[Rubrica] Onda radio

Modulazione a spettro espanso FHSS

La "frequency-hopping spread spectrum", in acronimo FHSS, è una tecnica di trasmissione radio usata per aumentare la larghezza di banda di un segnale; consiste nel variare la frequenza di trasmissione a intervalli regolari in maniera pseudocasuale attraverso un codice prestabilito.
Le origini del frequency-hopping si devono a Hedy Lamarr, attrice austriaca naturalizzata statunitense. Suo marito infatti, ai tempi della seconda guerra mondiale, era fabbricante d'armi e le insegnò i segreti per bloccare i segnali radio per il controllo dei siluri. Quando scoprì che il marito vendeva armi ad Hitler, fuggì a Hollywood per proseguire la sua carriera da attrice; qui, nel tempo libero, inventò la tecnica del frequency hopping per aiutare gli Alleati; il suo sistema utilizzava 88 frequenze (il numero dei tasti del pianoforte). Insieme al compositore George Antheil, ottenne il brevetto per la sua invenzione, ma non venne presa in considerazione dalle forze armate statunitensi. Solo anni dopo la scadenza del brevetto l'idea ricevette attenzione.
Attualmente è utilizzata ampiamente nei più svariati sistemi di comunicazione, partendo dal campo militare (data la difficoltà nel rilevare le trasmissioni e nel disturbarle) e arrivando allo standard del Bluetooth, nel campo della telefonia mobile e nelle comunicazioni Wi-Fi.
L'unico modo di ricevere correttamente la trasmissione è quello di conoscere la sequenza esatta dei salti di frequenza e disporre di un ricevitore adatto a seguirli, cioè un ricevitore perfettamente sincronizzato con i salti di frequenza del trasmettitore, altrimenti ciò che si ottiene sono solo dei frammenti sparsi senza alcun significato coerente.
Queste caratteristiche porta a due capacità principali della FHSS:
1- un certo grado di segretezza della trasmissione/comunicazione, tanto da essere usato come metodo di cifratura nelle comunicazioni analogiche;
2- una buona immunità ai disturbi, soprattutto da parte di altre trasmissioni interferenti.


Esempio di funzionamento della modulazione FHSS

Inoltre la FHSS consente una buona resistenza al "multipath fading" ( una forma di distorsione di un segnale che giunge a destinazione sotto forma di un certo numero di repliche, sfasate nel tempo, originate dai vari percorsi (multipath) che il segnale stesso può aver seguito durante la sua propagazione e sommatesi tra loro in ricezione) dato che il ricevitore ottiene per primo il segnale diretto.
Questo tipo di trasmissioni, sono monitorabili solo con analizzatori di spettro o ricevitori SDR ( Software Defined Radio).

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Nell'immagine sopra, vediamo un esempio di traffico FHSS ( voce + dati ), ricevuti in HF (onde corte). Si tratta di comunicazioni tattiche ( ECCM system ), con bassa probabilità di intercettazione ( LPI - Low Probability of Intercept ) e alta protezione contro disturbi dovuti a jamming (disturbi volontari) e sistemi EWS ( Electronic Warfare System - Sistemi di guerra elettronica).


Fonti: ik1yde-segnaliemodulazionidigitali.blogspot.it/2011/11/fhss-frequency-hopping-spread-spect...
it.wikipedia.org/wiki/Frequency-hopping_spread_spectrum

Modulazione a spettro espanso THSS

La tecnica di modulazione THSS (Time hopping spread spectrum), consiste nel trasmettere il segnale che contiene le informazioni, non in modo continuo, ma soltanto in determinati istanti di tempo la cui durata è determinata dal tipo di codice.
Consiste nel dividere il periodo di simbolo in sotto frame, ed ogni sotto frame corrisponde alla durata del segnale da trasmettere. In relazione a tale frame, possono essere utilizzate altre tecniche di modulazione come in ampiezza, fase e posizione. In quest'ultimo caso il frame viene diviso ulteriormente in relazione al numero di bit per simbolo. Ovvero se ad ogni simbolo associamo 2 bit di informazione il frame sarà suddiviso in ulteriori 4 intervalli. A seconda dell'intervallo in cui si trasmette, verrà corrisposto un simbolo. L'algoritmo per la selezione del frame in cui trasmettere è relegata ad una sequenza pseudo casuale, che genera valori nell'intervallo {0,1,...,N-1} in cui N è il numero di frame in cui è stato suddiviso il periodo di simbolo. La selezione di più di sequenze pseudocasuali non interferenti ovvero che non presentano mai lo stesso risultato permette la multiplazione del canale. Al ricevitore infatti note le sequenze non sarà difficile determinare quali simboli appartengano ad uno o all'altro utente del canale.

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Nelle telecomunicazioni, la tecnica del time hopping può essere considerata una tecnica di accesso al mezzo come pure un metodo per diminuire le interferenze generate ed ottenere cosi un segnale più simile al rumore, infatti trasmettere una serie di impulsi ad intervalli regolari genera in frequenza un picco facilmente rilevabile mentre la trasmissione ad intervalli casuali genera uno spettro "noise-like". Tali vantaggi sono considerevoli infatti permettono l'accesso al mezzo a più utenti e di far rientrare nelle maschere imposte dalle normative in materia di emissioni elettromagnetiche. Usando particolari tecniche per quanto riguarda la scelta della sequenza pseudocasuale inoltre si ha la possibilità di ridurre la probabilità di intercettazione delle trasmissioni rendendole sicure e difficilmente rilevabili.
La tecnica del time hopping è usata in trasmissioni di tipo impulsivo (impulse radio) quindi a banda larga o meglio ultra larga (UWB) quindi sono segnali non generati attraverso la modulazione di una portante.


Fonti: www.tlc-networks.polito.it/oldsite/UPS3/tesi_bona-conti/Tesi_...
it.wikipedia.org/wiki/Time-hopping

La propagazione ionosferica

Lo scopo di questo post è di presentare in modo semplice le caratteristiche fisiche della ionosfera, in modo da comprendere meglio i meccanismi che condizionano la propagazione delle onde elettromagnetiche nella banda delle onde corte, cioè le HF. In realtà, ci sarebbe anche qualche formula matematica che evito di postare, perchè non vorrei essere eccessivamente noioso e di difficile comprensione.


Caratteristiche degli strati ionosferici

La ionosfera è una porzione dell’atmosfera terrestre, dove la pressione dell’aria è così bassa, che elettroni (di carica negativa) e ioni (di carica positiva) liberi, possono muoversi per un certo tempo senza cadere in prossimità di altre particelle, ricombinandosi in atomi neutri. La causa primaria della ionizzazione di questa porzione esterna dell’atmosfera è la radiazione ultravioletta generata dal Sole.
Il livello di ionizzazione prodotta, non varia uniformemente con la distanza dalla superficie terrestre, bensì presenta un andamento regolare (ma non costante) all’interno di strati di differente spessore e all’incirca paralleli alla superficie terrestre, ed è caratterizzato da sensibili differenze passando da uno strato all’altro.
Secondo la letteratura classica, esistono 5 strati ionosferici, ovvero D, E, F, F1 e F2; un discorso a parte merita lo strato Es (E sporadico), discorso che però esula dalla presente trattazione e che esamineremo in un altro post.



Strato D

Lo strato D è lo strato più basso della ionosfera ed è collocato ad altezze comprese fra 60 e 90 Km sulla superficie terrestre. Il livello di ionizzazione è direttamente legato alla luce solare nel senso che comincia al sorgere del Sole, raggiunge un picco quando il Sole è allo zenit e si annulla al tramonto; quando gli elettroni vengono investiti da radiazione elettromagnetica, acquistano energia cinetica in modo direttamente proporzionale alla lunghezza d’onda, e
questo moto accentuato porta ad un aumento della probabilità di collisione con altre particelle di segno opposto e quindi
alla ricombinazione in atomi neutri, con trasformazione dell’energia in calore.
Tutto ciò, significa assorbimento della radiazione elettromagnetica investente, tanto maggiore quanto più bassa è la frequenza; in particolare sono penalizzate le frequenze basse delle onde corte (dai 3 ai 10 MHz circa), mentre l’effetto è lieve a 14 MHz, per diventare praticamente trascurabile a frequenze superiori. A parità di frequenza, l’assorbimento è maggiore per onde che penetrano questo strato con angolo prossimo a 90 gradi.
La densità di elettroni liberi, non è sufficiente a produrre alcun incurvamento progressivo del fronte d’onda incidente, in modo da indirizzarlo verso la superficie terrestre, oltre la zona “oscura”, ragion per cui lo strato D non ha alcuna influenza sulla propagazione, se non in termini di assorbimento (per le bande basse) nelle ore centrali della giornata.

Strato E

Lo strato E, localizzato ad altezze comprese fra 90 e 140 Km sulla superficie terrestre, presenta una densità di elettroni fortemente dipendente dall’altezza del Sole sull’orizzonte, raggiungendo il massimo nelle ore centrali della giornata.
Come per lo strato D, lo strato E si presenta come uno strato assorbente per le frequenze basse, nelle ore centrali della giornata. A differenza dello strato D, lo strato E ha una densità di elettroni tale, da consentire l'incurvamento progressivo delle onde, fino a rifletterle sulla superficie terrestre e permettere collegamenti in HF fino a 2500 Km.

Strato F

Lo strato F è quello che più di tutti influenza in modo positivo la propagazione delle HF, nel senso che produce un incurvamento progressivo dei fronti d’onda, che lo investono fino a rifletterli sulla superficie terrestre a distanze di migliaia di kilometri dal punto di trasmissione, anche durante le ore notturne.
A causa della bassa densità di questa porzione dell’atmosfera, gli elettroni e gli ioni positivi si ricombinano molto lentamente, così che gli effetti dell’angolo di elevazione del Sole si manifestano con un certo ritardo, al punto che la MUF ("Maximum usable frequency" - Massima frequenza utilizzabile) si mantiene alta (come ad esempio i 14 MHz, banda radioamatoriale) lungo la direttrice Est-Ovest (ovvero verso la parte illuminata della superficie terrestre), anche durante le ore notturne, soprattutto in estate.
Lo strato F presenta a sua volta due strati, detti F1 e F2, di cui il primo scompare durante le ore notturne.

Strato F1

Lo strato F1 è presente soltanto durante le ore diurne, ed è localizzato ad altezze comprese fra 160 e 240 Km sulla superficie terrestre. Contiene principalmente ioni NO+ (ioni di nitrosonio).

Strato F2

Lo strato F2 è presente sia nelle ore diurne che nelle ore notturne, è localizzato ad altezze comprese fra 230 e 450 Km sulla superficie terrestre ed è caratterizzato da una densità di elettroni minore durante le ore diurne estive.
Il fatto che la densità di elettroni relativa alle ore diurne, sia un ordine di grandezza più bassa durante l’estate rispetto all’inverno, è chiamata “anomalia d’inverno”; c’è poi la cosiddetta “anomalia diurna” consistente nel fatto che la densità raggiunge il picco un’ora dopo il mezzogiorno locale, ovvero fra le 13 e le 15 locali.
Lo strato F2, a causa delle densità di elettroni solitamente molto alta, presenta un coefficiente di assorbimento delle onde elettromagnetiche, molto più basso rispetto a quello introdotto dagli strati D ed E, per cui le onde riflesse da questo strato conservano ancora sufficiente energia per essere riflesse dalla superficie terrestre di nuovo verso la ionosfera e da questa ancora a terra ed ancora verso la ionosfera, arrivando a coprire distanze dell’ordine di 15.000 - 20.000 Km (per esempio fino in Australia e Nuova Zelanda).

L'E sporadico (Es)

Lo strato "E sporadico", si forma in modo abbastanza casuale ad una altezza di 110-120 Km. ed è caratterizzato da una densità di elettroni molto maggiore di quella che normalmente caratterizza lo strato E. Questa ionizzazione sporadica, si manifesta sotto forma di "nubi" che possono estendersi da qualche kilometro a qualche migliaio di kilometri. Lo strato Es, si può formare a qualsiasi ora del giorno ed in qualsiasi stagione: a latitudini temperate si verifica con maggiore occorrenza durante l’estate e nelle ore diurne.
La caratteristica peculiare di queste aree ad alta ionizzazione è la loro vita limitata a non più di qualche ora, ma non sono rari i casi in cui la permanenza è stata di giornate intere (e a volte consecutive): in tale intervallo di tempo è possibile comunque effettuare collegamenti altrimenti non possibili a quelle frequenze e a quell’ora del giorno.
Le onde che vengono riflesse da questo strato sono di frequenza fino a circa 150 MHz.
La distanza che con questo tipo di apertura è possibile coprire, si aggira attorno ai 2.500 chilometri con un unico salto, grazie all'elevata quota ove si manifesta l'E sporadico.
Nel 1959, quando ci fu un numero rilevante di macchie solari e i radioamatori erano pochi, quindi il traffico era molto più intellegibile, si riusciva a collegare stazioni lontanissime con potenze molto limitate, quasi irrisorie.

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A questo post, seguirà uno studio completo sull'E sporadico, fatto da un radioamatore, attraverso le sue "osservazioni" ed esperienze.

