Il 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 velocità di questo vento solare che si dirige verso la Terra è in media di circa 400 km al secondo.
Il vento solare del sole ha un impatto significativo sul campo magnetico terrestre. Invece di essere una semplice barra magnetica, il campo magnetico terrestre è compresso dal vento solare sul lato rivolto verso il sole ed è disteso sul lato lontano dal sole (la coda magnetica, che estende decine di raggi terrestri sottovento). Mentre la radiazione elettromagnetica del sole può avere un impatto sull’intera ionosfera che è 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.
Inoltre, quando la radiazione elettromagnetica del sole rimuove un elettrone da un costituente neutro nell’atmosfera, l’elettrone risultante può spiraleggiare lungo una linea di campo magnetico (spirale attorno alla linea del campo magnetico alla girofrequenza dell’elettrone). Così il campo magnetico terrestre svolge un ruolo importante e critico nella propagazione.
Le 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 è 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 è una versione compressa dell’indice A) e va da 0 a 9 (con 0 che è silenzioso e 9 che è una tempesta grave). Generalmente un indice A pari o inferiore a 15 o un indice K pari o inferiore a 3 è il migliore per la propagazione.
Le 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, è molto appuntito. La media dei numeri giornalieri delle macchie solari su un mese si traduce nel numero medio mensile di macchie solari, ma è anche piuttosto appuntito quando tracciato. Pertanto, è necessaria una misurazione più mediata o levigata per misurare i cicli solari. Questo è 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 quantità di levigatura, l’SSN ufficiale è un anno e mezzo indietro rispetto al mese corrente. Sfortunatamente questa quantità di levigatura può mascherare qualsiasi attività solare insolita a breve termine che può migliorare la propagazione.
Le macchie solari vanno e vengono in un ciclo di circa 11 anni. L’ascesa al massimo (da 4 a 5 anni) è di solito più veloce della discesa al minimo (da 6 a 7 anni). Al massimo di un ciclo solare, l’aumento del numero di macchie solari fa sì che più radiazioni ultraviolette intasino nell’atmosfera. Ciò si traduce in una significativa maggiore ionizzazione della regione F, consentendo alla ionosfera di rifrangere frequenze più 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 è così basso che frequenze più alte attraversano la ionosfera nello spazio. Commisurato al minimo solare, tuttavia, è un minore assorbimento e una ionosfera più stabile, con conseguente migliore propagazione sulle frequenze più 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.
La 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 più piccolo), M (di medie dimensioni) e X (il più 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.
La radiazione elettromagnetica proveniente da un brillamento di classe X nella gamma da 1 a 8 Angstrom può 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. Ciò può 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.
Un CME è un’espulsione esplosiva di una grande quantità di materia solare e può causare un drammatico salto verso l’alto della velocità media del vento solare, un po ‘come un’onda d’urto che si dirige verso la Terra. Se la polarità del campo magnetico del sole è verso sud quando l’onda d’urto colpisce il campo magnetico terrestre, l’onda d’urto si accoppia nel campo magnetico terrestre e può causare grandi variazioni nel campo magnetico terrestre. Questo è visto come un aumento degli indici A e K.
Oltre all’attività aurorale, queste variazioni al campo magnetico possono causare la perdita di quegli elettroni a spirale attorno alle linee del campo magnetico nella coda magnetica. Con gli elettroni scomparsi, le frequenze massime utilizzabili (MUF) diminuiscono e ritornano solo dopo che il campo magnetico ritorna alla normalità e il processo di ionizzazione reintegra gli elettroni persi. Il più 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.
I 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 è certa, però: la radiazione elettromagnetica di un grande brillamento che viaggia alla velocità della luce può 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, poiché sia la luce visibile del bagliore che la radiazione elettromagnetica nell’intervallo da 1 a 10 Angstrom dal bagliore viaggiano alla velocità 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 può richiedere fino a diversi giorni per raggiungere la Terra, dandoci così qualche avvertimento delle loro imminenti interruzioni.
Ogni 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’attività solare e geofisica. I report correnti e archiviati si trovano nella pagina SWPC. Ogni rapporto giornaliero è composto da sei parti.
La parte IA fornisce un’analisi dell’attività solare, compresi i brillamenti e le CME. La parte IB fornisce una previsione dell’attività solare. La Parte IIA fornisce un riassunto dell’attività geofisica. La parte IIB fornisce una previsione dell’attività geofisica. La parte III fornisce le probabilità 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 velocità del vento solare dovute a CME vicine alla media di 400 km / sec.
La 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 ciò che la ionosfera sta facendo in quel giorno. Questo sarà spiegato in seguito.
La parte V fornisce gli indici A osservati e previsti. La parte VI fornisce le probabilità di attività geomagnetica. Queste ultime due parti possono essere riassunte come segue: una buona propagazione si verifica generalmente quando la previsione per l’indice A giornaliero è pari o inferiore a 15 (questo corrisponde a un indice K di 3 o inferiore).
WWV 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 è 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 è dato dopo. Questo è seguito da informazioni dettagliate per i tre disturbi che influenzano la meteorologia spaziale: tempeste geomagnetiche (causate da raffiche nella velocità 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 www.swpc.noaa.gov/noaa-scales-explanation.
La normale propagazione (senza disturbi) è prevista quando l’indicatore di meteorologia spaziale è minore. Un commento è appropriato qui. Sia il Rapporto sull’attività solare e geofisica che il WWV / WWVH forniscono uno stato di attività solare generale. Questo non è 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’attività solare è segnalata come bassa o minore, ciò non significa che siamo in fondo al ciclo solare; significa che il sole non ha prodotto gravi disturbi meteorologici spaziali.
Al 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 è rivelata essere tra SSN e parametri ionosferici mediani mensili. Questa è 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 probabilità su un intervallo di tempo di un mese legato ad essi. Non sono assoluti; sono di natura statistica. Comprendere questo è una chiave per l’uso corretto delle previsioni di propagazione.
Le macchie solari sono una misura soggettiva. Sono contati visivamente. Sarebbe bello avere una misurazione più oggettiva, che misenni effettivamente l’uscita del sole. Il flusso solare di 10,7 cm è diventato questa misura. Ma è solo una misura generale dell’attività del sole, dal momento che una lunghezza d’onda di 10,7 cm è 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 è 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 è molto accettabile.
Poiché 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 dà i migliori risultati. L’uso del flusso solare giornaliero di 10,7 cm – o anche il numero giornaliero di macchie solari – può 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 può 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.
Per le previsioni a breve termine, l’uso dell’SSN efficace (SSNe) può 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.
Carl Luetzelschwab
K9LA