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La ionosfera terrestre
Fenomeni indotti dall'attività solare
L'atmosfera terrestre varia in densità e in composizione a seconda dell'altitudine sopra la superficie terrestre. La parte più bassa dell'atmosfera è chiamata troposfera e si estende dalla superficie fino a circa 10 km. I gas in questa regione sono prevalentemente di molecole di ossigeno (O2) e molecole di azoto (N2). In questa regione, che contiene il 90% dell'atmosfera terrestre e il 99% del vapore acqueo, si concentra tutto “l’ambiente meteorologico” del nostro pianeta. Il jet-stream ad alta quota si trova vicino alla tropopausa, alla fine della parte superiore di questa regione. L'atmosfera sopra ai 10 km è chiamata stratosfera. Il gas è ancora abbastanza denso al punto che i palloni ad aria calda possono ascendere alle altezze di 15-20 km e i palloncini ad elio a quasi 35 km, ma l'aria si assottiglia rapidamente e la composizione del gas si modifica leggermente con l’aumento di altitudine. All'interno della stratosfera la radiazione solare in entrata alle lunghezze d'onda al di sotto 240 nm. è in grado di rompere (o dissociare) le molecole di ossigeno (O2) in singoli atomi di ossigeno, ciascuno dei quali, a sua volta, può combinarsi con una molecola di ossigeno (O2), per formare l'ozono, una molecola di ossigeno composta di tre atomi di Ossigeno (O3). Questo gas raggiunge una densità di picco di poche parti per milione in un'altitudine di circa 25 km.
Il gas diventa sempre più rarefatto ad altitudini più elevate e siamo nella mesosfera. Ad altezze di 80 km, il gas è talmente sottile che elettroni liberi possono esistere per brevi periodi di tempo prima di essere “catturati” da uno ione positivo vicino. L'esistenza di particelle cariche a questa altitudine segnala l'inizio della ionosfera, una regione che ha le proprietà di un gas e di un plasma.
Il gas diventa sempre più rarefatto ad altitudini più elevate e siamo nella mesosfera. Ad altezze di 80 km, il gas è talmente sottile che elettroni liberi possono esistere per brevi periodi di tempo prima di essere “catturati” da uno ione positivo vicino. L'esistenza di particelle cariche a questa altitudine segnala l'inizio della ionosfera, una regione che ha le proprietà di un gas e di un plasma.
La ionosfera è estremamente rarefatta: pur essendo spessa centinaia di kilometri, essa contiene solamente l'1% circa della massa gassosa atmosferica complessiva. La temperatura diurna varia dai 200°K degli strati più interni ai 1500°K degli strati più esterni, maggiormente esposti al Sole. La presenza dell'illuminazione solare esercita una grande influenza sulle proprietà dei gas ionosferici, che dunque cambiano sensibilmente tra il giorno e la notte. Anche il ciclo molto più lungo dell'attività solare ha effetti sensibili sulla ionosfera.
Nella parte più esterna, i raggi solari colpiscono l'atmosfera con una densità di potenza di 1370 Watt per m^2, un valore noto come "costante solare". Questo livello di intensa radiazione si sviluppa su un ampio spettro che va dalle frequenze radio tramite i raggi infrarossi (IR), la luce visibile fino ai raggi X. La radiazione solare a raggi ultravioletti (UV) e a lunghezze d'onda più corte sono considerate "ionizzanti", in quanto i fotoni di energia a queste frequenze sono in grado di scalzare un elettrone da un atomo neutro di gas o di una molecola durante una collisione. Il disegno concettuale di seguito è una spiegazione semplificata di questo processo.
La radiazione solare incide su un atomo del gas (o molecola). Nel processo, parte di questa radiazione è assorbita dall’atomo e vengono prodotti un elettrone libero e uno ione con carica positiva. Anche i raggi cosmici e il vento solare svolgono un ruolo in questo processo, ma il loro effetto è minore rispetto a quello dovuto alle radiazioni elettromagnetiche del sole.
