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Meteorologia Spaziale Ionosferica


Con il termine “meteorologia spaziale” si indica l’insieme delle perturbazioni che hanno luogo nello spazio interplanetario e che possono influenzare in maniera significativa l’ambiente circumterrestre. Tali perturbazioni si identificano, ad esempio, in variazioni del campo magnetico interplanetario, emissioni di massa coronale solare e disturbi del campo geomagnetico, e possono essere la causa di seri danni ai sistemi satellitari, nonché di guasti alle reti di alimentazione a terra.
Lo studio dei processi interessati dalla meteorologia spaziale ha un carattere fortemente interdisciplinare che comprende la fisica solare, la fisica della magnetosfera, la fisica della ionosfera e il geomagnetismo. Analogamente alla meteorologia classica, lo scopo della meteorologia spaziale è quello di prevedere gli effetti che tali processi possono avere sullo spazio circumterrestre e, in particolare, prevedere gli eventuali effetti dannosi sui sistemi di comunicazione e posizionamento, ormai indispensabili nella società moderna.
La realizzazione di strumenti di previsione è possibile solo partendo dalle osservazioni sperimentali e, in questo senso, il monitoraggio del plasma ionosferico può fornire informazioni di fondamentale importanza per lo sviluppo di modelli di previsione.
Per l’osservazione dei parametri ionosferici l’INGV utilizza diverse tecniche di misura, da quelle attive per effettuare radiosondaggi verticali e obliqui, a quelle passive per le misure di scintillazione, TEC e rumore cosmico. L’uso sinergico di questi metodi permette di studiare i vari strati della ionosfera, dalla regione F a quella D, sia a medie che ad alte latitudini. La ionosfera polare è sensibile ai processi che hanno origine nello spazio interplanetario, si propagano nella magnetosfera e colpiscono la Terra. Per questo motivo il monitoraggio dell’alta atmosfera nelle regioni polari può essere considerato uno strumento diagnostico della meteorologia spaziale. Inoltre l’informazione acquisita tramite le misure effettuate a medie latitudini può confermare l’esistenza della perturbazione, integrando così la descrizione del fenomeno che, in alcuni casi, può assumere conseguenze su scala globale.

Misure ionosferiche in condizioni disturbate

Nel momento in cui forti perturbazioni hanno luogo nello spazio interplanetario il comportamento della ionosfera può deviare significativamente dal suo andamento medio e, in questi frangenti, il monitoraggio della dinamica del plasma ionosferico diventa cruciale, specie se effettuato in tempo reale. Per sottolineare l’importanza che tale monitoraggio riveste per la comprensione dell’intero sistema Terra-Sole, vengono qui di seguito riportati tre esempi di misure ionosferiche utilizzate nell’ambito della meteorologia spaziale.

Esempio di misurazione dell’assorbimento ionosferico ad alte latitudini

In condizioni disturbate, una delle principali cause dell’aumento di ionizzazione della regione D (compresa tra 50 e 80 km), e quindi dell’assorbimento ionosferico, è l’afflusso di particelle cariche che penetrano nell’atmosfera. Per questo motivo, la misura dell’assorbimento ionosferico è uno dei parametri più indicati per studiare l’influenza dell’attività magnetica e solare sulla bassa ionosfera.
La figura 1 mostra un esempio di assorbimento avvenuto nella ionosfera polare, in assenza di una significativa attività magnetica, e causato da un evento di emissione di protoni, registrato il 26 febbraio 2004 presso la stazione Mario Zucchelli, in Antartide (74.7° S, 164.1° E), da due diversi tipi di strumentazione. La figura riporta la curva di rumore cosmico registrata dal riometro (in alto), insieme con la sequenza dei 48 ionogrammi (acquisiti ogni 30 minuti) registrati dalla ionosonda AIS-INGV. Il paragone tra i due differenti tipi di misura indica che la mancanza di traccia osservata negli ionogrammi delle 02:00 UT e delle 22:30 UT è chiaramente da attribuire ai due eventi di assorbimento che caratterizzano la curva di rumore cosmico, ed evidenzia quindi come la ionosfera, in concomitanza di tali eventi, possa momentaneamente perdere la sua proprietà di riflessione nei confronti delle onde elettromagnetiche.

Figura 1 Esempio di assorbimento nella ionosfera polare causato da un evento di emissione di protoni, registrato nel febbraio 2004. Cliccare sull’immagine per ingrandire

 

Esempio di tempesta ionosferica a medie latitudini

L’arrivo sulla Terra di una emissione di massa coronale avvenuta il 3 aprile 2004 ha provocato una variazione del campo magnetico interplanetario da 5 a 8 nT, con forti variazioni delle componenti Bx e By e con un aumento (~12 nT) e successiva diminuzione della componente Bz, che è divenuta quindi negativa. In seguito a tale inversione del campo magnetico interplanetari, le osservazioni a terra hanno registrato lo sviluppo di una tempesta magnetica.
Il comportamento della ionosfera è descritto nella figura 2 in cui i valori di foF2 osservati dalla stazione di Roma (41.8° N, 12.5° E) sono riportati (in rosso) insieme a alle mediane orarie mensili (in blu), assunte come valori di riferimento di un giorno quieto. Le condizioni precedenti alla tempesta sono riportate nelle figure 2a, 2b e 2c. La figura 2d mostra come l’inizio della tempesta magnetica sia seguita da una “tempesta ionosferica positiva” di debole intensità nelle ore pomeridiane del 3 aprile 2004. Il giorno successivo (figura 2e) mostra una fase in cui foF2 è generalmente più basso dei valori quieti di riferimento (“tempesta negativa”). Tali variazioni di foF2 sono generalmente associate ai disturbi geomagnetici che si registrano alle medie latitudini e sono molto simili a quelle causate da cambiamenti della composizione neutra dell’atmosfera. È quindi possibile attribuire l’effetto della tempesta negativa raffigurata in figura 2e alle variazioni di composizione, in particolare alla variazione del rapporto atomico/molecolare che altera il bilancio dei processi di perdita e di produzione del plasma ionizzato. Bisogna comunque tener presente che processi dinamici, quali la deriva di campi elettrici o la propagazione di venti termosferici, possono contribuire in maniera significativa alla complessità dello sviluppo delle tempeste ionosferiche. Vale la pena notare come i dati mancanti nella figura 2e tra le 06:00 UT e le 13:00 UT del 4 aprile, siano dovuti ad un evento di assorbimento ionosferico, dovuto, come già descritto nel paragrafo precedente, alla ionizzazione dello strato D causata dalla precipitazione di particelle cariche nell’atmosfera.

