\u00e0 della luce – in altre parole, non abbiamo alcun preavviso. D’altra parte, le particelle energetiche espulse da un brillamento possono richiedere fino a diverse ore per raggiungere la Terra, e l’onda d’urto da un CME pu\u00f2 richiedere fino a diversi giorni per raggiungere la Terra, dandoci cos\u00ec qualche avvertimento delle loro imminenti interruzioni.\u200e<\/p>\n

\u200eOgni giorno lo Space Weather Prediction Center (una parte del NOAA, la National Oceanographic and Atmospheric Administration) e l’US Air Force pubblicano congiuntamente un rapporto sull’attivit\u00e0 solare e geofisica. I report correnti e archiviati si trovano nella \u200e\u200e \u200e\u200e \u200e\u200e \u200e\u200e \u200e\u200epagina SWPC.\u200e<\/strong><\/a>\u200e \u200e\u200eOgni rapporto giornaliero \u00e8 composto da sei parti.\u200e<\/p>\n

\u200eLa parte IA fornisce un’analisi dell’attivit\u00e0 solare, compresi i brillamenti e le CME. La parte IB fornisce una previsione dell’attivit\u00e0 solare. La Parte IIA fornisce un riassunto dell’attivit\u00e0 geofisica. La parte IIB fornisce una previsione dell’attivit\u00e0 geofisica. La parte III fornisce le probabilit\u00e0 di eventi di flare e CME. Queste prime tre parti possono essere riassunte come segue: la normale propagazione (nessun disturbo) si verifica generalmente quando non vengono segnalati o previsti brillamenti di raggi X superiori alla classe C, insieme a velocit\u00e0 del vento solare dovute a CME vicine alla media di 400 km \/ sec.\u200e<\/p>\n

\u200eLa Parte IV fornisce un flusso solare osservato e previsto di 10,7 cm. Un commento sul flusso solare quotidiano – ha poco a che fare con ci\u00f2 che la ionosfera sta facendo in quel giorno. Questo sar\u00e0 spiegato in seguito.\u200e<\/p>\n

\u200eLa parte V fornisce gli indici A osservati e previsti. La parte VI fornisce le probabilit\u00e0 di attivit\u00e0 geomagnetica. Queste ultime due parti possono essere riassunte come segue: una buona propagazione si verifica generalmente quando la previsione per l’indice A giornaliero \u00e8 pari o inferiore a 15 (questo corrisponde a un indice K di 3 o inferiore).\u200e<\/p>\n

\u200eWWV a 18 minuti oltre l’ora ogni ora e WWVH a 45 minuti dopo l’ora ogni ora ha pubblicato una versione abbreviata di questo rapporto. Un nuovo formato \u00e8 iniziato il 12 marzo 2002. Il nuovo formato fornisce il flusso solare di 10,7 cm del giorno precedente, l’indice A di media latitudine del giorno precedente e l’attuale indice K a tre ore di media latitudine. Un indicatore generale della meteorologia spaziale per le ultime 24 ore e le prossime 24 ore \u00e8 dato dopo. Questo \u00e8 seguito da informazioni dettagliate per i tre disturbi che influenzano la meteorologia spaziale: tempeste geomagnetiche (causate da raffiche nella velocit\u00e0 del vento solare), tempeste di radiazione solare (il numero di particelle energetiche aumenta) e blackout radio (causati da emissioni di raggi X). Per descrizioni dettagliate dei messaggi WWV\/WWVH, visitare \u200e\u200e \u200e\u200ewww.swpc.noaa.gov\/noaa-scales-explanation\u200e<\/strong><\/a>\u200e.\u200e<\/p>\n

\u200eLa normale propagazione (senza disturbi) \u00e8 prevista quando l’indicatore di meteorologia spaziale \u00e8 minore. Un commento \u00e8 appropriato qui. Sia il Rapporto sull’attivit\u00e0 solare e geofisica che il WWV \/ WWVH forniscono uno stato di attivit\u00e0 solare generale. Questo \u200e\u200enon\u200e<\/i>\u200e \u00e8 uno stato del ciclo delle macchie solari di 11 anni, ma piuttosto uno stato sui disturbi solari (brillamenti, particelle e CME). Ad esempio, se l’attivit\u00e0 solare \u00e8 segnalata come bassa o minore, ci\u00f2 non significa che siamo in fondo al ciclo solare; significa che il sole non ha prodotto gravi disturbi meteorologici spaziali.\u200e<\/p>\n

\u200eAl fine di prevedere la propagazione, sono stati fatti molti sforzi per trovare una correlazione tra le macchie solari e lo stato della ionosfera. La migliore correlazione si \u00e8 rivelata essere tra SSN e parametri ionosferici mediani mensili. Questa \u00e8 la correlazione su cui si basano i nostri programmi di previsione della propagazione, il che significa che le uscite (di solito MUF e potenza del segnale) sono valori con probabilit\u00e0 su un intervallo di tempo di un mese legato ad essi. Non sono assoluti; sono di natura statistica. Comprendere questo \u00e8 una chiave per l’uso corretto delle previsioni di propagazione.\u200e<\/p>\n

\u200eLe macchie solari sono una misura soggettiva. Sono contati visivamente. Sarebbe bello avere una misurazione pi\u00f9 oggettiva, che misenni effettivamente l’uscita del sole. Il flusso solare di 10,7 cm \u00e8 diventato questa misura. Ma \u00e8 solo una misura generale dell’attivit\u00e0 del sole, dal momento che una lunghezza d’onda di 10,7 cm \u00e8 troppo bassa in energia per causare qualsiasi ionizzazione. Quindi il flusso solare di 10,7 cm non ha nulla a che fare con la formazione della ionosfera. La migliore correlazione tra il flusso solare di 10,7 cm e le macchie solari \u00e8 il flusso solare levigato di 10,7 cm e il numero di macchie solari levigate – la correlazione tra valori giornalieri, o anche valori medi mensili, non \u00e8 molto accettabile.\u200e<\/p>\n

\u200ePoich\u00e9 i nostri programmi di previsione della propagazione sono stati impostati sulla base di una correlazione tra SSN e parametri ionosferici mediani mensili, l’uso di SSN o dell’equivalente flusso solare levigato di 10,7 cm d\u00e0 i migliori risultati. L’uso del flusso solare giornaliero di 10,7 cm – o anche il numero giornaliero di macchie solari – pu\u00f2 introdurre un errore considerevole nelle previsioni di propagazione a causa del fatto che la ionosfera non reagisce alle piccole variazioni giornaliere del sole. Anche un flusso solare di 10,7 cm in media nell’arco di una settimana pu\u00f2 contribuire a previsioni errate. Per ribadire, per ottenere i migliori risultati utilizzare SSN o flusso solare levigato di 10,7 cm e comprendere il concetto di valori mediani mensili.\u200e<\/p>\n

\u200ePer le previsioni a breve termine, l’uso dell’SSN efficace (SSNe) pu\u00f2 essere utile. In questo metodo, un SSN appropriato viene immesso nel software di previsione della propagazione per costringerlo a concordare con le misurazioni giornaliere di ionosonde.<\/p>\n

Carl Luetzelschwab<\/i><\/p>\n

K9LA<\/i><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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