Ai più alti livelli dell’atmosfera esterna della Terra, la radiazione solare è molto forte ma ci sono pochi atomi con i quali interagire, quindi la ionizzazione è minima. Come la quota diminuisce, più atomi di gas sono presenti e il processo di ionizzazione aumenta. Al tempo stesso, però, un processo chiamato ricombinazione comincia a verificarsi; un elettrone libero è "catturato" da uno ione positivo se si muove abbastanza vicino ad esso. Con l'aumentare della densità del gas a bassa quota, il processo di ricombinazione accelera in quanto le molecole di gas e ioni sono più vicini. Il punto di equilibrio tra questi due processi determina il grado di "ionizzazione" presente in un dato momento.
Alle quote ancora inferiori, il numero di atomi di gas (e molecole) aumenta ulteriormente e vi è quindi più possibilità di assorbimento di energia da un fotone di radiazione solare UV. Tuttavia, l'intensità di questa radiazione è inferiore a tali altitudini perché parte di essa è stata già assorbita ai livelli più elevati. A questo punto quindi, la minore radiazione, la maggiore densità del gas e il maggior rapporto di ricombinazione fanno scendere, con la quota, il tasso di ionizzazione complessivo. Questo ciclo di evoluzione-involuzione porta alla formazione di picchi di ionizzazione chiamati strati ionosferici contraddistinti come D, E, F1, F2 e G.
Alle quote ancora inferiori, il numero di atomi di gas (e molecole) aumenta ulteriormente e vi è quindi più possibilità di assorbimento di energia da un fotone di radiazione solare UV. Tuttavia, l'intensità di questa radiazione è inferiore a tali altitudini perché parte di essa è stata già assorbita ai livelli più elevati. A questo punto quindi, la minore radiazione, la maggiore densità del gas e il maggior rapporto di ricombinazione fanno scendere, con la quota, il tasso di ionizzazione complessivo. Questo ciclo di evoluzione-involuzione porta alla formazione di picchi di ionizzazione chiamati strati ionosferici contraddistinti come D, E, F1, F2 e G.
Sebbene non sia possibile separare con molta accuratezza i vari strati ionizzati presenti nella ionosfera esistono delle classificazioni che permettono di comprendere a quali altezze si riscontrano e si raggruppano le principali concentrazioni ioniche presenti in questo tratto dell'atmosfera terrestre:
Strato D (60-00 km di altitudine)
Riflette le onde radio a bassa frequenza e assorbe le onde radio e media e alta frequenza. Essendo strettamente associato con la radiazione solare, scompare non appena il sole tramonta. Durante l'aumento dell’attività solare (brillamenti) questo strato blocca completamente le onde radio a media e ad alta frequenza.
Durante gli eventi solari che producono protoni, la ionizzazione della regione D può raggiungere livelli insolitamente elevati di nei alte latitudini e polari. Tali eventi sono noti come Polar Cap Absorption (o PCA) perché l'aumento di ionizzazione incrementa significativamente l'assorbimento dei segnali radio che passano sulle regioni polari. In effetti, il livello di assorbimento può aumentare di molte decine di dB durante gli eventi intensi ed è sufficiente ad assorbire la maggior parte (se non tutte) le trasmissioni del segnale radio HF. Tali eventi in genere durano da meno di 24 a 48 ore.
Strato E (110 Km di altitudine)
Questo strato è chiamato anche “Strato di Kennelly”. È in grado di riflette le onde radio che hanno media e alta frequenza ed è prodotto attraverso l’interazione tra i fotoni ultravioletti emessi dal Sole e l’azoto atomico e/o molecolare presente nell’atmosfera terrestre. Durante la notte questo strato scompare.
