Monitoraggio di eventi SID in VLF

Associazione Radioamatori Italiani - sezione di Milano
realizzazione di Claudio Pozzi IK2PII

Il sistema descritto è ospitato presso l'Osservatorio Astronomico di Sormano grazie alla disponibilità del Gruppo Astrofili della Brianza che ringraziamo.

Il sistema attualmente è in prova. Al termine delle prove i dati verranno messi a disposizione su un sito WEB.

Il grafico in tempo reale si trova sul sito
http://www.osservatoriosormano.it/osservatorio-astronomico-sormano-monitoraggiosolare.php

OSSERVATORIO ASTRONOMICO SORMANO
Località Colma del Piano
22030 Sormano (CO) Italy

Geographic coordinates ED50 :
Longitude: 9° 13' 48".9 East
Latitude: 45° 53' 1".9 North
Height: 1128 m

http://www.osservatoriosormano.it/

La ionosfera

(questa sezione si basa su informazioni contenute in http://it.wikipedia.org/wiki/Ionosfera ed in http://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere )

La ionosfera è la parte superiore dell'atmosfera che viene ionizzata dalle radiazioni ultraviolette e dai raggi X provenienti dal Sole, e in misura molto minore dai raggi cosmici provenienti dallo spazio. La ionosfera si estende fra i 60 e i 450 km di altitudine e dunque appartiene parzialmente sia alla mesosfera che alla termosfera. Può essere ulteriormente divisa in strati (o meglio regioni in quanto i confini non sono netti).

Ha una importanza pratica perchè consente la propagazione delle onde radio a grande distanza.

La regione F

È lo strato più esterno, si estende fra i 200 ed i 500 km di altezza e riceve molta energia dal sole, pertanto il grado di ionizzazione è elevato. Il gas ionizzato è in prevalenza l'ossigeno atomico (O).
Di giorno la regione F si divide in due ulteriori sottostrati, F1 (interno) ed F2 (esterno), con livelli di ionizzazione differenti. Durante la notte i due strati si riuniscono.
Poichè i gas sono molto rarefatti la velocità di ricombinazione degli ioni con gli elettroni liberi è piccola e di notte questa regione rimane abbastanza ionizzata da consentire collegamenti radio a lunga distanza.

La regione E

È lo strato intermedio, si estende fra i 90 e i 120 km di altezza. Il gas ionizzato è l'ossigeno molecolare (O2) e la ionizzazione è dovuta principalmente ai raggi X molli (1-10 nm) ed al lontano ultravioletto emessi dal sole. I gas sono meno rarefatti e la velocità di ricombinazione è maggiore rispetto alla regione F, di notte la ionizzazione diminuisce molto perché viene a mancare l'illuminazione.

La regione D

È lo strato più basso, si estende fra i 60 e i 90 km di altitudine. Il gas ionizzato è principalmente l'ossido di azoto (NO) e la ionizzazione è dovuta principalmente ai raggi ultravioletti.
Quando sul sole avvengono brillamenti l'intensità dei raggi X (< 1 nm) emessi è tale da ionizzare anche azoto ed ossigeno (N₂, O₂).
Poichè i gas sono (relativamente) poco rarefatti la velocità di ricombinazione è molto alta, col buio lo strato scompare rapidamente. Inoltre gli urti tra elettroni liberi sono frequenti e per questo motivo la regione D assorbe fortemente le onde radio con frequenza minore di circa 10 MHz. Quando la ionizzazione di notte si dissolve queste onde attraversano la regione D ed E e la propagazione di migliora notevolmente.


