Abbiamo visto sinora come si propagano le onde radio, tra punto e punto e nella parte bassa dell'atmosfera. Tali collegamenti non superano però i 500 km, solo eccezionalmente anche i 2000 - 3000.
Le frequenze in gioco spesso sono oltre i 50 MHz, frequenze più basse praticamente non risentono dell'effetto troposferico.
Ora vedremo come si possono realizzare collegamenti radio praticamente in tutto il globo, sfruttando la parte alta dell'atmosfera terrestre, la ionosfera.
La ionosfera terrestre
In questo tipo di propagazione, ci sono quattro grandi e complessi sistemi che interagiscono tra di loro:
- Il Sole;
- Il campo magnetico terrestre;
- La bassa atmosfera;
- La ionosfera stessa.
Essa va da un’altezza di 40 km fino a circa 1600 km. L’aria è molto rarefatta e le relative molecole sono molto distanti tra di loro.
La parte più bassa della ionosfera è 1.000.000 di volte meno densa rispetto all’aria che respiriamo.
Tra i 60 ed i 400 km di altezza, l'atmosfera terrestre assume particolari condizioni fisiche, tra le quali l'estrema rarefazione dei gas, l'aumento repentino della temperatura e la ionizzazione delle molecole presenti, dovuta all'azione delle particelle energetiche provenienti dal Sole.
In questa parte dell'atmosfera avvengono fenomeni come le aurore e le scie luminose delle meteore.
Il Sole bombarda costantemente la Terra con radiazioni elettromagnetiche, dall’infrarosso fino ai raggi X e gamma. La parte di radiazione ionizzante (raggi ultravioletti, X e gamma) è sufficientemente energetica da ionizzare le molecole di aria incontrate.
Queste molecole ionizzate, gli ioni, tendono fondamentalmente a perdere elettroni.
A causa della ionizzazione di questi strati di atmosfera, la radiazione ionizzante viene assorbita e non arriva fino a noi. Gli elettroni si trovano in un ambiente molto rarefatto, e la loro ricombinazione è molto bassa. Si viene a creare così un ambiente ricco di elettroni.
Avremo così, a diverse quote, diversi strati ionizzati riflettenti a diverse ore del giorno, stagioni e cicli solari.
Collegamenti via ionosfera
- strato E a 100...115 km di altezza
- strato F1 a circa 160 km di altezza
- strato F2 a circa 210...420 km di altezza
Il quarto strato, lo strato D, non possiede caratteristiche di riflessione o rifrazione; attenua invece le frequenze più basse. Si trova tra i 60 ed i 90 km di altezza.
Tutti questi strati sono dovuti all'irradiazione solare, quindi la presenza degli strati dipende dall'ora del giorno.
Gli strati E ed F sono presenti esclusivamente di giorno ed il massimo della loro efficacia è attorno al mezzogiorno locale.
Contrariamente, lo strato F2 è attivo sia di giorno che notte, nonostante sviluppi la sua massima efficacia durante il giorno, con il massimo un pò dopo il mezzogiorno locale. Ha una marcata dipendenza dalla stagione con un massimo dell'attività nei mesi invernali.
Lo strato attenuante D appare solo di giorno con il massimo dell'attività a mezzogiorno.
L'efficacia degli strati nei confronti della propagazione è legata alla frequenza delle macchie solari, che segue un ciclo di circa 11 anni (da 9 a 13 anni). Quando viene raggiunto il picco di macchie solari il DX è maggiormente favorito. La frequenza delle macchie solari è indicata come numero relativo di macchie solari (R).
Il tasso di ionizzazione non è costante in tutta la ionosfera. Il livello di questa attività elettrica è direttamente legato all’ora del giorno, dalla stagione e dall’attività solare; molto importante è il livello di macchie solari ed il flusso solare (Solar Flux).
Il rateo di ricombinazione è costante ad una data altitudine, dato che è legato alla densità dei gas. I processi presenti sono due: ionizzazione e ricombinazione.
Durante il giorno prevale la ionizzazione, durante la notte la ricombinazione. Più basso è lo strato, più veloce sarà la ricombinazione.
I massimi sinora registrati si aggirano sui 360 (19° ciclo). Le misurazioni risalgono dal 1750; nel periodo, sino ai giorni nostri, sono stati registrati dei minimi e dei massimi.
Attualmente siamo entrati nel 25° ciclo.
Diversi siti web diffondono regolarmente bollettini sulle condizioni DX. Un sito importante è quello del NOAA, "SPACE WEATHER PREDICTION CENTER". Vengono emessi regolarmente bollettini del meteo solare, corredati di immagini e grafici.
Quali frequenze usare?
Il numero di elettroni liberi determina il valore della minima frequenza usabile (LUF, Lowest Usable Frequency). Al di sotto di questa frequenza i segnali non verranno rifratti verso il suolo, ma si perderanno nello spazio.