Studio sulla propagazione per E sporadico (prima parte)

Introduzione

Il fenomeno della propagazione per E sporadico è forse uno dei più affascinanti modi di propagazione delle onde elettromagnetiche, ma allo stesso tempo anche uno degli eventi più imprevedibili e di difficile interpretazione scientifica.
Esso coinvolge la parte alta dello spettro HF e nei casi estremi le bande VHF fino a frequenze di 200 MHz.
L'E sporadico si manifesta particolarmente nei periodi che vanno da Maggio a Settembre, specialmente nelle ore diurne (4 ore dopo la levata del sole) o durante le prime ore serali (specie sui 50 MHz); inoltre si nota una leggera ripresa nel mese di Dicembre.
Le distanze copribili, dipendono dall'altezza dello strato e dall'angolo d'irradiazione verticale dell'antenna, e in ogni modo variano dai 1000 ai 2500 chilometri, con riflessioni di un solo salto, ma in casi eccezionali ci possono essere riflessioni a due salti che aumentano la distanza fino a 4000 chilometri, mentre la riflessione a salti multipli non è conosciuta poiché è improbabile la presenza estesa e contemporanea di nubi d'E sporadico su larga scala geografica.
La scoperta di questo tipo di propagazione risale agli anni '30, quando il prof. Edward J. Appleton (premio Nobel nel 1947 per le sue importanti ricerche sugli strati Ionosferici), rilevò l'esistenza di una stratificazione molto ionizzata ed anomala all'altezza della regione E, che successivamente chiamò "Sporadic E" o Es, dal fatto che il fenomeno avviene sporadicamente.
Quest'articolo non vuole essere un manuale: si tratta di uno studio basato su osservazioni ed esperienze pratiche, di ricerche specifiche sull'argomento e di scambi d'idee ed opinioni con altri radioamatori.

Posizione geografica

La comparsa della propagazione per E sporadico, non dipende solo dall'ora e dalla stagione, ma anche dalla posizione geografica.
Sono identificate cinque zone geografiche distinte basate soprattutto sulle caratteristiche stagionali e orarie. Queste zone sono raffigurate nella mappa rettangolare in basso e presentano caratteristiche e condizioni propagative differenti.

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All'interno della zona temperata a nord dell'equatore, le nubi d'E sporadico possono comparire in qualunque momento, ma osservazioni e statistiche sul lungo periodo, indicano che il fenomeno accade con maggiore frequenza nei mesi estivi, dalla metà di Maggio fino alla metà d'Agosto, seguito da un periodo invernale (in ogni caso con minore frequenza rispetto ai mesi estivi) che va da metà Dicembre fino alla metà di Gennaio. L'incidenza è maggiore nelle ore del mattino 0900-1200 e nel tardo pomeriggio-sera 1900-2300, indipendentemente dalla stagione. Ci sono inoltre variazioni rilevanti all'interno della zona temperata nord, con caratteristiche per così dire, locali.
La ionizzazione d'E sporadico, si presenta più spesso sul Pacifico Occidentale, in Cina e nel sud-est Asiatico, mentre la presenza di fenomeni Es è minima sopra il Nord Atlantico e la costa orientale dell'America settentrionale, mentre negli Stati Uniti la zona dove l'Es è più frequente è la parte sud-ovest del paese. Anche nella fascia temperata a sud dell'equatore geomagnetico, la propagazione inizia con i mesi estivi dell'emisfero australe (dalla metà di Novembre fino alla metà di Febbraio, poiché' oltrepassato l'equatore, la stagione s'inverte). Nella fascia equatoriale che si estende per 10° a cavallo dell'equatore, l'Es è quasi un fenomeno costante nell'arco di 8 ore giornaliere, concentrato al mezzogiorno locale, indipendentemente dalla stagione, ma è raro al di fuori di questi orari. E' possibile che l'elevata concentrazione di fenomeni temporaleschi lungo la fascia tropicale, che sviluppano una quantità' enorme d'energia, abbia delle interessanti correlazioni con la formazione dell'Es. Per quanto concerne le zone aurorali, l'Es è collegato ai disturbi geomagnetici e, spesso avviene in concomitanza con i fenomeni aurorali (le cortine aurorali si sviluppano sempre all'interno della regione E); inoltre alle alte latitudini, l'Es tende a formarsi nelle ore notturne.
L'estensione delle nubi è normalmente maggiore rispetto alle medie latitudini, permettendo collegamenti su distanze più grandi.

Riassumendo quindi, possiamo affermare che la propagazione per E sporadico, ha differenti caratteristiche e cause secondo la latitudine:

-E sporadico equatoriale: avviene durante il giorno, senza preferenze stagionali ed è causato da turbolenze indotte da maree atmosferiche, onde gravitazionali e dall'electrojet (corrente elettrica) equatoriale.
-E sporadico alle medie latitudini: relativamente raro e concentrato nel pomeriggio-sera dei mesi estivi, e che dovrebbe essere causato dal movimento dei venti ionosferici.
-E sporadico polare: concentrato prevalentemente nelle ore notturne (tarda sera-mattino presto) senza preferenze stagionali e causato dall'azione combinata del campo magnetico terrestre, con l'attività aurorale. Alle alte latitudini, si possono localizzare gli eventi d'Es con picchi aventi densità' elettronica elevatissima, causati dalla precipitazione di particelle elettroniche ad alta energia, convogliate verso i poli dalle linee di forza del campo magnetico terrestre e provenienti dalla magnetosfera.

Fonte: studio sull'E sporadico di Flavio Egano IK3XTV

Studio sulla propagazione per E sporadico (seconda parte)

Struttura delle nubi d'E sporadico

Non si hanno certezze sulla formazione di queste cortine ad alta ionizzazione, tuttavia una delle teorie più accreditate per l'Es alle nostre latitudini, riguarda la teoria dei venti ionosferici (wind-shear theory), anche se ci potrebbero essere delle influenze da parte di fenomeni meteorologici come le formazioni temporalesche o il concorso di fenomeni provenienti dallo spazio, come l'ablazione meteorica, che potrebbero fornire un ulteriore fonte di ionizzazione.

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Del resto, la formazione di questi forti venti ionosferici ha cause termodinamiche (e seguono complesse leggi di scambio termico tra la superficie terrestre e l'atmosfera); la maggiore intensità' di questi venti, avviene verso la fine della primavera e i mesi estivi, in corrispondenza pertanto con i picchi delle aperture per Es. E' possibile inoltre, che alcuni fenomeni che avvengono nella troposfera, come i temporali, possano influenzare anche fenomeni che avvengono più in alto, all'altezza della regione E. Questi venti fortissimi di direzione opposta, si muovono all'interno della ionosfera e sono separati da pochi chilometri di quota; la loro azione, combinata all'azione delle onde gravitazionali di origine troposferica e del campo magnetico terrestre, spinge gli ioni gassosi all'interno di quest'area, accumulandoli in strati che formano le nubi ionizzate.

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Si tratterebbe di una vera e propria compressione verticale di ioni, che si concentra formando dei sottili agglomerati ad elevata concentrazione elettronica, dallo spessore di 2-4 chilometri e ad un'altezza tra i 90 e i 110 chilometri di quota.
Di norma, l'estensione di queste chiazze ionizzate non è amplia, può essere di 50-100 chilometri di diametro (alle latitudini temperate). Il loro sviluppo in superficie è di poche migliaia di chilometri quadrati e la concentrazione di elettroni per cm3 è molto più elevata rispetto allo strato E ordinario.
Dovrebbe trattarsi di nubi di forma irregolare (non propriamente circolari o ellissoidali) e non sempre allineate parallelamente alla superfice terrestre; è possibile che la forma delle nubi sia anche concava (struttura cupolare) e misurazioni effettuate con razzi ionosferici, hanno trovato delle inclinazioni anche fino a 30° rispetto all'orizzonte terrestre.
La limitata estensione delle superfici ionizzate, si traduce in un comportamento molto selettivo sulle aree utili per i collegamenti, e creano delle vere e proprie zone d'ombra dove il collegamento diventa impossibile.
Tuttavia, quest'anomalia potrebbe anche essere spiegata dalla forma cupolare delle nubi, che impedisce il collegamento a 360°, come avverrebbe nel caso di nubi allineate orizzontalmente rispetto alla superficie terrestre.
Il fenomeno è accentuato all'aumentare della frequenza di lavoro, a volte sui 50 MHz e a maggior ragione sui 144 MHz, sono possibili collegamenti solo su determinate e limitate aree geografiche (entro poche centinaia di chilometri).
Non è infrequente tuttavia, specie nei periodi migliori, la formazione contemporanea (anche a livello continentale) di più' aree di Es che permettono collegamenti in più' direzioni; ho osservato personalmente, specie sulla gamma dei 6 metri aperture contemporanee in più direzioni, per esempio verso Est (quindi paesi come Romania, Ucraina, ecc.) e verso Ovest-Nord Ovest (Regno Unito, Francia, ecc.). Si tratta secondo me, di ionizzazioni intense della regione E, in grado di deviare segnali anche di 50 MHz; è raro avere aperture di Es iper-denso in più' direzioni per la gamma dei 2 metri (144 MHz).

Venti ionosferici e onde gravitazionali

Le onde gravitazionali atmosferiche (da non confondersi con le onde gravitazionali legate alla teoria della relatività di Einstein), dovrebbero contribuire alla formazione delle cortine di Es, agendo in correlazione con i venti ionosferici, contribuendo all'accumulare gli ioni fino alla formazione delle nubi ionizzate.
Le onde gravitazionali, sono onde di pressione neutra a gran lunghezza d'onda (con un periodo variabile da 10 a 180 minuti), che si estendono all'interno della Termosfera e il meccanismo che genera l'onda è un'oscillazione causata dallo spostamento di una cella d'aria, che è ricollocata nella sua posizione iniziale per effetto della gravità e i movimenti che le generano hanno varia natura. Nella bassa atmosfera, sono attivate da diversi fenomeni meteorologici come formazioni temporalesche, azione dei venti sulla superficie terrestre, formazioni cicloniche e instabilità' causate dal jet-stream; mentre alle alte latitudini, si localizzano maggiormente nell'alta atmosfera e hanno cause associate al riscaldamento per effetto joule, alle forze di Lorentz, e alle precipitazioni particellari legate al campo magnetico e provenienti dal Sole.
Il differente livello d'insolazione tra i due emisferi, determina un forte squilibrio termico, che genera una vasta circolazione di correnti nella bassa ionosfera. Nell'emisfero estivo, quindi più caldo, si crea una corrente ascensionale, compensata da una corrente in direzione opposta nell'emisfero freddo: è questa la dinamica che genera i forti venti ionosferici.
Queste oscillazioni alle latitudini temperate, avvengono nella bassa atmosfera (limiti della Troposfera) e conseguentemente si propagano all'interno della Mesopausa (circa 90 chilometri di quota), fino alla Termosfera, coinvolgendo in pieno la regione E.
Lo stato di agitazione per esempio, del colmo di una formazione temporalesca è fortissimo e quest'agitazione è in grado di trasmettere onde gravitazionali fino alla Mesosfera, all'interno della quale sono presenti venti impetuosi, anche di 300 Km. orari.

Fading e movimenti delle nubi

Generalmente il collegamento per E sporadico è caratterizzato da un profondo e rapido fading (evanescenza): anche qui il fenomeno tende ad intensificarsi al crescere della frequenza utilizzata, essendo l'indice di ionizzazione, direttamente proporzionale alla MUF (Massima Frequenza Utilizzabile).
Con molta probabilità, l'evanescenza è dovuta al continuo variare dell'indice di rifrazione, causato dai movimenti delle nubi ionizzate, che non sono stabili ma si muovono all'interno della regione E, seguendo i movimenti dei forti venti e delle correnti ionosferiche.
Spesso le nubi si spostano alla stessa maniera delle perturbazioni meteorologiche, con una velocità di 300-400 Km/ora, con spostamenti che possono essere casuali anche se l'osservazione pratico-statistica, rivela una direzione di spostamento che alle medie latitudini dell'emisfero boreale, tende andare da sud-est a nord-ovest.


Fonte: studio sull'E sporadico di Flavio Egano IK3XTV (file pdf)

Studio sulla propagazione per E sporadico (terza parte)

Livello di ionizzazione

Lo strato E ordinario della ionosfera, si localizza tra i 90 e i 160 chilometri di quota e la densità elettronica dipende dall'attività solare e dall'angolo zenitale del Sole, quindi dall'ora solare locale. Dopo il tramonto, la densità elettronica scende progressivamente per effetto della ricombinazione elettronica. Lo strato Es può raggiungere un livello di densità elettronica, anche più del doppio rispetto all'E ordinario diurno.
Dalla densità di ionizzazione delle nubi di E sporadico, dipende la frequenza che è rimandata a terra, il dx (collegamento a lunga distanza) sui 144 MHz si presenta nell'1% dei casi in cui è accertato l'Es utile per le frequenze HF.
Per elevare la MUF (Massima Frequenza Utilizzabile) oltre i 50 MHz, sono necessari agglomerati iper-densi con concentrazione elettronica elevatissima e in grado di deviare raggi radenti fino a 200 MHz; questo accade in maniera meno marcata rispetto ad esempio ai 50 MHz, dove nei mesi estivi, le aperture sono quasi giornaliere.

Fonti di ionizzazione

La teoria basata sui venti di direzione est-ovest all'interno dello strato E, che si muovono verticalmente per effetto delle onde gravitazionali e che in presenza del campo magnetico terrestre comprimono gli ioni in sottili ammassamenti ad alta ionizzazione, sembra particolarmente applicabile agli ioni metallici, quali gli ioni di Magnesio (Mg+) e gli ioni di Ferro (Fe+), poiché la loro capacità di ricombinazione è più lenta rispetto agli altri ioni e questo permette un ammassamento in strati densi e sottili.