Ionosfera: variazioni giorno/notte	Ionosfera: densità di elettroni liberi

I brillamenti solari (in inglese flares)

Il sole è una potente sorgente di onde elettromagnetiche, il cui spettro si estende dalle onde radio ai raggi X.
Di tanto in tanto il sole emette in modo rapido, per un tempo breve e da una piccola zona, un fiotto di energia molto intenso. Queste emissioni a variazione rapida (burst) hanno una durata di pochi secondi, minuti o al massimo ore. L'emissione di energia è legata alla rapida riorganizzazione dei campi magnetici alla superficie del sole e nella corona.
Durante questi eventi avviene un forte aumento di emissione di onde elettromagnetiche a tutte le lunghezze d'onda, inclusi i raggi UV, X e gamma, che raggiungono la terra in poco più di 8 minuti. Assieme alle onde EM vengono emesse una gran quantità di particelle elementari (soprattutto elettroni e protoni) sia a velocità relativistica (queste raggiungono la terra poco dopo le onde radio) sia a velocità termica che invece raggiungono la terra dopo circa 18 ore (vento solare). L'aumento del flusso di vento solare causa le tempeste magnetiche e le aurore polari.

Per gli effetti che può avere sul nostro pianeta l'attività solare viene tenuta costantemente sotto controllo da alcuni satelliti; in particolare dopo un brillamento molto intenso è possibile aspettarsi, oltre al magnifico spettacolo delle aurore polari, tempeste magnetiche, guasti alle linee di trasmissione dell'energia elettrica ed ai circuiti elettrici di satelliti, interruzione temporanea delle comunicazioni radio in onde corte.

L'interazione brillamenti-ionosfera

I raggi X emessi dal sole durante un flare raggiungono la terra, alla velocità della luce, in circa 8 minuti. Quando i raggi X raggiungono la ionosfera ne modificano la ionizzazione, producendo una maggior quantità di coppie ione/elettrone.
L'aumento di ionizzazione influisce sulle capacità della ionosfera di riflettere e/o assorbire le onde radio con conseguenti effetti facilmente osservabili sulla loro propagazione.
Le onde lunghissime (VLF) possono propagarsi sia per onda di terra (radente al suolo), sia per onda riflessa dalla ionosfera, tuttavia in condizioni di sole tranquillo e di giorno la regione D è poco ionizzata ed assorbe le VLF riflettendone solo una piccolissima parte.
L'aumento della ionizzazione dovuta al flusso di raggi X aumenta di molto la capacità della regione D di riflettere le VLF, provocando una variazione del livello di segnale ricevuto.
La variazione può essere sia positiva che negativa a seconda che tra onda di terra ed onda riflessa si verifichi interferenza costruttiva o distruttiva.
Con un ricevitore è possibile registrare il livello del segnale ricevuto che varia seguendo, quasi in tempo reale, il flusso di raggi X provenienti dal sole. Al termine dell'emissione il livello dei segnali radio ritorna ai valori precedenti con una rapidità che dipende dal tempo di ricombinazione ioni-elettroni.

Trasmettitori VLF

I trasmettitori VLF utili per il monitoraggio dei eventi SID sono trasmettitori militari (USA, NATO, Francia, UK, Russia, India, Cina, Giappone...) che trasmettono in formato digitale (telescriventi) informazioni dirette alle navi ed ai sottomarini in navigazione. Sono distribuite in tutti i continenti ed è facile ricevere le stazioni che si trovano in Europa.

I trasmettitori VLF facilmente ricevibili in Italia

La tabella seguente riporta le stazioni facilmente ricevibili. Si tratta di stazioni militari, i dati riportati potrebbero essere in parte imprecisi.

identificativo	frequenza (Hz)	località	latitudine	longitudine
GBZ	19600	Skelton (UK)	N 54°43'55''	W 2°52'59''
ICV	20270	Tavolara (IT)	N 40°55'23''	E 9°43'52''
HWU [a]	20900	Rosnay (FR)	N 46°42'47''	E 1°14'43''
GQD	22100	Anthorn (UK)	N 54°54'42''	W 3°16'43''
FTA [b]	22600	Sainte-Assise (FR)	N 48°32'41''	E 2°34'46''
DH038 [c]	23400	Rhauderfehn (D)	N 53°04'44''	E 2°34'46''
JXN [e]	16400	Aldra Island (Norway)	N 66°25'00''	E 13°01'00''
RDL [d]	18100	??? Russia	???	???
Note: [a] Le trasmissioni di HWU e FTA sono mutualmente esclusive. HWU alterna le frequenze di 18,3kHz, 21,75kHz e 20,9kHz [b] Le trasmissioni di HWU e FTA sono mutualmente esclusive (ma non sempre) [c] Sospende le trasmissioni ogni giorno tra le 07:00 e 08:00 UTC [d] Emissioni casuali da varie località della Russia [e] Non sempre è attiva

Le frequenze di questi trasmettitori sono in banda audio, per ricevere non occorre nessuna apparecchiatura "radio", è sufficiente collegare una antenna all'ingresso della scheda audio di un computer ed utilizzare un programma adatto.