La massima frequenza usabile (MUF, Maximum Useable Frequency) è la più alta frequenza che sarà rifratta con certe condizioni di propagazione ed un dato angolo di incidenza del segnale (takeoff).
Tutti i segnali con frequenza maggiore alla MUF attraverseranno lo strato, proseguendo verso lo spazio esterno.
La Frequenza Critica (CF, Critical Frequency) è in relazione alla densità di elettroni liberi presenti. E’ la massima frequenza dei segnali provenienti verticalmente dal basso che sarà riflessa dallo strato.
La frequenza critica, considerando le sue oscillazioni legate al passare delle ore del giorno e della stagione, si trova per lo strato E sui 2...4 MHz, per lo strato F1 sui 3...6 MHz, e per lo strato F2 sui 3...14 Mhz.
La frequenza critica non è generalmente uguale alla MUF, ma ne è legata. Il valore della MUF è maggiore rispetto a quello della frequenza critica poiché l’onda arriva sempre con un angolo inferiore a 90°.
La frequenza di lavoro ottimale (OWF, Optimal Working Frequency) è circa l'85% dell'effettiva MUF corrispondente ad un certo angolo d'irradiazione.
Per ogni strato si calcola la LUF e la MUF; teoricamente solo nel tratto compreso fra questi due limiti di frequenza è possibile il collegamento DX, tenendo conto che i segnali riescono ad attraversare due volte lo strato attenuante D, vengono riflessi da uno degli strati E e/o F, e giungono al ricevitore con sufficiente intensità di campo.
La LUF, infine, è limitata solo dallo strato attenuante D. Essendo questo strato presente solo di giorno, la LUF limita la propagazione soltanto nelle ore diurne.
La LUF può avere valori di 10...15 MHz, ma dipende notevolmente dalla potenza di trasmissione. Con un aumento di potenza è possibile abbassare la LUF verso frequenze più basse, ovviamente entro certi limiti.
Con circa 100 W di potenza, essa si aggira attorno ai 5...8 MHz; con una potenza dieci volte maggiore può essere ulteriormente abbassata fino alla metà circa; i valori dipendono a seconda dell'attività solare.
Per valori inferiori di LUF l'unico collegamento possibile è quello per onde terrestri.
Come già detto, i valori di LUF - CF e le condizioni di propagazione ad esse collegate sono riferiti a tragitti verticali del segnale, non utili per un collegamento. Abbassando l'angolo di emissione del segnale, in corrispondenza, la MUF cresce sempre più.
Questo spiega come, nella pratica, si possano effettuare dei DX anche con frequenze superiori alla frequenza critica. Con angoli di irradiazione prossimi allo zero, la MUF può essere da tre a cinque volte il valore della CF.
Quindi, quanto più piatto è l'angolo d'irradiazione, tanto più alta può essere la frequenza di esercizio.
La portata per riflessione dei segnali dipende dall'altezza degli strati e dell'angolo d'irradiazione. Per più di un salto basta calcolare il relativo multiplo.
Tuttavia bisogna tener conto del fatto che l'angolo d'irradiazione del segnale è strettamente collegato con l'angolo d'irradiazione dell'antenna, che generalmente è attorno ai 15° di elevazione.
Le portate per riflessione singola in pratica vanno raramente oltre i 2500 km. Le distanze maggiori si ottengono solo per mezzo di riflessioni a doppio o multiplo salto.
In teoria, per poter ricevere un segnale, la polarizzazione delle antenne deve essere la stessa, sia dal lato TX che RX. In realtà, a causa delle rotazioni di fase e di polarizzazione dovute alle turbolenze negli strati riflettenti e alle riflessioni multiple dovute agli ostacoli, non ha importanza come viene polarizzata l'antenna.
E sporadico
Lo strato E si forma ad un'altezza di 100 km. Occasionalmente e limitatamente, viene a formarsi uno strato riflettente che agisce sino alle frequenze in banda 2 metri.
A causa della sua comparsa non prevedibile, viene chiamato strato E sporadico (Es).
Sembra sia legato all’attività degli sciami meteorici, non dimostrando una correlazione con l'attività solare.
Mostra comunque un andamento annuale e giornaliero, con dei massimi tra i mesi di maggio e luglio, dicembre e gennaio, in particolar modo nella tarda mattinata e nelle prime ore serali.
Ogni anno circa 50.000 tonnellate di meteore impattano nell’atmosfera terrestre. La maggior parte ha dimensioni inferiori ad un granello di sabbia, ma almeno 80.000 di questi “sassolini” superano il peso di 10 grammi.
Le meteore entrano nell’atmosfera superiore (meteoriti) ad una velocità tra 7 e 70 km/h. Ognuna di queste meteore lasciano una traccia di gas ionizzati, presenti prevalentemente all’altezza dello strato E.
L’aumento di ioni di gas e di particelle metalliche rilasciate dalla scia delle meteoriti favorise la riflessione di segnali in banda 10, 6 e 2 metri.
La ricombinazione nello strato E è particolarmente veloce, così la possibilità di collegamento dura da alcuni secondi ad alcuni minuti.