Strato E sporadico (90-130 Km)
Questo strato si forma in circostanze particolari. Si ritiene che questo strato sporadico sia causato dai meteoriti e dagli stessi processi che causano le luci aurorali; cioè attraverso fenomeni di che ionizzano l’atmosfera terrestre. Questa regione è spesso caratterizzata da venti ad alta velocità. Questo strato influenza le onde radio ad altissima frequenza.
Strato E2 (150Km di altitudine)
Questa regione si trova al di sopra dello strato E sporadico. È prodotto da fotoni ultravioletti che ionizzano l’ossigeno molecolare. Questo strato compare di giorno e svanisce al tramonto.
Strato F1 (150-220 km di altitudine)
Si tratta di uno strato riflettente che si trova al di sopra degli strati E ed E2. Questo strato, o strato F, è suddiviso di due sottostrati: F1 e F2,.E sono conosciuti come strati di "Appleton". Lo strato F1 compare durante il giorno, ma scompare di notte. Questo strato è particolarmente importante nell’ambito della comunicazione radio a lunga distanza; infatti riflette le onde radio di media e di alta frequenza.
Strato F2 (220-380Km di altitudine)
Come la strato F1 questo strato è molto importante per la trasmissione radio a lunga distanza infatti è caratterizzato da una variabilità diurna e stagionali. Si presenta come direttamente correlato alla attività delle macchie solari ed inoltre il suo massimo sviluppo si verifica poco dopo il mezzogiorno locale e durante il pieno inverno boreale (cioè quando la terra è più vicina al Sole).
Strato G (400km e oltre di altitudine)
Questo strato riflettente si trova al di sopra lo strato F2 ed è stato scoperto durante le ultime missioni spaziali attraverso le quali è stato possibile esplorare la parte superiore dell’atmosfera terrestre. Si pensa che con molta probabilità lo strato G sia presente per la maggior parte del giorno, ma la sua rilevazione da terra è difficoltosa in quanto esso riflette tutte le onde radio utilizzabili per raggiungere e studiare lo strato G. Lo strato G è prodotto dell'interazione tra gli atomi di azoto e i fotoni ultravioletti provenienti dal Sole. Inoltre è stato accertato che gli elettroni liberi sono prodotti in questo strato ionosferico.
Riflette le onde radio a bassa frequenza e assorbe le onde radio e media e alta frequenza. Essendo strettamente associato con la radiazione solare, scompare non appena il sole tramonta. Durante l'aumento dell’attività solare (brillamenti) questo strato blocca completamente le onde radio a media e ad alta frequenza.
Durante gli eventi solari che producono protoni, la ionizzazione della regione D può raggiungere livelli insolitamente elevati di nei alte latitudini e polari. Tali eventi sono noti come Polar Cap Absorption (o PCA) perché l'aumento di ionizzazione incrementa significativamente l'assorbimento dei segnali radio che passano sulle regioni polari. In effetti, il livello di assorbimento può aumentare di molte decine di dB durante gli eventi intensi ed è sufficiente ad assorbire la maggior parte (se non tutte) le trasmissioni del segnale radio HF. Tali eventi in genere durano da meno di 24 a 48 ore.
Strato E (110 Km di altitudine)
Questo strato è chiamato anche “Strato di Kennelly”. È in grado di riflette le onde radio che hanno media e alta frequenza ed è prodotto attraverso l’interazione tra i fotoni ultravioletti emessi dal Sole e l’azoto atomico e/o molecolare presente nell’atmosfera terrestre. Durante la notte questo strato scompare.
Strato E sporadico (90-130 Km)
Questo strato si forma in circostanze particolari. Si ritiene che questo strato sporadico sia causato dai meteoriti e dagli stessi processi che causano le luci aurorali; cioè attraverso fenomeni di che ionizzano l’atmosfera terrestre. Questa regione è spesso caratterizzata da venti ad alta velocità. Questo strato influenza le onde radio ad altissima frequenza.
