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