Il sistema

Una descrizione completa del sistema si trova nel file SIDmonitor3.pdf

L'antenna

La stazione di monitoraggio utilizza un'antenna attiva omnidirezionale per campo elettrico che riceve il segnale di tutte le stazioni. La descrizione dell'antenna si trova nel file E-antenna_2c.pdf
Nella fotografia sotto l'antenna si vede la stazione meteo dell'osservatorio.

Il preamplificatore

Il segnale viene trasferito dall'antenna ai locali dove è installata la stazione con un cavo di rete UTP CAT5, una coppia di fili alimenta l'antenna ed una seconda coppia trasferisce il segnale al preamplificatore.
Il preamplificatore elimina i segnali a frequenza maggiore di quelle utili ed amplifica i segnali da monitorare per poi inviarli alla scheda audio del computer.

Il software

La scheda audio ed il software selezionano i segnali delle diverse stazioni e li trasformano in una sequenza di numeri che vengono poi elaborati, visualizzati sullo schermo del PC e registrati in formato testo sull'hard-disk per successive elaborazioni.
Il Programma Spectrum Lab di Wolfgang Buescher (DL4YHF), gratuito e liberamente scaricabile dal sito http://freenet-homepage.de/dl4yhf , è il cuore del sistema, visualizza i diagrammi sullo schermo del PC e memorizza i file con i dati. Il file con la configurazione di Spectrum Lab è scaricabile 01-sid.usr

Cliccare sulle immagini per vederle in grandezza originale.


Il waterfall, colore più chiaro = segnale più intenso	Le variazioni di livello nel tempo

Il formato dei dati

Il software registra ogni 10 secondi una riga di dati in formato testo. I campi sono separati da <tab>, la prima colonna riporta il tempo UTC in formato epoch di Unix. La seconda colonna riporta il livello del rumore di fondo. Le stazioni non attive hanno un livello del segnale vicino al rumore di fondo (HWU1, HWU2 e JXN nella tabella). L'intensità del segnale è in dB rispetto al fondo scala, quindi la rappresentazione è logaritmica.

L'elaborazione dei dati

L'elaborazione dei dati off-line può avvenire con programmi che consentono di creare grafici a partire da tabelle dati, ad esempio Excel o OpenOffice Calc.
Ottimi risultati si ottengono con il programma open source gnuplot (sia per Linux che per Windows), per il quale sono disponibili due script bash da utilizzare sotto Linux che automatizzano la creazione di grafici. Ad esempio due grafici di 24 ore, uno con sole tranquillo ed uno con due eventi SID.
Cliccare sulle immagini per vederle in grandezza originale.


Sole tranquillo, si osservano le variazioni all'alba ed al tramonto	Sole perturbato, si osservano due eventi SID molto evidenti

Links per approfondire

http://it.wikipedia.org/wiki/Ionosfera
http://it.wikipedia.org/wiki/Brillamento

http://en.wikipedia.org/wiki/Ionosphere
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_flare
http://en.wikipedia.org/wiki/Sudden_ionospheric_disturbance

http://www.oa-roma.inaf.it/cvs/ionosfera2.html
http://roma2.rm.ingv.it/it/aree_di_ricerca/4/ionosfera
http://www.oa-roma.inaf.it/cvs/index28.html

Stanford Solar Center:
http://solar-center.stanford.edu/
http://solar-center.stanford.edu/SID/

http://www.swpc.noaa.gov/Education/index.html

Solar X-ray Flux:
http://www.swpc.noaa.gov/today.html