Strato E2 (150Km di altitudine)
Questa regione si trova al di sopra dello strato E sporadico. È prodotto da fotoni ultravioletti che ionizzano l’ossigeno molecolare. Questo strato compare di giorno e svanisce al tramonto.
Strato F1 (150-220 km di altitudine)
Si tratta di uno strato riflettente che si trova al di sopra degli strati E ed E2. Questo strato, o strato F, è suddiviso di due sottostrati: F1 e F2,.E sono conosciuti come strati di "Appleton". Lo strato F1 compare durante il giorno, ma scompare di notte. Questo strato è particolarmente importante nell’ambito della comunicazione radio a lunga distanza; infatti riflette le onde radio di media e di alta frequenza.
Strato F2 (220-380Km di altitudine)
Come la strato F1 questo strato è molto importante per la trasmissione radio a lunga distanza infatti è caratterizzato da una variabilità diurna e stagionali. Si presenta come direttamente correlato alla attività delle macchie solari ed inoltre il suo massimo sviluppo si verifica poco dopo il mezzogiorno locale e durante il pieno inverno boreale (cioè quando la terra è più vicina al Sole).
Strato G (400km e oltre di altitudine)
Questo strato riflettente si trova al di sopra lo strato F2 ed è stato scoperto durante le ultime missioni spaziali attraverso le quali è stato possibile esplorare la parte superiore dell’atmosfera terrestre. Si pensa che con molta probabilità lo strato G sia presente per la maggior parte del giorno, ma la sua rilevazione da terra è difficoltosa in quanto esso riflette tutte le onde radio utilizzabili per raggiungere e studiare lo strato G. Lo strato G è prodotto dell'interazione tra gli atomi di azoto e i fotoni ultravioletti provenienti dal Sole. Inoltre è stato accertato che gli elettroni liberi sono prodotti in questo strato ionosferico.
La teoria generale idealizza che ogni strato sia liscio e uniforme. In realtà la ionosfera è un grumoso strato ionico con macchie irregolari di ionizzazione.
Anomalia invernale
A medie latitudini, la produzione di ioni nello strato F2 di giorno è più elevato in estate, come previsto, dal momento che il sole splende più direttamente sulla Terra. Tuttavia, ci sono cambiamenti stagionali nel rapporto molecolare-atomico nell'atmosfera neutra che causano un superiore tasso di perdita di ioni d'estate. Il risultato è che l'aumento della perdita d'estate supera l'aumento della produzione, e la ionizzazione F2 totale è in realtà inferiore nei mesi estivi locali. Questo effetto è noto come anomalia invernale, anche se verrebbe istintivo definirla anomalia estiva.... L'anomalia invernale è sempre presente nell'emisfero settentrionale, ma di solito è assente nel sud del mondo durante i periodi di bassa attività solare.
Anomalia equatoriale
Entro circa ± 20 gradi dall'equatore magnetico, vi è l’anomalia equatoriale. Si tratta di una concentrazione di ionizzazione nello strato F2. Le linee di campo magnetico terrestre sono
orizzontali all'equatore magnetico. Il riscaldamento solare e le oscillazioni delle maree
nella bassa ionosfera fanno spostare il plasma sopra e attraverso le linee di campo magnetico.
Questo instaura un movimento di corrente elettrica nella regione E che, con il campo magnetico orizzontale, forza la ionizzazione fin dentro lo strato F, concentrandola a ± 20° dall'equatore magnetico. Questo fenomeno è noto come la fontana equatoriale.
Anomalia invernale
A medie latitudini, la produzione di ioni nello strato F2 di giorno è più elevato in estate, come previsto, dal momento che il sole splende più direttamente sulla Terra. Tuttavia, ci sono cambiamenti stagionali nel rapporto molecolare-atomico nell'atmosfera neutra che causano un superiore tasso di perdita di ioni d'estate. Il risultato è che l'aumento della perdita d'estate supera l'aumento della produzione, e la ionizzazione F2 totale è in realtà inferiore nei mesi estivi locali. Questo effetto è noto come anomalia invernale, anche se verrebbe istintivo definirla anomalia estiva.... L'anomalia invernale è sempre presente nell'emisfero settentrionale, ma di solito è assente nel sud del mondo durante i periodi di bassa attività solare.