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Gli ioni, sono atomi o gruppi di atomi dotati di una carica elettrica proveniente da atomi o gruppi di atomi neutri che hanno perso o acquistato uno o più elettroni (processo di ricombinazione). Recenti misurazioni, hanno rivelato che le cortine di Es, presentano un elevato contenuto di ioni metallici (Fe+ e Mg+) oltre che O2+ (Ossigeno) e NO+ (Nitronio), gli ioni principali e dominanti presenti all'interno della regione E. Gli ioni metallici, sono il residuo lasciato dalla polvere meteorica che entra nell'atmosfera terrestre, catturata dalla forza gravitazionale della terra.
Si calcola che quotidianamente, entrino nell'atmosfera alla velocità dell'ordine dei 100.000 Km/ora, qualche decina di miliardi di micro meteoriti del diametro di un decimo di millimetro, senza contare le particelle di dimensioni più grandi; l'ablazione avviene all'altezza dello strato E, dove le possibilità' di collisione con le molecole dei gas sono maggiori (per effetto dell'elevata densità). Inoltre sembra ci sia un rilevante incremento nel periodo Giugno-Agosto (in corrispondenza con i picchi d'Es più denso).
La ionizzazione meteorica non è l'unica causa, ma dovrebbe avere una funzione catalizzatrice nell'intero meccanismo, soprattutto per i fenomeni di Es più intenso (quello che interessa le frequenze più alte: 50 MHz e soprattutto 144 MHz).
L'intensità dell'evento di Es, dipende dalla ionizzazione residua dello strato, dal numero di ioni pesanti presenti (relativi alla precipitazione meteorica) e dalla forza dei venti ionosferici (soprattutto dall'ampiezza dell'indice di cambiamento della velocità del vento con l'altezza, responsabile dell'ammassamento ionizzato).

E sporadico e attività solare

Il rapporto tra la formazione dello strato Es e l'attività solare non è ancora del tutto chiaro.
Un'analisi sul lungo periodo del rapporto tra l'indice K e quindi dell'attività' geomagnetica effettuato sui 50 MHz, ha rivelato una maggiore incidenza nella formazione di Es quando l'attività' geomagnetica era bassa, in presenza di elevati valori di K e quindi in presenza di tempeste geomagnetiche, la propagazione si deteriorava velocemente.
Una situazione di quiete magnetica è sempre sinonimo di buona propagazione e questo sembra valere anche per la propagazione per Es. Infatti, ad una situazione di calma corrisponde un'uniformità' delle stratificazioni all'interno della ionosfera, che da una parte riduce l'assorbimento e dall'altra consente una maggiore probabilità nella formazione delle cortine Es; inoltre in presenza di un campo magnetico agitato, l'altezza effettiva di uno strato subisce continue fluttuazioni in altezza, la densità' di elettroni per cm3 diminuisce per effetto della dispersione e turbolenza, deteriorando quelle condizioni favorevoli per la formazioni delle nubi riflettenti.
Il rapporto tra le nubi di Es e il ciclo delle macchie solari è meno chiaro, anche se osservazioni statistiche effettuate sempre sul lungo periodo, suggeriscono che tendenzialmente nei periodi bassi del ciclo undecennale (basso numero di macchie), le aperture sono più frequenti.
Nei periodi di alta attività solare, il flusso solare aumenta fortemente, migliorando il livello di ionizzazione dello strato F e dello strato E normale; tuttavia questo sembra non avere un impatto diretto sulla propagazione per E sporadico.

F.A.I. Field Aligned Irregularity

All'altezza della regione E, dove si localizzano normalmente le cortine d'E sporadico, si possono formare delle masse ionizzate di Es super-denso, che a causa dei venti ionosferici si concentrano e convergono lungo le linee di forza del campo geomagnetico terrestre.

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Queste masse si sviluppano quindi in senso verticale e sono inclinate secondo l'inclinazione delle linee di forza del campo, che varia da 50 a 78 gradi dal sud al Nord dell'Europa.
La caratteristica di questa propagazione è che per realizzare il collegamento bilaterale, i segnali di entrambe le stazioni devono essere inviati verso la zona di diffusione, dove l'ammassamento è localizzato.
Sembra ci siano delle zone geografiche preferenziali, dove si concentrano con maggiore frequenza e regolarità' le cortine iper-dense, (in Europa per esempio si localizzano delle aree di riflessione all'altezza della Svizzera occidentale, e sopra l'Ungheria) e questo suppongo sia dovuto a possibili anomalie del campo geomagnetico, nonché da particolari caratteristiche legate al magnetismo interno alla crosta terrestre, di certe aree che potrebbero favorire il fenomeno.
I segnali sono caratterizzati da un marcato scintillamento simile, anche se di minore intensità, allo scintillamento introdotto dalle riflessioni sulle cortine aurorali, inoltre le "aperture" sono di durata limitata (decine di minuti), poiché' sembra che le condizioni che supportano l'anomalia, decadano velocemente.
Generalmente, la formazione delle masse verticali è correlata alle formazioni dell'Es, anche se non se ne conoscono ancora i legami e le interazioni. Quindi, come la propagazione per Es, i periodi migliori vanno da Maggio a Settembre e nel tardo pomeriggio-sera.

Influenza gravitazionale della Luna

L'attrazione gravitazionale della Luna ha una notevole influenza sulla Terra: l'effetto forse più' evidente è quello relativo ai movimenti delle masse oceaniche che generano le maree.
L'attrazione gravitazionale lunare è più forte ai solstizi e dipende inoltre dalla distanza angolare che separa il Sole dalla Luna.
Le maree più' deboli avvengono sempre al primo e all'ultimo quarto di Luna.
Il campo magnetico, presenta fluttuazioni che seguono la posizione rispettiva della Luna e del Sole, in rapporto alla Terra.
La forza d'attrazione esercitata dal nostro satellite, potrebbe avere anche una qualche influenza nella formazione dell'Es. Questo è emerso anche da degli studi specifici eseguiti presso i laboratori di Arecibo, a Portorico.
Si sono trovate delle correlazioni tra le maree lunari e lo sviluppo dei venti ionosferici, nonché possibili interazioni con il campo geomagnetico.
Del resto, le molecole d'aria subiscono l'effetto della forza di gravità e del campo magnetico; le molecole di gas, sono meno legate fra loro di quelle dell'acqua e compiono spostamenti molto ampli a causa della gravitazione solare e lunare.


Fonte: studio sull'E sporadico di Flavio Egano IK3XTV (file pdf)

Studio sulla propagazione per E sporadico (quarta ed ultima parte)

Effetti meteorologici

Le più recenti ricerche scientifiche, sembrano dimostrare un'interazione tra la Ionosfera e la bassa atmosfera.
L'aeronomia e la dinamica dello strato assorbente D, gli anomali assorbimenti delle radio-onde nella ionosfera, la formazione e la struttura dell'Es, le correnti ionosferiche, nonché la struttura della regione F, dovrebbero essere studiate in correlazione con la situazione termodinamica degli strati ionosferici inferiori e quindi anche in relazione a quanto accade nella Troposfera.
Questo è dovuto alla propagazione dalla Troposfera e dalla Stratosfera verso la Ionosfera, di un largo spettro di onde interne atmosferiche, acustiche e gravitazionali, oltre che da possibili influenze gravitazionali della Luna (maree).
Movimento e circolazione dei venti, turbolenze e correnti, non avvengono solo all'interno della Troposfera, ma accadono fino all'altezza della regione E (fino a 100-110 chilometri di altezza).
La forza di interazione dipende dalle caratteristiche della circolazione atmosferica, dall'intensità e dall'origine delle onde.
La teoria dell'influenza dei venti ionosferici, delle onde gravitazionali associata all'azione delle condizioni meteorologiche nella Troposfera, dovrebbe avere quindi una rilevante influenza nella formazione delle nubi di Es, che sembrano spesso associate a fronti di bassa pressione. La condizione migliore sembra quella in cui un'area di bassa pressione viene a trovarsi tra due fronti freddi, poiché a queste condizioni meteorologiche, dovrebbero essere associate forti venti e turbolenze all'altezza della regione E; si tratterebbe proprio di quei venti ionosferici, che poi creano le condizioni per addensare gli ioni, creando le cortine ad alta densità di elettroni liberi, causa appunto delle rifrazioni per E sporadico.
L'azione più o meno intensa delle onde gravitazionali, combinata alla presenza di altri catalizzatori esterni quali l'ablazione meteorica e la favorevole azione del campo geomagnetico, determinerebbero poi l'intensità' della ionizzazione e quindi la capacità di rimandare a terra, onde a frequenza elevata; sappiamo che all'aumentare della frequenza utilizzata, la capacità di rifrazione dell'Es diventa sempre più' rara poiché diventa sempre più' critico il livello di ionizzazione necessario: questo potrebbe essere dovuto alla difficoltà' di avere contemporaneamente attivi tutti i fattori di cui abbiamo appena parlato.
Dovrebbe esserci inoltre, una possibile correlazione tra i temporali e la formazione dello strato E sporadico. Osservazioni pratiche, sembrerebbero confermare questa teoria.
Molti radioamatori, sulla banda dei "10 metri" (28 MHz) per esempio, hanno riscontrato frequentemente un significativo miglioramento delle condizioni di propagazione, subito dopo un fenomeno temporalesco. Le correlazioni tra gli strati bassi e quelli più' alti dell'atmosfera terrestre, sembrerebbe supportare quest'ipotesi.
Le violente agitazioni presenti all'interno di un fronte temporalesco, generano delle onde gravitazionali che si trasmettono fino alla Ionosfera e questo potrebbe essere legato al miglioramento delle condizioni di propagazione innescate dal temporale, nonché al possibile legame tra temporali ed E sporadico.
Questo legame, anche se non ha ancora ottenuto un'omologazione scientifica, sembra essere sostenuto soprattutto dai radioamatori, basandosi soprattutto su osservazioni pratiche e statistiche.
Tuttavia la scienza ufficiale tenderebbe ad escludere tale relazione, sostenendo che le zone di transizione tra la Troposfera e la Ionosfera, denominate Tropopausa e Stratopausa, proteggono per così dire, gli strati riflettenti da influenze sulla composizione molecolare e di concentrazione elettronica da parte di fenomeni troposferici, oltre che non trovare una relazione statistica tra il verificarsi dell'Es e i temporali.
E' altresì vero comunque, che sulla Terra si verificano statisticamente circa 100 scariche elettriche temporalesche ogni secondo, con una concentrazione soprattutto nella fascia dell'equatore e nell'emisfero estivo (l'incidenza dell'Es è maggiore nei mesi estivi e nella fascia tropicale); recenti studi della NASA, hanno trovato una maggiore frequenza di fulmini sulla terra ferma rispetto al mare e una maggiore concentrazione nella fascia tropicale africana, in Nord America e nel sud est Asiatico.
Queste scariche elettriche, sviluppano una quantità' impressionante di energia; abbiamo quindi un livello enorme di energia potenziale che potrebbe agire come catalizzatore di Es. E' sicuro che non tutte le celle temporalesche danno luogo alla formazione di Es, ma potrebbe avvenire una combinazione di eventi dove appunto l'energia elettrica potrebbe avere la funzione di innesco.
Un ulteriore legame con le ipotesi appena discusse, riguarda la scoperta fatta negli ultimi anni di un interessante fenomeno associato ai temporali: si tratta degli "sprites rossi".

Red sprites

Tra la fine degli anni '80 e gli inizi degli anni '90, sono stati osservati per la prima volta delle larghe emissioni luminose sopra un temporale attivo, che si propagano verso la Ionosfera.
Si tratta di estese ma deboli scariche di luce di colore rosso (l'intensità luminosa può essere paragonata a quella di un'aurora), della durata di pochi millisecondi, associate a fulmini nube-terra o intra-nube. Durante una tempesta temporalesca, lo sprite ha un'estensione è elevata, e occupa un'area che in larghezza può arrivare anche fino a 50 chilometri ed in altezza spingersi fino a 90 e più chilometri.
La parte più luminosa è localizzata attorno ai 60-70 chilometri di quota; tuttavia, a causa della bassa luminosità, sono visibili solamente di notte e nonostante la bassa luminosità sono visibili anche all'occhio umano. Sono comunque necessarie delle fotocamere sensibili, per registrare le immagini migliori che ovviamente sono eseguite in quota, sopra la coltre di nubi.

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Raramente gli sprites avvengono singolarmente, più comunemente si verificano in raggruppamenti di due o più emissioni che in ogni caso sono rare e casuali, poiché avvengono solamente con un'incidenza pari all'1% rispetto ai fulmini nube-terra.
Recentemente inoltre, si sono scoperte altre emissioni di natura non luminosa, originate sempre da un temporale. Si tratta d'emissioni brevissime (circa 1m/sec) di raggi gamma, localizzati ad altezze di circa 30 chilometri, e di pulsazioni ad alta frequenza (VHF), TIPPS (Trans-ionospheric pulse pairs), d'intensità 10000 volte maggiore rispetto alle sferiche generate dalle normali scariche elettriche temporalesche.

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Struttura tipica di uno sprite, che è sempre associato ad una scarica elettrica positiva nube-terra e si estende da circa 40-40 Km fino a 70-90 Km, con un'estensione massima attorno ai 50-60 Km, mentre la larghezza orizzontale è di circa 25-50 Km. Il colore rosso è dovuto all'eccitazione dell'azoto molecolare presente nella Mesosfera, mentre nella parte inferiore dello sprite l'emissione dominante è il blu a causa della differente eccitazione ionica dovuta all'altezza.

Statisticamente, sulla Terra avvengono circa 100 scariche elettriche nube-terra al secondo e poiché solamente all'1% di queste si accompagna uno sprite, teoricamente dovremo avare 1 sprite al secondo.
Recentemente però, si è scoperto che queste scariche si possono verificare anche in assenza di fulmini o temporali e questo rende ancora più' difficile l'interpretazione scientifica del fenomeno, nonché innescare ulteriori domande.
Il meccanismo più probabile che innesca la scarica, sembra essere dovuto ad un accumulo di cariche elettriche negative sulla parte superiore delle nubi temporalesche; successivamente, per effetto valanga, si genera una forte scarica elettrica con la Ionosfera superiore, che risulta invece essere caricata positivamente.
Sono in corso ulteriori ricerche, per approfondire il fenomeno degli Sprites, oltre che per verificare le possibili influenze sulla struttura molecolare e sulla ionizzazione sia a breve sia a lungo termine, della Ionosfera.