Figura 2Esempio del comportamento della ionosfera durante una tempesta ionosferica Esempio del comportamento della ionosfera durante una tempesta ionosferica

La figura 3 mostra le misure di contenuto elettronico totale (TEC) verticale derivate dai segnali GPS ricevuti dalla rete europea del servizio internazionale IGS tra il 2 e il 5 aprile 2004, e relative al nord Italia (45° N, 10° E). Nelle figure 3b, 3c e 3d del giorno geomagneticamente quieto (2 aprile, in nero) la variazione giornaliera di TEC viene confrontata con le differenti fasi che caratterizzano i giorni successivi (in rosso). Il confronto mostra una fase di tempesta positiva il 3 aprile, seguita da una fase di tempesta negativa il 4 aprile e, parzialmente, il 5 aprile, quando una debole fase positiva ristabilisce l’andamento quieto intorno alle 11:00 UT.

Figura 3Esempio di misure di contenuto elettronico totale (TEC) verticale derivate dai segnali GPS ricevuti dalla rete europea del servizio internazionale IGS Esempio di misure di contenuto elettronico totale (TEC) verticale derivate dai segnali GPS ricevuti dalla rete europea del servizio internazionale IGS

Per confronto la figura 4 mostra le variazioni di TEC, relative al giorno quieto (2 aprile, in alto) e al giorno disturbato (4 aprile, in basso), registrate ad alte latitudini, tra le 06:00 e le 12:00 UT, dal ricevitore GPS installato alle isole Svalbard (Norvegia, 78.9° N, 11.9° E). Tale paragone fa vedere come anche ad alte latitudini il TEC, il 4 aprile, sia caratterizzato da una significativa fase negativa (evidente dal cambio di scala che caratterizza l’asse y dei due grafici).

Figura 4Variazioni di TEC relative al giorno quieto (2 aprile, in alto) e al giorno disturbato (4 aprile, in basso) Variazioni di TEC relative al giorno quieto (2 aprile, in alto) e al giorno disturbato (4 aprile, in basso)

La tempesta di Halloween del 2003

Alla fine del 2003 due intensi brillamenti (rispettivamente di classe X17 e X10), prodotti dal Sole il 28 e il 29 ottobre, sono stati la causa di forti tempeste magnetiche (denominate in seguito“tempeste di Halloween”), tra le più intense del ciclo solare 23. In particolare, quella associata al brillamento X17 è la sesta classificata tra le prime 30 catalogate dal 1936.
La figura 5 mostra il TEC verticale (in nero), insieme con la scintillazione in fase e in ampiezza (rispettivamente in blu e rosso) subita, tra le 21:00 e le 22:00 UT del 30 ottobre 2003, dal segnale del satellite 31 registrato dal ricevitore GPS installato alle Svalbard (Norvegia, 78.9° N, 11.9° E). Risulta evidente quindi come la propagazione delle onde nell’intero spettro radio, su cui si basano i sistemi di posizionamento e navigazione, possa essere drasticamente influenzata a seguito di forti disturbi ionosferici causati da intensi brillamenti solari. 

Figura 5TEC verticale (in nero), insieme con la scintillazione in fase e in ampiezza (rispettivamente in blu e rosso) TEC verticale (in nero), insieme con la scintillazione in fase e in ampiezza (rispettivamente in blu e rosso)

 

Dati in tempo reale all’INGV

Come già precedentemente specificato, ai fini della meteorologia spaziale, il monitoraggio in tempo reale della ionosfera assume un ruolo molto importante
Radiosondaggi verticali vengono effettuati ed elaborati in tempo reale presso le stazioni ionosferiche di Roma (41.8° N, 12.5° E), Gibilmanna (37.9° N, 14.0° E), e Tucumán (Argentina, 26.9° S, 294.6° E).
I dati acquisiti a Roma vengono utilizzati nell’ambito dei progetti GIFINT, DIAS, e MIRTO.
Gli osservatori polari di TEC e scintillazioni a Mario Zucchelli Station (Baia Terra Nova, Antartide, 74.7° S, 164.1° E), Dome C (75.1° S, 123.4° E), Ny Alesund (Svalbard, Norvegia, 78.9° N, 11.9° E) e Longyearbean, (Svalbard, Norvegia, 78.2° N, 16.0° E) forniscono dati in tempo reale o quasi reale. Tali dati vengono utilizzati nell’ambito dei progetti ISACCO, PNRA, SCAR, MAE, and Royal Society.
Tutti questi dati sono archiviati in un database relazionale e pubblicati sulla rete internet nell’ambito del progetto eSWua.


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