Anomalia equatoriale
Entro circa ± 20 gradi dall'equatore magnetico, vi è l’anomalia equatoriale. Si tratta di una concentrazione di ionizzazione nello strato F2. Le linee di campo magnetico terrestre sono
orizzontali all'equatore magnetico. Il riscaldamento solare e le oscillazioni delle maree
nella bassa ionosfera fanno spostare il plasma sopra e attraverso le linee di campo magnetico.
Questo instaura un movimento di corrente elettrica nella regione E che, con il campo magnetico orizzontale, forza la ionizzazione fin dentro lo strato F, concentrandola a ± 20° dall'equatore magnetico. Questo fenomeno è noto come la fontana equatoriale.
X-rays: improvvisi disturbi della ionosfera (SID o Sudden Ionospheric Disturbance)
La SID è un elevato livello della densità di ionizzazione del plasma ionosferico presente nello strato D della ionosfera appunto, causato dai brillamenti solari per effetto dei raggi X e dei raggi ultravioletti. Il fenomeno fu scoperto nel 1935 ma venne postulato attorno al 1930 da alcuni scienziati tedeschi.
Quando il sole è attivo, si possono verificare forti brillamenti solari che colpiscono la Terra con raggi X sul suo lato soleggiato. Essi penetrano lo strato D che aumenta rapidamente l'assorbimento, causando un blackout radio HF (3-30 MHz). Durante questi eventi le Very Low Frequency (3 - 30 kHz) saranno riflesse dal livello D al posto dello strato E. Quando il disturbo improvviso della ionosfera (SID) termina, gli elettroni nello strato D si ricombinano rapidamente e i segnali ritornano alla normalità.
I protoni: l'assorbimento radio della calotta polare (PCA o Polar Cap Absorption)
I brillamenti solari (Solar Flare), rilasciano un'enorme quantità di protoni ad alta energia. Queste particelle possono colpire la Terra da 15 minuti a 2 ore dal brillamento solare (flare). I protoni si allineano a spirale intorno e lungo le linee del campo magnetico della Terra e penetrano nell'atmosfera in prossimità dei poli magnetici aumentando la ionizzazione degli strati D ed E. Il PCA in genere dura da circa un'ora a più giorni, con una media compresa tra 24 e 36 ore.
Tempeste geomagnetiche
Una tempesta geomagnetica è un disturbo, una perturbazione temporanea ma intenso della magnetosfera terrestre (comprendendo anche il campo magnetico terrestre) causata da un aumento dell'attività solare (aumento della quantità di ioni che il vento solare spinge sulla Terra). Durante una tempesta geomagnetica lo strato F2 diverrà instabile, frammentato, e può anche scomparire completamente. Visto che una tempesta geomagnetica è provocata da un aumento della densità/velocità del vento solare che urta contro la magnetosfera terrestre, ai poli Nord e Sud sarà osservabile l’aurora in quanto vi sarà una maggior quantità di elettroni e protoni nel mezzo interplanetario che dal vento solare vengono convogliati in direzione dei poli magneti terrestri colpendo la ionosfera.
Applicazioni Radio
Un'onda radio che raggiunge la ionosfera forza gli elettroni liberi ad oscillare alla stessa frequenza del suo campo elettrico. Se l'energia di oscillazione non viene persa per ricombinazione (cioè se la frequenza di ricombinazione è minore della frequenza dell'onda), gli elettroni cesseranno di oscillare reirradiando l'onda verso terra. Maggiore è la frequenza dell'onda incidente, maggiore sarà il numero di cariche libere necessarie per reirradiare l'onda. Nel caso non ci siano abbastanza cariche pronte ad oscillare, la riflessione totale (e quindi la propagazione ionosferica) non può avvenire.