Fonte: studio sull'E sporadico di Flavio Egano IK3XTV (file pdf)

La propagazione troposferica

La Troposfera è lo strato più basso dell'atmosfera terrestre, che alle nostre latitudini geografiche, si estende circa fino a 11 km. di altezza; verso l'Equatore un po' più in alto, verso i poli un po' più in basso. Entro di essa avvengono tutti i fenomeni meteorologici che noi avvertiamo in via diretta.



Se le masse d'aria troposferiche sono ben mescolate, la temperatura e l'umidità relativa dell'aria, decrescono abbastanza regolarmente con l'aumento dell'altezza. Questa situazione però non è riscontrabile molto spesso in nessun luogo della Terra. Una difformità interessante, si manifesta ad esempio in presenza di alta pressione meteorologica, caratterizzata notoriamente da belle giornate con poco o nessun vento. In tale caso l'aria troposferica non è mescolata in modo uniforme, ma vi è aria più calda, più asciutta e perciò più leggera, disposta sopra altra aria più fresca, più umida e perciò più pesante. Nella zona di contatto tra le due masse d'aria, la temperatura e l'umidità variano piuttosto repentinamente. Questo passaggio è chiamato inversione di temperatura.
Queste inversioni, offrono interessantissime possibilità di DX sulle onde ultracorte (VHF/UHF).

L'inversione termica

L'inversione termica è un fenomeno causato dal forte raffreddamento di strati di aria in prossimità del suolo. La temperatura quindi aumenta, invece di diminuire al crescere della quota. In zone di alta pressione, si forma un cuscinetto di aria fredda sotto strati di aria calda: viene così impedito il moto ascensionale delle correnti. Il fenomeno si verifica in modo particolare in autunno ed in inverno.
Se i segnali radio colpiscono la zona di contatto tra i cuscinetti, essi vengono rifratti verso la superficie terrestre. Si tratta dunque di un fenomeno molto simile al DX (collegamento a grande distanza) ionosferico.
Le portate per riflessione ottenibili dipendono dall'altezza dell'inversione, che può essere fino a 8 km. di altezza, e anche dall'angolo verticale d'irradiazione dei segnali.
Dato che le inversioni sono efficaci per frequenze oltre i 20 MHz, mentre esplicano tutto il loro effetto rifrangente appena oltre i 100 MHz, si può considerare praticamente realizzabile un angolo orizzontale di irradiazione. Esso presuppone come minimo un'altezza dell'antenna di 2-3 lunghezze d'onda (per la banda VHF dei 144 MHz, è di circa 4-6 m).
Con un'altezza d'inversione di 8 km., si ottiene dunque una portata di circa 800 km., però in pratica le altezze sono minori, per cui è raro il caso di giungere oltre i 300 km. In cambio però, basta una potenza si trasmissione di 1 Watt, antenne leggermente direttive e un ricevitore semplice.
Il DX per inversione termica, è spesso riconoscibile per una lenta evanescenza del segnale, con poca profondità.

Propagazione "duct"

Nel caso di inversioni con superficie molto estesa (si formano soprattutto sopra i mari e grandi laghi), possono avvenire rifrazioni multiple dei segnali ad opera dell'inversione e riflessioni multiple ad opera della superficie terrestre; dunque propagazione per salto doppio o multiplo. In tale caso i segnali viaggiano in un canale o guida d'onda (duct). Tuttavia, la propagazione per duct, presuppone che fra l'inversione e la superficie terrestre, vi sia una altezza di almeno cinquanta volte la lunghezza d'onda impiegata, (per i segnali sui 144 MHz, 100 m o più).
Per mezzo del duct, si possono superare distanze di 1000 km. ed arrivare e superare anche i 2000 km.
Il percorso molto movimentato del segnale a lungo tragitto nel duct, consuma molta energia e richiede perciò potenze di trasmissione molte alte, antenne molto direttive e ricevitori ad alta sensibilità.

Il DX per tropo-scatter

Un altro tipo di propagazione troposferica per DX (collegamento/i a lunga distanza) è il "tropo-scatter". Esso è provocato da turbolenze al limite superiore della Troposfera, che generano in continuità delle inversioni.
Contrariamente alle altre possibilità di traffico troposferico, il tropo-scatter è possibile in qualsiasi momento; tuttavia esso presuppone buone apparecchiature ed antenne efficaci. Le portate giungono fino ai 300 km. e occasionalmente anche al doppio ed al triplo.
La gamma di frequenza impiegabile con impianti ragionevoli, va dai circa 100 ai 500 MHz.
I segnali scatter sono riconoscibili da profondi sbalzi oscillanti di evanescenza.


Parleremo un po' più approfonditamente di questi argomenti, nei prossimi post.

Propagazione per condotti (Duct) troposferici



Nel caso di inversioni di temperatura con superficie molto estesa, che si formano soprattutto sopra i mari, possono avvenire rifrazioni multiple dei segnali ad opera dell’inversione, e riflessioni multiple ad opera della superficie terrestre; quindi si ha una propagazione per salto doppio o multiplo. L’inversione di temperatura innesca una caduta del contenuto di umidità in quota (100-1000 m.) che determina la formazione del condotto. La variazione di indice di rifrazione è dovuta al diverso tenore di umidità nei vari strati dell'aria. Le onde radio sono bloccate come dentro una guida d’onda fra uno strato di inversione e la terra o fra due strati di inversione, seguendo perfettamente la curvatura terrestre, riuscendo a coprire distanze considerevoli. In questo caso, si ha una debole attenuazione del segnale, che spesso è ascoltabile solo alle estremità di questa “guida d’onda” e le condizioni sono buone su aree geografiche relativamente piccole. Il fenomeno di propagazione per "Ducting troposferico", in Italia, si verifica spesso principalmente nei mesi caldi, tra il Veneto e la Puglia: i condotti si formano sopra il mare Adriatico e consentono collegamenti su percorsi di 700–800 Km. In casi eccezionali, il condotto puo’ estendersi fino alla Grecia.
Come gia’ detto, in alcune zone della Terra, soprattutto sopra i mari, le inversioni termiche sono presenti quasi con continuità e ad altezze molto modeste; infatti, la zona più comune per la formazione dei condotti troposferici, si estende da 100 m. fino a 1000 m. di altitudine e difficilmente si verificano a quote superiori; presumibilmente poiché, salendo in quota, la densita’ dell’aria diminuisce progressivamente, riducendo sempre di piu’ la probabilità che si formi il condotto troposferico. Le condizioni meteo necessarie perchè si formino questi condotti sono: alta pressione barometrica (su un'area piuttosto vasta), buona insolazione e assenza di vento. Per mezzo del duct, si possono superare lunghissime distanze: 1000 Km. non sono una rarità, i 2000 Km. sono stati superati ripetutamente e sono stati effettuati collegamenti record via ducting, tra le coste della California e le isole Hawaii, in pieno Oceano Pacifico, con uno skip di 4000 Km. Una caratteristica della propagazione per ducting troposferico, è che i due corrispondenti devono trovarsi dentro o nelle vicinanze del condotto. Nel caso in cui le antenne si trovino in posizione elevata e il condotto si formi solamente a pochi metri dal suolo, il segnale non riesce ad entrare nel condotto stesso. I condotti si possono formare solamente su superfici piatte o a bassa curvatura.

Il tropo-scatter



Il tropo-scatter, è un metodo di trasmissione e ricezione radio di segnali a micro-onde, a distanze considerevoli, spesso fino a 300 km. (occasionalmente, si arriva al doppio o al triplo).
Questo metodo di propagazione, utilizza il fenomeno della "dispersione troposferica", dove le onde radio a frequenze altissime, sono sparse in modo casuale quando passano attraverso gli strati superiori della Troposfera (da cui diffusione troposferica). I segnali radio sono trasmessi in un fascio stretto, centrato sulla Tropopausa, a metà strada tra il sito del trasmettitore e quello del ricevitore: i segnali passano attraverso la Troposfera e vengono sparsi, permettendo alla stazione ricevente, di ricevere il segnale. Un sistema correlato è il meteor-scatter, che utilizza le tracce ionizzate delle meteore, per migliorare la forza della dispersione dei segnali.
Normalmente, i segnali a micro-onde, trasmessi alle varie frequenze, di solito intorno a 12 gigahertz (GHz) o 19 GHz, sono utilizzati solo per radiocomunicazioni "a vista", dove il ricevitore può essere visto dal trasmettitore. Tuttavia, i segnali diffusione troposferica, utilizzano una frequenza di circa 2 GHz.
Poiché la Troposfera è turbolenta ed ha una elevata percentuale di umidità, i segnali radio che si propagano per scatter troposferico vengono rifratti, e di conseguenza solo una parte di essi sono "raccolti" dalle antenne di ricezione. Le frequenze di trasmissione intorno ai 2 GHz, sono più adatte per lo scatter troposferico, perchè a questa frequenza, la lunghezza d'onda del segnale interagisce bene con le zone umide e turbolenti della Troposfera, migliorando il rapporto segnale-rumore.
Per questo sistema di trasmissione, vengono di solito impiegate antenne paraboliche ad alto guadagno o antenne "a cartellone" (piatte); questo perchè le perdite di segnale, potrebbero essere molto elevate. In genere, antenne paraboliche con guadagni tra i 40 decibel (dB) e 60 dB, sono utilizzate insieme a potenze di trasmissione che vanno da 1 Kilowatt (kW) a 10 kW.
Solitamente, questo tipo di impianti sono di tipo militare, ma ci sono anche reti civili.


Antenne paraboliche di una ex base NATO, sul Monte Giogo (vicino Massa Carrara).

Propagazione tramite meteor-scatter (nelle VHF) - Introduzione

Il flusso meteorico

Si calcola che quotidianamente, entrino nell'atmosfera alla velocità dell'ordine dei 100.000 Km./ora, qualche decina di miliardi di micro meteoriti di diametro variabile da qualche micron (pulviscolo cosmico) a qualche mm., senza contare le particelle di dimensioni più grandi. L'ablazione avviene all'altezza dello strato E, dove le possibilità di collisione con le molecole dei gas sono maggiori (per effetto dell'elevata densità).
Abbiamo due tipi di flusso meteorico:

- Random Meteor Stream
- Meteor Shower (si tratta degli sciami periodici, come ad esempio le Perseidi ad Agosto)

Processi di dissipazione di una scia ionizzata

Quando una meteora entra nell'atmosfera terrestre, per attrito si surriscalda, con conseguente formazione di una scia altamente ionizzata. Avviene poi una dissipazione, dove concorrono vari processi:

1. Diffusione elettronica nell'ambiente circostante e lungo la traccia
2. Ricombinazione elettronica con gli ioni
3. Associazione degli elettroni con le molecole dell'aria

Il processo di ablazione avviene a circa 100 Km. di quota, dove la densità molecolare diventa elevata. Il picco massimo di flusso meteorico, avviene attorno alle 6:00 AM ora locale. Tra la mezzanotte e l'alba, la Terra si muove impattando direttamente il flusso meteorico. In questo intervallo, le meteore raggiungono la massima velocità di entrata. C'è da considerare che le scie meteoriche notturne, presentano una durata maggiore rispetto a quelle diurne, questo perché la densità di elettroni è al suo minimo durante la notte.

Il periodo migliore

Il periodo migliore è il mattino prima dell'alba, in quanto si sommano due effetti favorevoli: il maggior numero di meteore e la minima ionizzazione della Ionosfera. Come si vede dal grafico del TEC (Total Electron content), il contenuto di elettroni nella Ionosfera è al suo minimo durante la notte, con un ulteriore picco minimo poco prima dell’alba. Quindi, data la bassa densità di ioni notturna, i tempi di ricombinazione sono più lunghi, con il risultato di una maggiore persistenza di elettroni liberi nella scia (gli elettroni liberi, sono i responsabili della riflessione dell’onda radio incidente).

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Variazioni del flusso meteorico

Il flusso di meteoriti non è costante, ma presenta delle significative variazioni giornaliere e stagionali. Il picco massimo si verifica al mattino prima dell’alba, poi decresce progressivamente. C'è anche una significativa variazione stagionale, con un marcato incremento durante i mesi estivi (il flusso è circa 6 volte superiore e questo è dovuto all’inclinazione di 23° dell'asse di rotazione terrestre).

La riflessione dell’onda radio

La scia meteorica è formata da particelle ionizzate, rappresentate da una miscela di ioni positivi, elettroni negativi e molecole neutre. Quando un'onda elettromagnetica incide sulla scia, il campo elettrico dell'onda produce uno spostamento degli elettroni e degli ioni; lo spostamento degli ioni è assai più ridotto di quello degli elettroni, perché uno ione pesa assai più degli elettroni. L’intensità del segnale riflesso, dipende dalla densità elettronica e da come questa varia nel tempo. Sono gli elettroni liberi che interagiscono con l’onda radio e quindi i responsabili della rifrazione.

Proprietà di riflessione delle tracce ionizzate

Le meteore possono avere una massa variabile da 10^-5 a 10^-1 grammi (con diametro di 0,2 fino a 2 mm.) e producono scie adatte per comunicazioni. Queste scie si localizzano ad altitudine media di 100 km., con una lunghezza tipica di 15 km., anche se in alcune casi sono state registrate tracce meteoriche di lunghezza fino a 50 km.
Il raggio iniziale della scia è tipicamente nell’ordine di 0,5-4 metri e si espande per diffusione; di solito la dissipazione avviene
in pochi secondi, o decimi di secondo.