Propagazione aurorale
La Terra può essere considerata come un enorme magnete, le cui linee di forza percorrono lo spazio esterno (atmosfera) dal polo nord al polo sud. Queste linee di forza vengono perturbate da altri campi magnetici, in particolare dal vento solare. Tali linee di forza costituiscono la magnetosfera.
In condizioni di quiete, solo poche particelle del vento solare (protoni ed elettroni) penetrano nell’atmosfera. Esse tendono ad essere catturate dai poli magnetici terrestri. Nelle fasi di intensa attività solare, la velocità del vento aumenta ed il numero di particelle pure.
La magnetosfera cambia così forma, generando una apertura (cusp), nella quale viene catturata la maggior parte delle particelle solari, il campo elettrico terrestre ne aumenta la velocità generando le spettacolari aurore polari.
Essendo così la ionosfera nei pressi dei poli ricca di elettroni, la propagazione dei segnali ne viene influenzata. Si ha così una cancellazione totale dei segnali in HF nei percorsi sopra ai poli, i collegamenti sono quindi limitati solo a particolari latitudini.
Per frequenze dai 6 ai 2 metri invece si ha una intensa riflessione, consentendo collegamenti anche oltre i 1000 km.
Propagazione transequatoriale
La propagazione transequatoriale (TEP, Trans-Equatorial Propagation) è una speciale forma di propagazione che avviene tra le medie latitudini, approssimativamente alla stessa distanza nord-sud relativa all’equatore.
L’equatore magnetico non è sovrapposto a quello geografico, così come i poli magnetici non corrispondono a quelli geografici.
Non sono noti i meccanismi di questo tipo di propagazione. Essa avviene nel tardo pomeriggio e sera ed è massima nei periodi di massimo solare. Le frequenze coinvolte sono nella banda dei 6 metri, ma alla sera lavorano bene anche quelle dei 2 metri e 70 cm.
La portata dei segnali varia tra i 300 ed i 7500 km ed è maggiore la sera.
Il DX in pratica
Con queste nozioni possiamo dedurre che:
- Le bande dei 160 ed 80 metri sono tipicamente notturne, attive solo quando manca lo strato attenuante D. I segnali possono raggiungere l'unico strato riflettente F2. Le migliori possibilità di DX si trovano nelle lunghe notti invernali, dove il traffico avviene lungo l'emisfero notturno della terra. Le migliori condizioni le possiamo trovare nei periodi di numeri relativi bassi, poichè abbiamo un rumore di fondo dovuto a fenomeni atmosferici minore. La zona d'ombra quasi non esiste.
- Le bande degli 60 e 40 metri si comportano grosso modo nello stesso modo. Occasionalmente si possono effettuare buoni collegamenti anche di giorno. La zona d'ombra ha fino a 200 km di raggio.
- La banda dei 30 metri ha caratteristiche simili alle bande più basse, ma di giorno le possibilità di collegamento sono migliori. Già qui durante l'alba e il crepuscolo troviamo ottime occasioni per collegamenti a lunga distanza, poichè i segnali si trovano a percorrere la parte buia della superficie terrestre. La zona d'ombra si fa molto estesa.
- Le bande dei 20, 17 e 15 metri sono onde prevalentemente diurne, ma che si propagano bene anche di notte durante i massimi di macchie solari ed in particolar modo all'alba ed al crepuscolo, nella cosiddetta grey zone. La zona d'ombra ha spesso più di 1000 km di raggio.
- Le bande dei 12 e 10 metri sono attive solo nei massimi di attività solare, quando è possibile effettuare collegamenti con tutto il mondo. I segnali sono tipicamente diurni. La zona d'ombra diventa molto grande se non intercontinentale.
Ovviamente questi consigli sono del tutto generali, in quanto ci possono essere spesso variazioni anche notevoli nella propagazione, dovuti per esempio a tempeste solari e perturbazioni geomagnetiche.
Si può ricordare come regola generale:
- Sotto i 10 MHz (30 metri) i collegamenti sono generalmente notturni, tra stazioni poste nella zona buia del globo.
- Sopra i 10 MHz e generalmente fino ai 30 MHz i collegamenti sono generalmente diurni, tra stazioni poste nella zona illuminata del globo, anche se il segnale deve compiere un tragitto maggiore rispetto alla distanza effettiva delle stazioni (long path).
73 de Andy IV3ONZ
Link utili e bibliografia:
- ARRL, "The ARRL Handbook for Radiocommunications", ARRL 2011
- G. Gerzelka, "Manuale dell'operatore DX", (C) 1979 Franco Muzzio & C. Editore
- M. Martinucci, "Elementi di propagazione ionosferica", (C) 1993 C&C Edizioni Radioelettroniche
- I. Poole, "Radio Propagation Principles & Practice), RSGB 2013
- M. Burnette, "The fast track to understanding ham radio propagation", (C) 2018 Michael Burnette
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