La SID è un elevato livello della densità di ionizzazione del plasma ionosferico presente nello strato D della ionosfera appunto, causato dai brillamenti solari per effetto dei raggi X e dei raggi ultravioletti. Il fenomeno fu scoperto nel 1935 ma venne postulato attorno al 1930 da alcuni scienziati tedeschi.
Quando il sole è attivo, si possono verificare forti brillamenti solari che colpiscono la Terra con raggi X sul suo lato soleggiato. Essi penetrano lo strato D che aumenta rapidamente l'assorbimento, causando un blackout radio HF (3-30 MHz). Durante questi eventi le Very Low Frequency (3 - 30 kHz) saranno riflesse dal livello D al posto dello strato E. Quando il disturbo improvviso della ionosfera (SID) termina, gli elettroni nello strato D si ricombinano rapidamente e i segnali ritornano alla normalità.
I protoni: l'assorbimento radio della calotta polare (PCA o Polar Cap Absorption)
I brillamenti solari (Solar Flare), rilasciano un'enorme quantità di protoni ad alta energia. Queste particelle possono colpire la Terra da 15 minuti a 2 ore dal brillamento solare (flare). I protoni si allineano a spirale intorno e lungo le linee del campo magnetico della Terra e penetrano nell'atmosfera in prossimità dei poli magnetici aumentando la ionizzazione degli strati D ed E. Il PCA in genere dura da circa un'ora a più giorni, con una media compresa tra 24 e 36 ore.
Tempeste geomagnetiche
Una tempesta geomagnetica è un disturbo, una perturbazione temporanea ma intenso della magnetosfera terrestre (comprendendo anche il campo magnetico terrestre) causata da un aumento dell'attività solare (aumento della quantità di ioni che il vento solare spinge sulla Terra). Durante una tempesta geomagnetica lo strato F2 diverrà instabile, frammentato, e può anche scomparire completamente. Visto che una tempesta geomagnetica è provocata da un aumento della densità/velocità del vento solare che urta contro la magnetosfera terrestre, ai poli Nord e Sud sarà osservabile l’aurora in quanto vi sarà una maggior quantità di elettroni e protoni nel mezzo interplanetario che dal vento solare vengono convogliati in direzione dei poli magneti terrestri colpendo la ionosfera.
Applicazioni Radio
Un'onda radio che raggiunge la ionosfera forza gli elettroni liberi ad oscillare alla stessa frequenza del suo campo elettrico. Se l'energia di oscillazione non viene persa per ricombinazione (cioè se la frequenza di ricombinazione è minore della frequenza dell'onda), gli elettroni cesseranno di oscillare reirradiando l'onda verso terra. Maggiore è la frequenza dell'onda incidente, maggiore sarà il numero di cariche libere necessarie per reirradiare l'onda. Nel caso non ci siano abbastanza cariche pronte ad oscillare, la riflessione totale (e quindi la propagazione ionosferica) non può avvenire.
Corrente Equatoriale Sq (Sq: solar quiet)
Tratto da: INGV - http://www.ingv.it/it/
I magnetogrammi di un osservatorio geomagnetico rivelano l’esistenza di una struttura, nell’andamento temporale degli elementi del campo magnetico terrestre, che tende a ripetersi sistematicamente giorno per giorno; tale variazione, nota come "variazione diurna", procede secondo il tempo locale, con forme caratteristiche per ciascun elemento interpretabili come sovrapposizione di onde aventi periodo di parecchie ore, e con un’ampiezza dell’ordine di qualche decina di nT. A volte, la variazione diurna è mascherata da variazioni irregolari che in parte la deformano. La variazione diurna media (calcolata su giorni quieti) viene chiamata Sq (solar quiet, solar indica che essa procede con il tempo locale, quiet che è caratteristica di una situazione di assenza di perturbazioni). L’ampiezza della Sq presenta un andamento stagionale con un massimo e un minimo rispettivamente nell’estate e nell’inverno locali alle alte e medie latitudini, e con un massimo agli equinozi nella zona intertropicale per H e Z. Inoltre l’ampiezza dipende dalla fase del ciclo delle macchie solari.