Underdense and Overdense trail

Il modo in cui una meteora riflette le onde radio, dipende essenzialmente dalla densità di elettroni liberi nella scia ionizzata. Qui parleremo di due casi limite:

1- Densità elettronica molto basse, (underdense trail) caratterizzate a livello pratico dai cosidetti "pings" (spiegheremo cosa sono, in uno dei prossimi messaggi)
2- Densità elettroniche molto elevate (overdense trail) (Burst)

La densità elettronica di una scia meteorica è abbastanza elevata da riflettere la RF (radiofrequenza). L’intensità della riflessione, diminuisce all’aumentare della frequenza. All’interno della scia, elettroni e ioni si ricombinano lentamente, riducendo la ionizzazione e quindi la capacità di riflessione della traccia. Anche la durata della capacità di riflessione della traccia, diminuisce rapidamente con l'aumentare della frequenza.

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Intensità relativa del segnale, in base alla frequenza

Doppler frequency: l’effetto dei venti ionosferici

Vi sono due tipi di velocità in un evento meteorico: la velocità della stessa meteora(qualche decina di Km./sec), e la velocità della traccia ionizzata che è uguale alla velocità dei venti in quota. Questi forti venti ionosferici (fino a 100 m./sec), deformano e spostano la traccia ionizzata (plasma), con la conseguenza che il segnale riflesso è afflitto da "effetto Doppler". Il plasma è deviato dai venti ionosferici presenti a queste quote.
C'è movimento della scia per velocità dei venti in quota, e quindi un "mini-doppler" che allarga la frequenza ricevuta.
Abbiamo quindi un "mini-doppler" da allargamento della scia, con conseguente allargamento dello spettro e un Doppler da spostamento della scia, dovuta ai venti neutri.

Tracce persistenti in VHF 144 MHz

Esistono dei rari eventi di echi di lunga durata, che vanno da alcuni secondi a qualche minuto. Sono stati osservati in HF (15 MHz) e VHF (50 MHz). Ma sono possibili anche in VHF 144 MHz. Questo tipo di riflessioni, presentano una ben distinta forma di Doppler spettrale, caratterizzata da una biforcazione. In VHF (144 MHz), sono state registrate tracce di durata fino a 160 secondi.

Connessione con l'E sporadico?

Ma perché queste riflessioni durano così a lungo? Purtroppo, la risposta non è facile. Le riflessioni di lunga durata, restano un mistero da molti anni, dato che le strutture di doppler evidenziate, possono essere causate dalla frammentazione della scia dal "wind shear" verticale. Si ipotizza quindi che la ionizzazione, potrebbe essere mantenuta dalla convergenza di elettroni liberi, come nel caso delle formazioni di E sporadico sotto l'azione dei venti zonali inversi, che con l’aiuto della Forza di Lorentz, convergono elettroni verso la scia ionizzata.

Distanze e angoli di irradiazione

Le riflessioni meteor-scatter, come già detto, avvengono ad un'altezza approssimativa di 100 km. Per un angolo di irradiazione <10 gradi, si ottiene una distanza di collegamento di oltre 1.100 km. Il limite massimo teorico è di 2400 Km. con angolo di irradiazione prossimo a 0 gradi. Le meteore sono casuali e non tutte le scie si trovano esattamente a 100 km.
Per questo la distanza di skip (salto)non è costante. Il limite pratico massimo è attorno ai 2000 Km. La distanza di collegamento più facile, è compresa tra 1200 e 1500 Km.

Estensione tropo del meteor-scatter

In casi eccezionali, è possibile una estensione della distanza di collegamento, grazie al contributo della propagazione tropo. Sono stati fatti degli esperimenti ad esempio, tra Australia e Nuova Zelanda, con collegamenti radio meteor-scatter + tropo ducting (si legga i messaggi precedenti per ulteriori info) fino a 2900 Km., in gamma 2 metri (144 MHz), usando la modalità digitale FSK441.


Effetto Doppler:

it.wikipedia.org/wiki/Effetto_Doppler

Forza di Lorentz:

it.wikipedia.org/wiki/Forza_di_Lorentz

Wind Shear:

it.wikipedia.org/wiki/Wind_shear

Meteor-scatter - Approfondimento (prima parte)

Il fenomeno propagativo noto come Meteor Scatter (MS) è alla base di una delle tecniche più affascinanti nell’attività DX (collegamenti a grande distanza) sulla bande VHF. Al tempo stesso, come vedremo, costituisce una delle modalità più accessibili e pratiche per coprire grandi distanze sulle VHF, con fruibilità in qualche modo continua nell’arco dell’anno.
Una buona conoscenza della fisica del MS e delle relative tecniche operative, da usarsi nell’effettuazione dei QSO (collegamento radio), permette anche a stazioni non particolarmente attrezzate di
ottenere ottimi risultati. Contrariamente a quanto qualcuno crede infatti, il DX via MS è, entro certi limiti, alla portata anche di stazioni radioamatoriali medio-piccole!
Il Meteor Scatter si basa su fenomeni di Diffusione (Scattering) e/o Riflessione sulle scie ionizzate prodotte da Meteoroidi entrati nell’atmosfera terrestre. Le note “Stelle Cadenti”, per capirsi.
Ciò permette, in determinate condizioni, contatti a lunga distanza sulle bande VHF (e non solo) in ogni periodo dell’anno.
Il MS è utilizzato fin dagli anni ’50 per comunicazione dati a basso throughput (nell'ambito delle telecomunicazioni, si intende per "throughput" di un link (canale) di comunicazione, la sua capacità di trasmissione effettivamente utilizzata), in link radio professionali e militari; cionondimeno è diventato ben presto di interesse della comunità radioamatoriale, per collegamenti a lunga distanza nelle frequenze comprese tra 28 e 432 MHz.
Vengono di seguito riportati alcuni cenni introduttivi sulla fisica del MS e sulle relative modalità di utilizzo in campo radioamatoriale.

Cos’è una meteora?

Lo spazio attorno al nostro pianeta non è completamente vuoto, ma sempre attraversato da polveri e detriti; le dimensioni di questi sono variabili, si va dalle particelle microscopiche fino a veri e propri sassi. Queste particelle sono in generale chiamate Meteoroidi.
Alcuni di questi meteoroidi, sono in grado di entrare nell’atmosfera terrestre, grazie ad effetti gravitazionali, una volta che la loro orbita interseca (o si avvicina a) quella della Terra.
Quando un meteoroide attraversa (ad alta velocità) strati dell’atmosfera sufficientemente densi, esso dissipa l’energia (in particolare cinetica) ed il materiale di cui è costituito, in una breve “vampata”, a causa dell’attrito con le molecole di gas dell’atmosfera e dalla violenta compressione subita dai gas nella sezione frontale di impatto del meteoroide.
La trasformazione dell’energia in calore ed in radiazione dà luogo, nello spettro del visibile, alla cosiddetta “Stella Cadente” (o Meteora), un evento spettacolare che tutti abbiamo avuto modo più volte di osservare ammirando il cielo nelle notti serene.
Meteore particolarmente brillanti vengono chiamate "Fireballs", mentre se l’oggetto appare esplodere nell’avvicinamento al suolo, si parla di "Bolide". In casi molto rari, un frammento di un meteoroide di grandi dimensioni è in grado di sopravvivere all’impatto con l’atmosfera, raggiungendo così il suolo sotto forma di "Meteorite".
Questo è tuttavia un evento rarissimo; la maggior parte dei meteoroidi è costituito da particelle piccolissime: minori sono le dimensioni, maggiore è la loro numero nello spazio interplanetario.
I meteoroidi più piccoli sono detti "Micrometeoriti". Essi possono essere così piccoli, che nell’entrata in atmosfera non perdono quasi massa e non raggiungono il punto di incandescenza; per questo motivo, questi meteoroidi non possono essere rilevati né con tecniche ottiche né radio.
Le particelle di dimensioni maggiori, possono invece essere osservate visualmente (oppure con tecniche telescopiche, video o fotografiche) o rilevate con sistemi radio.
Si stima che nell’intera atmosfera terrestre “brucino”, giornalmente, dai 100 ai 200 milioni di meteore visibili; sono centinaia le tonnellate di polveri cosmiche che raggiungono la superficie terrestre ogni giorno.
Talvolta la Terra attraversa, nel suo moto orbitale, porzioni di spazio ove la densità di particelle detritiche è molto maggiore della media: si tratta di fasce (Streams) di particelle che incontrano l’orbita terrestre periodicamente. Il risultato è un significativo incremento di impatti di meteore in atmosfera. Questo fenomeno è noto come "Sciame di Meteore", o più comunemente in letteratura come "Meteor Shower".
Una Meteora Sporadica (o “Nonshower Meteor”) viene definita tale quando non è associabile a nessuno sciame conosciuto. Le Meteore Sporadiche entrano in atmosfera con continuità lungo tutto l’arco dell’anno, creando una sorta di background (o livello di fondo) di eventi meteorici, la cui frequenza risente tuttavia di variazioni giornaliere e stagionali.
Il flusso meteorico totale è determinato dal contributo sia delle meteore di sciame che delle meteore sporadiche; se un dato giorno dell’anno un determinato sciame è attivo, il relativo flusso meteorico va a sovrapporsi a quello delle meteore sporadiche. Quindi, i "Meteor Rates" (il numero di meteore rilevabili da un osservatore in un determinato intervallo di tempo) è la somma dei rates relativi alle meteore sporadiche e dei rates associati ad uno sciame (qualora ve ne sia uno attivo in quel momento). In presenza di più di uno sciame attivo, i rates totali saranno la somma dei meteor rates relativi a ciascuno sciame, più i rates associati alle sporadiche.

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Sciame di meteore sovrapposto all’attività meteorica giornaliera (meteore sporadiche)

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Attività degli sciami annuali sovrapposta all’attività meteorica di fondo; si noti la variazione stagionale del rate di meteore sporadiche (curva tratteggiata rossa)

Il Radiante di una meteora è il punto in cui il percorso della meteora interseca la volta celeste; è quindi il punto del cielo da cui la meteora appare provenire. La definizione può essere estesa agli sciami meteoritici, in quanto le meteore di sciame, pur attraversando il cielo in tutte le direzioni, paiono provenire tutte da uno stesso punto, o areola di estensione limitata.
I loro percorsi, estrapolati all’indietro, paiono originarsi quindi in un punto comune, detto "Radiante dello Sciame". L’origine delle tracce in punto comune è dovuto ad un effetto prospettico, in quanto in realtà tutte le meteore appartenenti allo sciame si muovono lungo
percorsi paralleli.

Throughput: it.wikipedia.org/wiki/Throughput


Fonte: "INTRODUZIONE AL METEOR SCATTER" di Massimo Devetti IV3NDC (file pdf)

Meteor-scatter - Approfondimento (seconda parte)

Meteore Sporadiche

Di base, vi sono 6 sorgenti conosciute di attività meteorica sporadica, corrispondenti ad altrettante zone della volta celeste: Apice Settentrionale e Meridionale, Sole, Antisole, Toroidale Settentrionale e Meridionale.
L’Apice dell’orbita terrestre è il punto della volta celeste verso cui la Terra appare muoversi, istante per istante. Le sorgenti agli Apici derivano da meteore che impattano “frontalmente” l’atmosfera terrestre durante il moto del nostro pianeta nello spazio.
Le sorgenti meteoriche agli Apici sono caratterizzate da un doppio radiante, posizionato 15 gradi a nord e 15 gradi a sud dell’Eclittica (il piano contenente l’orbita terrestre), a 90 gradi ovest rispetto al Sole.
Dal momento che noi siamo in grado di osservare meteore (a prescindere dalla tecnica osservativa utilizzata) solo se il relativo radiante è al di sopra dell’orizzonte dell’osservatore, le Sporadiche provenienti da una sorgente di Apice sono rilevabili solo dopo il sorgere del corrispondente radiante (dopo la mezzanotte locale). Il relativo rate massimo è di primo mattino (ora locale dell’osservatore) quando i radianti raggiungono la massima elevazione nel cielo dell’osservatore.
Siccome le meteore provenienti dalle sorgenti di Apice, giocano un ruolo significativo nel determinare il flusso meteorico totale, si comprende perchè il rate di Sporadiche è massimo nelle ore del mattino. Immaginiamo infatti la Terra come una palla lanciata in un ambiente con polvere in sospensione. La maggior parte degli impatti tra palla e particelle di polvere avvengono, ovviamente, nella superficie frontale della palla (la superficie orientata nel verso di avanzamento della palla stessa), piuttosto che sulla superficie opposta.
A causa della rotazione della Terra attorno al proprio asse, un osservatore terrestre si ritroverà sulla superficie diretta nel verso di avanzamento, solo una volta al giorno: proprio nelle ore del mattino (ora locale). In corrispondenza di ciò, si rileverà il massimo del flusso di Sporadiche, per i motivi summenzionati. Va notato inoltre, che anche la velocità relativa di impatto tra meteoroide e atmosfera, risulta essere maggiore nella porzione “frontale” dell’atmosfera. Ciò equivale a dire che anche meteoroidi più piccoli, sono in grado di “bruciare” più facilmente,
divenendo quindi osservabili; in questo modo il flusso meteorico misurato viene a crescere ulteriormente.
In prima approssimazione, i due fattori principali che influiscono sul flusso meteorico sporadico, sono la posizione dell'Apice nel cielo dell’osservatore, e l’effettiva distribuzione di meteoroidi attorno alla Terra. Supponendo una distribuzione omogenea di meteoroidi attorno al nostro pianeta, siccome l’Apice corrisponde alla porzione di atmosfera avente la maggiore probabilità matematica di intercettare meteore (su varie orbite), maggiore l’elevazione del Apice sull’orizzonte dell’osservatore, maggiore è il flusso meteorico di sporadiche.
L’apice raggiunge il punto più elevato (culminazione) di primo mattino (ora locale dell’osservatore), sicché questo è un modo alternativo di spiegare la variazione giornaliera del rate di sporadiche, avente il massimo appunto nelle ore di primo mattino, ed il minimo nelle ore della prima serata.
La posizione dell’Apice imprime anche una variazione stagionale al flusso di meteore sporadiche. Per un osservatore nell’emisfero nord, a latitudini maggiori di 23.5°N, il picco annuale di attività di meteore sporadiche cade intorno all’Equinozio d'Autunno (23 Settembre).
In questo periodo infatti, l’Apice viene a trovarsi sopra l’orizzonte dell’osservatore, per il massimo numero di ore nel corso della giornata. Vien da sé, che il corrispondente minimo nel rate di Sporadiche, cade ogni anno intorno all' Equinozio di Primavera (21 Marzo).
Viceversa, nell’Emisfero Sud gli osservatori posti a sud di 23.5°S, vedranno un massimo annuale del flusso di sporadiche, in corrispondenza dell'Equinozio di Primavera, ed un minimo all’ Equinozio d’Autunno.
Pertanto, in prima approssimazione, l’andamento del flusso di Sporadiche in funzione del tempo è rappresentabile come sovrapposizione di due curve quasi sinusoidali: una sinusoide a breve periodo rappresentante la variazione giornaliera, sovrapposta ad una sinusoide di lungo periodo, che rappresenta la variazione stagionale.
In realtà, l’effettiva distribuzione dei meteoroidi non risulta omogenea; sia le meteore associabili a sciame, che le Sporadiche, hanno infatti una densità significativamente maggiore nella seconda
metà dell’anno. Tenendo conto anche del contributo degli sciami minori o sconosciuti, l’effettivo massimo annuale del flusso di sporadiche, viene a cadere in realtà un po' prima di quanto sopra riportato, nell’emisfero settentrionale. Il massimo annuale di attività delle Sporadiche (nell' Emisfero Nord) è in Luglio-Agosto-Settembre, il minimo in Febbraio-Marzo.
Si noti che i rate di Sporadiche sopra citati si intendono come rate previsti! Usando un approccio statistico, essi possono essere considerati il valore medio rilevato dopo un set di osservazioni nello stesso periodo di anno in anno.
Nella realtà, in una singola osservazione, significative deviazioni dai valori attesi possono essere talvolta riscontrate. Una probabilità alta quanto si vuole, non significa comunque certezza!
Lo stesso concetto è applicabile pure agli sciami di meteore. In ogni caso, se le osservazioni sono sufficientemente esaustive, si può verificare che effettivamente i rate di sporadiche convergono verso quanto previsto dal sopracitato modello matematico.


Fonte: "INTRODUZIONE AL METEOR SCATTER" di Massimo Devetti IV3NDC (file pdf)

Meteor-scatter - Approfondimento (terza parte)

Sciami di meteore

Nel suo moto orbitale, la Terra incontra talvolta fasci di polveri e detriti aventi densità relativamente maggiore rispetto allo spazio circostante. Tali incontri, sono in grado di aumentare significativamente il numero di meteore entranti in atmosfera, dando luogo ad un cosiddetto "Sciame di Meteore".
Gli sciami noti sono centinaia; la maggior parte di essi è costituita tuttavia da sciami minori (se non addirittura dispersi o non più attivi), ovvero caratterizzati da un flusso meteorico distinguibile a fatica da quello associato alle meteore sporadiche. Va detto tuttavia, che alcuni spettacolari sciami, sono in grado di elevare notevolmente il flusso meteorico in determinati periodi dell’anno, anche di un fattore 100 o superiore, rispetto al flusso meteorico di fondo.
I detriti associati allo sciame, hanno un’origine cometaria. Essi sono infatti stati rilasciati da comete (o anche pianteti minori) durante un passaggio orbitale relativamente vicino al Sole, e successivamente distribuiti lungo l’intera orbita della cometa, formando in tal modo, un cosiddetto "Meteor Stream".
Le orbite di questi "Streams", seguono in qualche modo quelle delle comete che li hanno originati; tuttavia, esse possono evolvere in maniera anche molto complicata a causa di effetti gravitazionali. Ad esempio, un passaggio ravvicinato ad un pianeta è in grado di fare accelerare alcuni meteoroidi, come di farne decelerare altri. Il risultato è la formazione di zone a maggiore o minore densità di detriti all’interno dello Stream. L’effetto gravitazionale dei pianeti maggiori (Giove in primis) è inoltre in grado di influire sulla distribuzione di meteoroidi nella sezione trasversale dello Stream.
Tutto ciò, sta a significare che il fascio di polveri associato allo sciame, risulta essere non omogeneo, sia in una sezione trasversale che longitudinale. Per questo motivo il flusso meteorico di alcuni sciami varia significativamente col tempo, anche nel breve periodo.
La risonanza dell’orbita dello Stream con quella di Giove, tende a mantenere i meteoroidi in una determinata posizione relativa rispetto al pianeta; il risultato è una componente dello Stream, detta "Filamento".
Infine, la pressione di irradiazione del Sole, tende a “soffiare via” le particelle più piccole, lasciando nello Stream solo le particelle di dimensioni e massa maggiore. Ciò spiega perchè alcuni sciami sono più ricchi di meteore luminose, ed altri di meteore più deboli. Tipicamente, gli streams più “antichi”, hanno una prevalenza di meteoroidi di dimensioni maggiori, che danno luogo a meteore più luminose.
Gli Streams meteorici più antichi tendono ad allargarsi, fino a diventare sciami dispersi, in virtù della loro densità di polveri troppo bassa. Oltre a ciò, alcuni fasci di polveri, non sono più in grado di intersecare l’orbita terrestre a causa di effetti gravitazionali che hanno deviato la loro orbita.
Va notato poi come molti Stream più giovani, seguano orbite ellittiche, intersecanti quella della Terra con regolarità, nello stesso periodo ogni anno (Sciami Annuali). Altri sciami invece, incontrano la Terra con una periodicità maggiore di un anno: sono detti Sciami Periodici; il più famoso tra essi è lo sciame delle Leonidi, avente una periodicità di 33 anni.
Tipicamente, uno sciame prende il nome dalla costellazione in cui appare il relativo Radiante. Se più di un Radiante compare all’interno di una costellazione, il nome dello sciame è preceduto dalla designazione (in lettera greca) della stella prominente più vicina al relativo radiante.
Come visto, uno sciame può manifestarsi con caratteristiche molto varie. La sezione trasversale del relativo Stream può avere uno o più nuclei ad alta densità, dando luogo ad uno o più massimi del flusso meteorico nel momento in cui l’orbita della Terra li interseca. Anche la distribuzione di massa dei meteoroidi, può variare sia in senso longitudinale che trasversale nello Stream. Alcuni sciami esibiscono massimi di flusso molto “larghi”, altri hanno un picco di attività molto più “stretto” ed acuto. In alcuni vi è prevalenza di meteore luminose, in altri di meteore molto fievoli, e così via.
Per caratterizzare un determinato sciame di meteore, è stata introdotta una serie di parametri, alcuni dei quali dipendenti dal tempo. Ecco di seguito i più significativi:

Data/Orario del Massimo: in genere è dato in termini di longitudine solare (λsol , equinox 2000), una misura precisa della posizione della Terra lungo la propria orbita, indipendentemente dal calendario. L’effettiva data del calendario può essere ricavata dalla
longitudine solare, tramite opportune tabelle di conversione.

Durata della Sciame: la durata (in giorni) è la misura dell’“acutezza” del picco di attività; è approssimativamente l’intervallo di tempo, in cui l’attività dello sciame supera 1/4 del suo valore massimo. Va notato, che quest'intervallo può anche essere disposto in maniera asimmetrica attorno alla data del picco, dal momento che diversi sciami mostrano, a fronte di una lenta salita dell’attività, un decremento di flusso molto rapido dopo il picco.

Posizione del Radiante: Coordinate celesti (RA, DEC) del Radiante dello sciame, al momento del massimo di attività. Va notato che la posizione del radiante nel cielo, presenta un drift (una deriva) nell’ordine di un grado in Ascensione Retta al giorno, a causa del moto orbitale della Terra attorno al Sole.

Velocità di ingresso geocentrica (V∞): Velocità apparente del meteoroide, all’ingresso in atmosfera. E’ data in Km/s. e può variare da un minimo di 11 Km/s. fino a un massimo di circa 72 Km/s.

Indice di popolazione, r: tiene conto della distribuzione di magnitudine dei meteoroidi dello sciame, ed è in qualche modo legato alla distribuzione di massa dei meteoroidi stessi. Un valore di r compreso tra 2.0 e 2.5 è relativo a meteoroidi più luminosi della media, r > 3 è associato a meteoroidi più fievoli della media.

Zenithal Hourly Rate, ZHR: dato in meteore/ora, è definito come il numero massimo di meteore (calcolato), che un osservatore ideale vedrebbe in un cielo completamente pulito, se il radiante dello sciame fosse allo Zenith dell’osservatore stesso.
Un osservatore visuale è in grado di stimare lo ZHR di uno sciame in un determinato periodo, applicando un fattore correttivo al numero di meteore effettivamente osservate. Viene in tal caso tenuta in considerazione, l’effettiva elevazione del Radiante dello sciame, rispetto all’orizzonte.
Anche un osservatore facente uso di tecniche radio, è in grado di stimare lo ZHR, una volta misurato il "Radio Hourly rate" (RHR) e “scalato” lo stesso tramite una formula, che tiene conto della larghezza di lobo dell’antenna utilizzata e della “Magnitudine Limite” rilevabile dal sistema ricevente.

Lo ZHR è una misura del flusso meteorico, ovvero del numero di meteore osservabili per unità di tempo. Gli sciami minori, sono tipicamente caratterizzati da ZHR < 10 meteore/ora, mentre gli sciami maggiori esibiscono valori di ZHR dell’ordine di 100 meteore/ora o anche molto maggiori, in caso di Meteor Storms.
In alcuni casi, relativamente rari, il flusso meteorico di uno sciame raggiunge valori considerevolmente maggiori (un fattore 2 o superiore), rispetto al proprio livello normale di attività annuale. Questo fenomeno, noto come "Outburst", dà luogo nei casi migliori a vere e proprie tempeste di meteore.


Fonte: "INTRODUZIONE AL METEOR SCATTER" di Massimo Devetti IV3NDC (file pdf)

Meteor-scatter - Approfondimento (quarta parte)

Teoria degli echi radio

All’ingresso del meteoroide in atmosfera, la sua energia cinetica si trasforma in calore, emissione luminosa e ionizzazione, a causa delle collisioni con le particelle di gas circostanti. Gli atomi del meteoroide, lasciano quest'ultimo per vaporizzazione della superficie, nel corso di un processo detto di "Ablazione".
Durante l'Ablazione, gli atomi del meteoroide e dei gas circostanti, ionizzano, creando una scia di ioni ed elettroni liberi. Queste particelle cariche, sono responsabili dei meccanismi di diffusione/riflessione di onde radio, incidenti la scia ionizzata.
Il campo elettrico dell’onda incidente, fa vibrare le particelle cariche, ed è noto che particelle cariche oscillanti, emettono onde elettromagnetiche. L’energia associata all’onda radio incidente viene quindi ri-emessa in tutte le direzioni.
Teoricamente, sia gli ioni che gli elettroni nella scia, contribuiscono all’onda diffusa. Tuttavia, gli ioni sono troppo pesanti per dare un contributo significativo, specialmente alle alte frequenze, per cui solo gli elettroni liberi vengono presi in considerazione in questo contesto.
Questo meccanismo permette (utilizzando tecniche adeguate) contatti radio a lunga distanza, anche in casi in cui il collegamento radio non è normalmente possibile, a causa della curvatura della superficie terrestre e/o della mancanza di altre forme propagative.
Lo stesso meccanismo, permette agli osservatori nello spettro radio, di rilevare l'ingresso di un meteoroide in atmosfera. Sintonizzando infatti un ricevitore su una frequenza ove è noto esserci un trasmettitore distante e normalmente non ricevibile, l’arrivo di un meteoroide è contrassegnato da un breve intervallo di tempo, in cui siamo in grado di ricevere il segnale del trasmettitore. Va notato che buona parte della ricerca scientifica sulle meteore si basa sull’uso di radar e sull’analisi di echi di back-scatter provenienti da tracce di meteore.
La durata dell’eco è tipicamente breve, nonché dipendente dalla geometria e dalla frequenza: si va da frazioni di secondo, fino a minuti nei casi migliori. Il segnale subisce una diffusione (Scattering), fintantoché la densità di elettroni liberi nella scia, rimane sufficientemente elevata, in relazione alla frequenza operativa di interesse, per supportare i fenomeni di diffusione/riflessione.
Va notato che la densità di elettroni liberi, decresce rispetto al tempo, prevalentemente a causa del meccanismo di diffusione e ricombinazione di elettroni e ioni.
L’eventualità di un fenomeno di riflessione, dipende dalla densità di elettroni liberi nella scia; in quest'ottica, analizzeremo due casi estremi (tracce Iperdense e Ipodense), tenendo presente che una traccia meteorica, può essere vista sempre come un caso intermedio tra i due citati.

Scie Ipodense: sono prodotte dai meteoroidi di dimensioni più piccole. In quest'approssimazione, la densità di elettroni liberi è così bassa, che l’onda incidente può penetrare nel volume ionizzato senza attenuazione. Ciascun elettrone produce individualmente uno scattering sull’onda incidente; il segnale complessivo ricevibile grazie alla traccia ionizzata è la somma di tutti i contributi di scattering dovuti ai singoli elettroni, tenendo in debito conto la fase di ciascun segnale.
Avviene, in questo caso, un meccanismo di Diffusione (Scattering) puro. L’eco risultante viene in gergo denominato "Ping".
Il principale contributo allo Scattering, ha luogo nel volume ove la densità elettronica è maggiore (la “testa” della meteora e il nucleo della scia ionizzata). La potenza ricevuta risultante, tra i vari fattori, è dipendente dalla posizione ed orientamento della traccia, nonché dalla lunghezza d’onda (la potenza ricevuta cresce notevolmente al decrescere della frequenza, così come la durata dell’eco).
In qualunque istante, gli elettroni liberi sono caratterizzati da una densità avente una distribuzione circolare gaussiana, centrata attorno al percorso del meteoroide.
Immediatamente dopo la formazione della scia, ioni ed elettroni iniziano a diffondersi nell’atmosfera circostante, diminuendo così la densità volumetrica di carica.
Al crescere del raggio della scia (a causa della citata diffusione), si viene a perdere la coerenza di fase tra i vari contributi di scattering: per questo motivo, la potenza totale ricevuta decresce
rispetto al tempo, con legge esponenziale.
Meteoroidi relativamente piccoli e veloci, tendono a subire l’ablazione a quote più alte, ove la densità atmosferica è sufficientemente bassa da permettere al raggio della scia di crescere con rapidità; per questo motivo essi danno luogo ad echi più deboli e brevi.