Tratto da: INGV - http://www.ingv.it/it/
I magnetogrammi di un osservatorio geomagnetico rivelano l’esistenza di una struttura, nell’andamento temporale degli elementi del campo magnetico terrestre, che tende a ripetersi sistematicamente giorno per giorno; tale variazione, nota come "variazione diurna", procede secondo il tempo locale, con forme caratteristiche per ciascun elemento interpretabili come sovrapposizione di onde aventi periodo di parecchie ore, e con un’ampiezza dell’ordine di qualche decina di nT. A volte, la variazione diurna è mascherata da variazioni irregolari che in parte la deformano. La variazione diurna media (calcolata su giorni quieti) viene chiamata Sq (solar quiet, solar indica che essa procede con il tempo locale, quiet che è caratteristica di una situazione di assenza di perturbazioni). L’ampiezza della Sq presenta un andamento stagionale con un massimo e un minimo rispettivamente nell’estate e nell’inverno locali alle alte e medie latitudini, e con un massimo agli equinozi nella zona intertropicale per H e Z. Inoltre l’ampiezza dipende dalla fase del ciclo delle macchie solari.
La variazione diurna è generata
da un sistema di correnti elettriche che fluiscono nella ionosfera ad una quota
di circa 400 km. Queste correnti, presenti in quella parte della ionosfera
illuminata dal Sole, formano due vortici distinti: uno in ciascun emisfero.
Vista dal Sole la circolazione delle correnti nei due vortici avviene in versi
opposti (verso antiorario nell’emisfero Nord ed orario in quello Sud). I centri
di tali vortici si trovano alle latitudini di circa ± 40° e molto vicini al
meridiano del Sole.
Dato il verso di percorrenza della corrente nei due vortici, all’altezza dell’equatore si genera un flusso di corrente in direzione ovest-est che prende il nome di elettrogetto equatoriale. Questo flusso di corrente, dell’ordine di 500000 Ampere, può produrre una variazione diurna a Terra dell’ordine di 200 nT.
Questa variazione può essere considerata una perturbazione del campo magnetico terrestre ed è rilevabile attraverso un magnetometro posto sulla superficie terrestre.
La variazione della Corrente Equatoriale Sq è stata messa in stretta correlazione con la modulazione dell'attività sismica M5+ in un recente studio presentato all'European Geosciences Union 2014 dal Dr. Rabeh (Egitto), dal Dr. Cataldi (Italia) e dal Prof. Straser (Italia). In particolare è stato accertato che la modulazione dell'intensità della Sq segue l'andamento dell'attività sismica M5+ che avviene su scala globale.
Dato il verso di percorrenza della corrente nei due vortici, all’altezza dell’equatore si genera un flusso di corrente in direzione ovest-est che prende il nome di elettrogetto equatoriale. Questo flusso di corrente, dell’ordine di 500000 Ampere, può produrre una variazione diurna a Terra dell’ordine di 200 nT.
Questa variazione può essere considerata una perturbazione del campo magnetico terrestre ed è rilevabile attraverso un magnetometro posto sulla superficie terrestre.
La variazione della Corrente Equatoriale Sq è stata messa in stretta correlazione con la modulazione dell'attività sismica M5+ in un recente studio presentato all'European Geosciences Union 2014 dal Dr. Rabeh (Egitto), dal Dr. Cataldi (Italia) e dal Prof. Straser (Italia). In particolare è stato accertato che la modulazione dell'intensità della Sq segue l'andamento dell'attività sismica M5+ che avviene su scala globale.
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