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Profilo nel tempo di un eco ipodenso (Ping)

Come si può vedere nell'immagine sopra, il tipico profilo (potenza ricevuta in funzione del tempo) di un eco da meteora ipodensa è
caratterizzato da un rapido fronte di salita e da una discesa con decadimento esponenziale (vds).
Il tempo di salita porta informazioni sulla velocità del meteoroide, mentre la discesa con legge esponenziale è il risultato della diffusione della scia ionizzata in atmosfera: la costante di tempo e il "decay time" sono legati alla densità di particelle di gas in atmosfera, di conseguenza all’altitudine del volume ionizzato. Maggiore è la quota del punto di ablazione, più rapido è il decadimento esponenziale e più breve l’eco.

Scie Iperdense: sono prodotte dai meteoroidi di dimensioni maggiori. Quando la densità di elettroni liberi è elevata, il nucleo della scia si comporta come un plasma. Le onde radio non sono quindi più in grado di traversare il nucleo della scia, e subiscono il fenomeno dello scattering. La scia meteorica è però ora approssimabile a un cilindro metallico: le onde radio possono raggiungere la superficie del cilindro senza attenuazione, e sono riflesse dal cilindro stesso. Immaginando la scia come un assieme di cilindri concentrici, caratterizzati ognuno da una densità elettronica crescente, spostandosi verso il nucleo della traccia, si verificherà un fenomeno di riflessione totale sul cilindro, avente densità di ionizzazione superiore ad una precisa Densità Critica, (funzione della frequenza).
Si viene in tal caso a verificare una Riflessione Speculare. L’eco risultante è noto come "Burst"; la relativa potenza ricevuta è, ancora una volta, fortemente dipendente da posizione ed orientamento della scia, nonché dalla frequenza (a frequenze più basse corrispondono potenze ricevute maggiori).
Il profilo tipico dell'eco iperdenso, può essere spiegato sulla base del fenomeno di Interferenza.
Pochi Km. di scia, effettivamente contribuiscono al segnale riflesso (è quindi più appropriato parlare di sezione riflettente più che di punto di riflessione). Le onde sono riflesse da diverse aree nella scia, ma un interferenza costruttiva avviene solo nella direzione prevista dall’ottica geometrica. Il segnale riflesso principale (ovvero quello col minimo percorso ottico) andrà ad interferire con i segnali riflessi da aree più distanti (aventi quindi ampiezze e fasi differenti).
In questo modo, si vengono a definire zone ad interferenza costruttiva o distruttiva col segnale riflesso principale, dette "Zone di Fresnel".

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Fenomeno di interferenza sulle scie Iperdense

Durante il tragitto del meteoroide, si vengono a formare zone della scia alternativamente costruttive e distruttive, dando così luogo al caratteristico “Ripple” sul profilo dell’eco.
Se la geometria della riflessione è completamente nota, la periodicità del Ripple può essere utilizzata per determinare la velocità del meteoroide.
Un’altra tecnica per misurare la velocità della meteora (anche in questo caso, una volta nota in tutto e per tutto la geometria della riflessione), si basa sull'analisi dello shift di frequenza per effetto Doppler, spesso riscontrato sul cosiddetto "Eco di Testa" della riflessione.

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Eco meteorico nel dominio della frequenza, con evidenziato l’"Eco di testa"

A causa della successiva diffusione degli elettroni della scia, il raggio del nucleo iperdenso aumenta col tempo (il che tende ad aumentare la potenza riflessa). Al tempo stesso però, la densità centrale della scia diminuisce, il che porta per contro a restringere il raggio della parte iperdensa. Alla fine, la parte iperdensa viene a scomparire, e rimane solo una voluminosa scia ipodensa.
Come risultato, il profilo di un eco iperdenso breve è caratterizzato da un fronte di salita rapido e da una successiva salita lenta (a causa del processo di diffusione elettronica), con sovrapposto un ripple; segue una discesa (quando la densità elettronica tende ad essere troppo bassa).
Una volta che il nucleo iperdenso della traccia è svanito, si verifica un decadimento esponenziale del profilo, tipico degli echi ipodensi.

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Profilo nel tempo di un eco iperdenso breve (Burst)

In caso di echi iperdensi di lunga durata, si riscontrano spesso forti oscillazioni della potenza ricevuta. Ciò è causato dalle distorsioni subite dalla scia ionizzata, a causa dei venti dell’alta
atmosfera. Come conseguenza, sulla scia compaiono più aree riflettenti, che danno luogo a contributi interferenti tra loro. Essendo le aree riflettenti non stazionarie per l’azione dei venti,
le condizioni di interferenza cambiano continuamente, originando così un profondo e in genere rapido Fading (evanescenza) sul segnale ricevuto.

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Profilo temporale di un eco iperdenso di lunga durata

Questo fenomeno, si verifica solamente sui Burst di maggiore durata; gli echi iperdensi brevi, sono invece caratterizzati da una durata che, in prima approssimazione, è proporzionale al quadrato della lunghezza d’onda del segnale incidente.
Ciò significa, ad esempio, che una meteora iperdensa in grado di dare un eco di 1 secondo di durata sui 144 MHz, darà luogo ad una durata di circa 10 s. sui 50 MHz, e di circa 0.1 s. sui 432 MHz.
In ogni caso, anche la geometria dello scattering va tenuta in considerazione, per determinare la potenza ricevuta e la durata dell’eco.


Fonte: "INTRODUZIONE AL METEOR SCATTER" di Massimo Devetti IV3NDC (file pdf)

Meteor-scatter - Approfondimento (quinta ed ultima parte)

Considerazioni sulla geometria del Meteor Scatter

Come visto, una meteora è in grado di diffondere un’onda radio incidente la relativa scia ionizzata. Tuttavia, prendendo in considerazione la posizione relativa della scia rispetto al trasmettitore e ricevitore, va notato che non sempre una meteora è in grado di riflettere onde radio verso il ricevitore. Le scie meteoriche debbono soddisfare precisi requisiti di natura geometrica, per poter essere utilizzabili in un collegamento radio.
Dal momento che le riflessioni speculari sono governate dal principio di Fermat (o del percorso ottico minimo), una meteora può produrre uno scattering di un onda incidente verso il ricevitore, solo se la sua traccia ionizzata è tangente ad un ellissoide, avente il trasmettitore ed il ricevitore come fuochi. Le meteore che non soddisfano questa condizione, non verranno “viste” dal sistema radio.

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Condizioni geometriche per un eco meteorico tra trasmettitore e ricevitore

A seconda della posizione relativa del volume di scattering rispetto al ricevitore e trasmettitore, si possono avere echi in "Forward Scatter", "Back Scatter" e "Side Scatter". Immaginando di proiettare il volume di scatter, su un piano “orizzontale” contenente il ricevitore ed il trasmettitore, se l’angolo β tra il raggio incidente e la direzione del raggio diffuso/riflesso è prossima a 0°, siamo in condizioni di "Forward Scatter". Se β <90° siamo in condizioni di "Side Scatter", e di "Back Scatter" con β >90°.

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Tipologie di scattering, in funzione della posizione reciproca tra trasmettitore e ricevitore

Una teoria generale ed un modello matematico, da cui i meccanismi di Forward/Side/Back Scatter possono essere desunti come casi particolari, è stata a suo tempo sviluppata, ma la relativa trattazione esula dagli scopi di questo approfondimento.
La condizione di Forward Scatter è considerata la migliore per le osservazioni delle meteore con tecniche radio. Rispetto alle tecniche facenti uso del Back Scatter, permette di osservare meteore decisamente più deboli e a quote più elevate. Nei collegamenti radio, ciò si traduce in un numero di echi più elevato e con segnali in gioco più intensi.
Va notato che, in presenza di una distribuzione uniforme del radiante (meteore sporadiche), la densità di durata relativa degli echi presenta due massimi, corrispondenti a due aree dette “Hot Spots”. Esse sono dislocate a metà della tratta congiungente le due stazioni, su ciascun lato del midpoint della tratta stessa. Per “illuminare” una di queste aree, sarà quindi necessario un offset di puntamento (rispetto alla direzione forward) da parte dell'antenna. Questo offset è tuttavia significativo solo se la distanza tra ricevitore e trasmettitore è relativamente breve. In tal caso, il puntamento di un Hot Spot comune, equivale a ricercare le condizioni ottimali di Side Scatter.
Se la distanza tra le due stazioni è maggiore di circa 1000 Km., una tipica antenna direttiva in banda VHF, ha un lobo principale sufficientemente largo, da includere entrambi gli Hot Spots nel Main Lobe (lobo principale di ricezione/trasmissione), pur puntando semplicemente nella direzione Forward. Ciò equivale a dire, che nella maggior parte dei casi, i risultati migliori si ottengono semplicemente puntando nella direzione della congiungente le due stazioni.
Le meteore subiscono il processo di ablazione prevalentemente nella regione E della Ionosfera, attorno ai 100 Km. di quota. Per ogni sciame, si possono definire delle distribuzioni normalizzate delle quote di ablazione (percentuali di echi in funzione della quota). Si tratta di curve di tipo gaussiano, tipicamente centrate attorno ad un valore di quota di 95-100 Km.
La quota di ablazione, assieme ad altri parametri geometrici e le caratteristiche delle stazioni riceventi/trasmittenti (in primis i diagrammi di irradiazione delle rispettive antenne), influenza la massima distanza copribile in un collegamento radio via Meteor Scatter. Ad esempio, in banda 144 MHz la minima distanza per il Meteor Scatter “Forward” è intorno ai 700 Km., la massima intorno ai 2200 Km., con una distanza ottimale intorno ai 1300 Km.
La condizione generale per il verificarsi del forward scattering è che l’angolo tra il raggio incidente e la scia ionizzata, sia uguale all'angolo tra la scia stessa ed il raggio riflesso. I raggi riflessi che soddisfano questa condizione, giacciono su un cono avente la direzione della scia meteorica, come asse.

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Cono di scattering da una scia meteorica

Prendendo in considerazione la sezione trasversale di scattering della scia, nonché la modalità con cui essa re-irradia (si può infatti definire un pattern di re-irradiazione, dipendente dalla polarizzazione dell’onda incidente), i raggi delle onde diffuse intersecano la superficie terrestre, illuminando un’area specifica detta "Footprint dell’eco meteorico".
La forma di quest'area, dipende da vari fattori (perlopiù geometrici), mentre la sua estensione è tipicamente, relativamente limitata (anche meno di 100 Km. quadrati).
Ciò significa che due diverse stazioni riceventi, potrebbero non essere in grado di ricevere lo stesso eco meteorico, anche se distanti tra loro solo pochi Km.
Per gli sciami di meteore, la posizione del radiante gioca un ruolo primario nel determinare il flusso meteorico che ci si può attendere in ambito Meteor Scatter. La “risposta del sistema” ad un determinato sciame è funzione dell'elevazione e posizione relativa del radiante, rispetto alla direzione della congiungente ricevitore-trasmettitore. Può essere pertanto definita una Funzione di Osservabilità, per un dato sciame ed una data direzione Rx-Tx (ricevitore-trasmettitore). L'Osservabilità è una misura dell'“efficienza” dello sciame, nel fornire meteore con la geometria adeguata per il collegamento radio su una determinata tratta; il tutto, in funzione del tempo.

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Rappresentazione grafica di funzione di osservabilità, su una tratta radio definita

La funzione di osservabilità è dovuta alla combinazione di diversi effetti. Dipende dall’area di scattering vista sia dal trasmettitore che dal ricevitore, e dalla cosiddetta "Funzione di Illuminazione" (combinazione dei diagrammi di irradiazione di ricezione e trasmissione). Vi è inoltre una dipendenza, dalla latitudine del midpoint della tratta radio. In ogni caso, i termini di maggior peso nella funzione di osservabilità, dipendono dalle coordinate (Azimut, Elevazione) del radiante, rispetto alle location di trasmettitore e ricevitore.
Entrambe le coordinate (Azimut ed Elevazione) del Radiante, variano rispetto al tempo nel cielo dell’osservatore, visto che nel corso di una giornata, a causa della rotazione della Terra attorno al proprio asse, il radiante si muove a velocità costante lungo un percorso circolare a declinazione costante, attorno al polo nord celeste. Il valore della funzione di osservabilità, varierà di conseguenza in funzione del tempo nel corso della giornata; in prima approssimazione, la funzione di osservabilità ha una periodicità di 24 ore.
A proposito dell'elevazione del radiante sull’orizzonte, è stato dimostrato (sia matematicamente che sperimentalmente) che il massimo dell’osservabilità nello spettro radio è ottenibile con elevazioni del radiante comprese tra 40 e 50 gradi sull'orizzonte. L’effettivo valore di elevazione per la massima osservabilità, dipende dai diagrammi di irradiazione delle antenne riceventi e trasmittenti coinvolte.
Il valore della funzione di osservabilità di un dato sciame (e con esso il flusso meteorico associato), diminuisce quando il radiante è troppo basso (o troppo alto) rispetto l’orizzonte.
Naturalmente, il valore delle funzione di osservabilità è zero quando il radiante dello sciame è sotto l’orizzonte. Con orizzonte in genere si intende, per semplicità, l’orizzonte locale dell’osservatore, anche se sarebbe più corretto ragionare in termini di elevazione del radiante al midpoint della tratta.
Per quanto riguarda la dipendenza della funzione di osservabilità dalla coordinata di Azimut del radiante, in prima approssimazione la funzione di osservabilità raggiunge il massimo, quando la direzione osservatore-radiante è ortogonale alla direzione della congiungente ricevitore–trasmettitore. Proiettando il tutto su un piano, ciò significa che la scia meteorica, proveniente dal radiante, risulta essere ortogonale alla congiungente ricevitore-trasmettitore.
In altre parole, la direzione di massima efficienza radio per un dato sciame è sempre ruotata di 90 gradi rispetto alla direzione del relativo radiante. Per esempio, un collegamento in direzione Nord-Sud, godrà delle migliori condizioni di efficienza, quando il radiante si trova in direzione Est (o Ovest) rispetto l’osservatore.
L’influenza della coordinata di Azimut del Radiante è particolarmente significativa nella modulazione del flusso di meteore più deboli. Per contro, le meteore più luminose, a causa della formazione di volumi di scatter distorti (detti a seconda dei casi “Glints” o “Blobs”) all’interno della scia iperdensa, danno luogo ad echi in qualche modo meno dipendenti dalla geometria e dal percorso della scia. In tal caso, l’efficienza geometrica dipende prevalentemente dall’elevazione del radiante.
Va ricordato che l'osservabilità radio, non è una misura dell’effettiva attività meteorica dello sciame!! L’attività è determinata solamente dalla distribuzione di meteoroidi all’interno dello Stream. L'osservabilità è una misura di quanto un osservatore può essere in grado di rilevare meteore di un determinato sciame, a prescindere da quante meteore di detto sciame stanno effettivamente entrando in atmosfera.
L'osservabilità radio, può quindi essere usata per ricavare l'effettiva attività meteorica di un determinato sciame. Una volta misurato il Radio Hourly Rate, ed effettuata la riduzione dei dati (correzione per echi sovrapposti, estrazione del background stimato di meteore sporadiche), i rimanenti “echi di sciame” possono essere moltiplicati per l'inverso della funzione di osservabilità in un determinato istante di tempo, per ottenere una stima dell’effettivo flusso meteorico associabile allo sciame, nello stesso intervallo di tempo.


Fonte: "INTRODUZIONE AL METEOR SCATTER" di Massimo Devetti IV3NDC (file pdf)

La diffrazione delle onde elettromagnetiche

In fisica, la diffrazione è un fenomeno associato alla deviazione della traiettoria di propagazione delle onde (come anche la riflessione, la rifrazione, la diffusione o l'interferenza) quando queste incontrano un ostacolo sul loro cammino. È tipica di ogni genere di onda, come il suono, le onde sulla superficie dell'acqua o le onde elettromagnetiche come la luce o le onde radio; la diffrazione si verifica anche nelle particolari situazioni in cui la materia mostra proprietà ondulatorie, in accordo con la dualità onda-particella.
Gli effetti di diffrazione, sono rilevanti quando la lunghezza d'onda è comparabile con la dimensione dell'ostacolo.


Per esaminare in che cosa consista la diffrazione delle onde elettromagnetiche, o meglio in cosa differisce dalle altre modalità di propagazione, ricapitoliamo brevemente quali sono le varie modalità.

Normalmente, si tende a riferirsi ai segnali radio come ad onde che viaggiano in linea (più o meno) retta, ma non sempre è così: diverse sono le condizioni ambientali che possono modificarne il normale percorso. Innanzitutto, i radio-segnali che viaggiano nella ionosfera possono (come noto) venire rifratti (ovvero ripiegati) per la presenza di gas ionizzati, e così tornare alla terra a distanze anche rilevanti. La rifrazione si verifica in quanto l’azione dei gas ionizzati provoca rallentamenti delle onde, che così si ripiegano verso Terra; questo modo di propagazione si verifica principalmente alle HF. Ancora più ovvio è il fatto che i segnali radio possono venire riflessi dalla presenza di edifici, da montagne, nonché aree ad elevata densità di ionizzazione, come le nubi di E-sporadico, cortine di aurore (boreali od australi che siano) o scie meteoriche. I segnali così riflessi consentono collegamenti che altrimenti non si potrebbero verificare, e questo può avvenire su frequenze qualsiasi. Infine, le onde radio possono anche venir diffratte quando esse lambiscono (nel superarli) i bordi o gli spigoli di un qualsiasi tipo di ostruzione. Quella che viene definita come "diffrazione a lama di coltello" e che si verifica principalmente su VHF, UHF ed oltre, provvede a sparpagliare il segnale anche in quella che sarebbe la zona d’ombra oltre l’ostacolo, come è illustrato di seguito.

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Rifrazione e diffrazione, comportano ambedue un qualche ripiegamento delle onde dalla loro direzione di provenienza: la differenza principale, sta nel fatto che la rifrazione si verifica a seguito di qualche cambiamento nelle caratteristiche del mezzo attraverso cui le onde dovrebbero passare, mentre la diffrazione ha luogo quando l'onda passa sopra il bordo di una ostruzione che si trova lungo il suo percorso. Può anche verificarsi che le onde radio vengano piegate leggermente (e quindi diffratte) anche sopra dei cigli arrotondati, e su Onde Medie e Lunghe sia la stessa curvatura della Terra a comportarsi in tal modo; la seguente immagine, fornisce una semplice spiegazione del fenomeno.

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Ne consegue che le onde, grazie a questa pur modesta forma di diffrazione, riescano a seguire la curvatura della Terra per qualche centinaio di chilometri, producendo la cosiddetta "propagazione per onda di terra". L’aspetto fisico del fenomeno, si può imputare al fatto che la parte più bassa dell’onda, perde energia a causa delle correnti indotte nel terreno, ciò rallenta la porzione più bassa del fronte d’onda, facendo piegare leggermente verso il basso tutta l’onda, che quindi segue più facilmente il terreno: non a caso le stazioni broadcasting, usano normalmente antenne a traliccio verticali dotate di sistemi di terra molto ampi ed efficienti.


Fonti: it.emcelettronica.com/la-diffrazione-delle-onde-elettroma...
it.wikipedia.org/wiki/Diffrazione

L'attenuazione delle onde elettromagnetiche

Il segnale a radiofrequenza che parte dalla sorgente e viene diffuso in aria dall'antenna, durante il percorso che lo divide dall'antenna ricevente, viene in parte attenuato da diversi fattori.
Le perdite di propagazione, sono dovute principalmente a:

-la separazione (distanza) che intercorre tra il punto di origine e di arrivo delle onde
-gli effetti del terreno e a quelle generali del tragitto

Per la distanza:

La prima attenuazione di un'onda, comincia a verificarsi nel momento in cui essa lascia la antenna, visto che l'atmosfera non è uno spazio vuoto.
Si può affermare che i segnali radio, per propagarsi attraverso lo spazio, pagano un prezzo costante nel tempo.
Gli elettroni infatti, posti in oscillazione dall'onda, nello scontro con le molecole dei gas circostanti, cedono parte della radiofrequenza che si trasforma in energia termica.
Le perdite sono basse, in quanto la densità di gas nella Ionosfera è piccola e si verificano in misura maggiore negli strati bassi, in particolare nello strato D, dove la pressione è massima. Le perdite sono inoltre tanto maggiori quanto più bassa è la frequenza: infatti, al crescere della frequenza, le oscillazioni degli elettroni hanno minore ampiezza e quindi l'energia persa per gli urti è di entità minore.
Il massimo assorbimento nelle bande radioamatoriali, avviene sulla "banda dei 160 metri", (1.830-1.850 KHz).
In generale, il massimo livello di assorbimento avviene intorno ai 400 KHz, punto detto “girofrequenza”.
Gli elettroni della Ionosfera, in presenza di campo magnetico e sotto l'influenza dell'onda elettromagnetica, descrivono delle traiettorie ellittiche di dimensioni tanto minori, quanto più alta è la frequenza. Diminuendo quest'ultima, aumentano le dimensioni e intorno ai 400 KHz, avviene un fenomeno di risonanza: le traiettorie da ellittiche divengono a spirale, aumentando considerevolmente d'ampiezza con conseguenti forti perdite d'energia.
La pioggia è addirittura ostacolo distruttivo delle onde, in quanto oltre che attenuarle perché le assorbe, le riflette in direzione diffusa, quindi anche diversa da quella prevista del campo.
Inoltre, durante il percorso l'onda trasmessa da un'antenna si "gonfia" come una camera d'aria, per cui, in ogni punto d'origine nel quale il campo misurato risultava essere ad esempio di intensità pari a 100 dBm (per metro quadro), a distanza X dal punto di emissione, esso risulterà certamente minore perché distribuito in uno spazio più ampio.

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Il fronte d’onda si dilata proprio come il palloncino in figura

Gli atomi stessi dell'aria in taluni casi determinano di per sé un'attenuazione, basti pensare all'effetto schermante, a tutti noto oggi, dell'ozono nell'alta atmosfera, che ci protegge dai raggi ultravioletti del sole.
Questi raggi, che sono onde elettromagnetiche come tutte le altre, entrando nell'atmosfera urtano contro le molecole dell'ozono presenti nell'aria e si attenuano fortemente cedendo loro quell'energia che per noi potrebbe essere dannosa.
Basti pensare che quando il cielo è coperto, la radio e la televisione si ricevono lo stesso, cioè le lunghezze d'onda usate per la radio e per la TV sono indifferenti alquanto all'umidità dell'aria, mentre non lo è per niente la luce visibile, tanto è vero che noi vediamo le nuvole, cioè queste sono opache ai raggi luminosi, anch'essi onde elettromagnetiche, ma di lunghezza d'onda diversa.
Esistono poi dei radar che bucano le nubi, e radar che vedono le nubi, come quelli meteorologici, cioè al variare della frequenza usata, l'assorbimento delle onde elettromagnetiche causato dalle nuvole è molto diverso.

Per gli effetti del terreno:

Nell'incidenza sul terreno, l'onda può essere riflessa specularmente o in modo diffuso.
Il primo caso, avviene quando l'onda radio incontra una superficie che, per la sua conformazione fatta di poche irregolarità e avente l'ampiezza breve rispetto alla lunghezza d'onda, può essere considerata "liscia".
La "Legge di Snell" recita:
"Le direzioni di propagazione delle onde incidenti e riflesse formano gli stessi angoli con la superficie di incidenza".
L'onda che batte sul suolo con una inclinazione, ad esempio di 30°, viene da esso riflesso in avanti con un angolo uguale.
Questa in sostanza è la teoria che riguarda parte degli effetti dell'altezza dell'antenna, ovvero alla distanza che la separa dal suolo sottostante che decide l'angolo di riflessione, e che è relativa alla lunghezza d'onda sulla quale essa risuona.
La riflessione diffusa, si verifica quando l'altezza della rugosità del terreno dove l'onda va ad incidere, è di dimensione paragonabile alla lunghezza d'onda stessa.
Per conoscere, con buona precisione, l'attenuazione dovuta al percorso nello spazio libero, si ricorre alla formula:

Att. = 37 + 20 LOG F + 20 LOG D (in dB).

Esiste tuttavia un abaco, con il quale sarà molto più semplice determinare l'attenuazione in dB (decibel) dovuta alla distanza
tra la stazione trasmittente e ricevente, naturalmente considerando quale attenuazione solo l'atmosfera.

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Abaco utile per determinare il livello di attenuazione dell’intensità di campo, lungo un percorso libero valido per una antenna ad emissione isotropica. Per altri tipi di antenne, per conoscere l’attenuazione, occorre conoscere le caratteristiche di G e D e rapportarle a quelle isotropiche.

Altre cause di attenuazione, sono dovute alla conformazione planimetrica generale delle zone che l'onda deve attraversare, gli edifici che trova sul percorso, linee elettriche, ecc...
L'onda non subisce sostanziali deformazioni.
Quando le onde interagiscono con la materia, possono essere attenuate per scattering e per assorbimento. Questi fenomeni dipendono fortemente dalla frequenza e dalle caratteristiche chimiche e fisiche del mezzo.
I mezzi propriamente detti per la propagazione delle onde elettromagnetiche sono l'aria e le strutture guidanti: cavi, microstrisce, guide d'onda; gli altri, come metalli e corpo umano, sono piuttosto ostacoli alla propagazione.
Per le frequenze fino alle VHF/UHF, la profondità di penetrazione diminuisce con la frequenza, perchè diminuisce la "skin depth" mentre sopra gli ultravioletti aumenta di nuovo perché aumenta l'energia dei fotoni, e diventa sicuramente pericolosa per la salute.
Per una geometria semplice di un muro molto esteso, si può valutare l'attenuazione di un'onda elettromagnetica (ad esempio, una normale parete domestica, presenta un'attenuazione tra 7 e 15 dB sulle bande della telefonia cellulare), mentre in una configurazione reale i vari ostacoli che si incontrano ad esempio nella propagazione indoor (all'interno di un edificio), causano riflessioni e diffrazioni di cui è difficile tener conto analiticamente.

nei tv le onde riflesse causavano la doppia immagine. c'era un sistema per calcolare dove si rifletteva l'onda che generava il disturbo misurando la distanza tra l'immagine diretta e quella sdoppiata.

filovirus59, 15/09/2013 12:24:

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nei tv le onde riflesse causavano la doppia immagine. c'era un sistema per calcolare dove si rifletteva l'onda che generava il disturbo misurando la distanza tra l'immagine diretta e quella sdoppiata.

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Si?? Ad esser sincero, non sto ricordando...