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Ricevitore VLF per Rilevazione Eventi SID

Abstract : in questo post presentiamo un sistema per effettuare il monitoraggio di eventi SID (sudden ionospheric disturbances). Come è noto gli eventi SID sono causati dall’impatto con la ionosfera delle radiazioni solari emesse durante i brillamenti solari. Monitorare gli eventi SID è quindi un modo indiretto per monitorare l’attività solare. Gli eventi SID modificano pesantemente la ionosfera e quindi possono essere rilevati misurando, nel corso del tempo, l’intensità della propagazione radio nella banda VLF. Nel nostro sistema abbiamo usato il ricevitore VLF proposto dalla UKRAA (UK Radio Astronomy Association).

Background Scientifico

Quando si verifica un brillamento solare, un flusso intenso di raggi ultravioletti e raggi X colpisce il lato illuminato della Terra dopo un tempo di propagazione di circa 8 minuti. Questa radiazione ad alta energia viene assorbita dalle particelle atmosferiche, portandole su stati eccitati e liberando elettroni nel processo di foto-ionizzazione. Gli strati ionosferici di più bassa quota (regione D ed E) aumentano immediatamente di densità in tutto il lato esposto al sole. Il disturbo ionosferico aumenta significativamente la propagazione radio VLF. Sulla terra gli scienziati possono quindi utilizzare questo aumento per rilevare i brillamenti solari; monitorando l’intensità del segnale di un trasmettitore VLF remoto, il verificarsi di improvvisi disturbi ionosferici (SID) indica quando si sono verificati brillamenti solari nella gamma dei raggi X.

Per comprendere l’effetto SID è essenziale ricordare come si creata e si struttura la ionosfera terrestre. Si può considerare la ionosfera come una sorta di guscio formato da elettroni e ioni carichi positivamente (atomi e molecole) che circonda la Terra, che si estende da un’altezza di circa 60 km a oltre 1000 km.
I principali costituenti della ionosfera sono atomi e molecole neutri. Tuttavia, il fatto che la ionosfera sia elettricamente carica è dovuta alla produzione di plasma (elettroni, ioni) principalmente attraverso la radiazione ultravioletta solare.
Questo in pratica significa che la ionosfera viene “prodotta” durante il giorno ed è “ridotta” durante la notte a causa dei processi di ricombinazione di elettroni e ioni. La ionizzazione dipende principalmente dal Sole e dalla sua attività. La quantità di ionizzazione nella ionosfera varia notevolmente con la quantità di radiazione ricevuta dal Sole.
La struttura della ionosfera (strati o regioni) è correlata alle specie di gas neutri che popolano quelle regioni e all’energia della radiazione che penetra nell’atmosfera superiore. Quanto più alta è l’energia della radiazione tanto più in basso può penetrare e produrre ionizzazione. Il profilo di densità degli elettroni (immagine sopra) mostra le diverse regioni ionosferiche durante il giorno (periodo di produzione di elettroni) e la notte (periodo di ricombinazione di elettroni). L’immagine seguente mostra gli strati della ionosfera durante la notte e durante il giorno.

Propagazione

Gli effetti correlati alle comunicazioni radio terrestri (ionospheric o sky-waves) sono dovuti alla esistenza delle regioni D ed E, note come strati di Kennelly-Heaviside.

Il segnale radio prodotto dal trasmettitore VLF raggiunge il ricevitore attraverso due percorsi. Uno di questi corre lungo il terreno ed è chiamato “ground-wave“, l’altro è attraverso la “riflessione” della ionosfera, chiamata onda ionosferica, spesso conosciuta come “Sky-wave“.
Questi due percorsi hanno lunghezze diverse e portano alla formazione di un schema di interferenza. Le diverse lunghezze del percorso per i due segnali fanno sì che le fasi di questi segnali differiscano quando arrivano al ricevitore. La differenza di fase dipende dalla distanza tra trasmettitore e ricevitore e può comportare una cancellazione oppure un rinforzo.
Durante il giorno la Sky-wave è attenuata nel suo percorso all’interno dello strato D della ionosfera, inoltre l’onda terrestre, la ground-wave, si indebolisce progressivamente man mano che il ricevitore si allontana dal trasmettitore.
Dopo il tramonto lo strato D, che è ionizzato principalmente dai raggi solari ultravioletti, scompare rapidamente e con esso tutta la ionizzazione che assorbe parte del segnale. La “riflessione” ora si verifica dalla parte inferiore dello strato E a circa 90 – 100 km di altitudine.
Il risultato è che una volta che il punto medio del percorso dell’onda è in ombra a 100 km di altitudine, la potenza del segnale di solito aumenta in modo significativo, mentre il segnale della ground-wave rimane invariato. Pertanto, la ricezione notturna è caratterizzata da ampie e rapide oscillazioni della potenza del segnale a seconda della quota alla quale avviene la riflessione dallo strato E.

Quando il sole è attivo, possono verificarsi forti brillamenti solari che colpiscono con raggi ultravioletti e raggi X il lato illuminato della Terra. I raggi X penetrano nella regione D, rilasciando elettroni che aumenteranno rapidamente l’assorbimento, causando un blackout radio ad alta frequenza (3 – 30 MHz).

Durante questo intervallo temporale i segnali VLF (3 – 30 kHz) saranno riflessi dallo strato D invece che dallo strato E, dove l’aumento della densità atmosferica provoca l’assorbimento dell’onda e quindi lo smorzamento del segnale.  Il risultato è quindi che la Sky-wave è più intensa e porta ad un rapido aumento della potenza del segnale sul ricevitore.
Non appena i raggi X ed ultravioletti terminano, gli elettroni nella regione D si ricombinano rapidamente e questo porta il disturbo ionosferico (SID) ad esaurirsi riportando la propagazione radio ionosferica alle condizioni di normalità.

(da http://www.inflamo.org/https://www.ukraa.com/)

Ricevitore VLF

Abbiamo adottato il ricevitore VLF dalla UKRAA, che abbiamo acquisito come kit. Il montaggio del kit è semplice e ben documentato. Abbiamo posizionato la scheda, insieme all’unità di sintonizzazione dell’antenna, all’interno di una scatola metallica, come mostrato nelle immagini seguenti.

Il ricevitore è fondamentalmente un amplificatore sintonizzabile nella gamma delle frequenze audio con un rilevatore di inviluppo. È costituito da una serie di blocchi funzionali, di cui i principali sono l’amplificatore a radiofrequenza (RF), il filtro passa-banda, il secondo amplificatore RF, il rivelatore e il filtro passa-basso associato e i buffer di uscita. L’alimentazione è di 15-18 Vcc, 35 mA e ha due tensioni di uscita analogiche con diversi range : 0-5 Vcc e 0-2,5 Vcc; noi abbiamo usato l’intervallo 0-2.5.
Il ricevitore ha una serie di altre funzionalità, per i dettagli, consultare la documentazione UKRAA.

Descriviamo in dettaglio i due blocchi principali del ricevitore: l’amplificatore RF e il filtro passa-banda.

L’amplificatore RF, schematizzato nell’immagine a lato, è costituito da un amplificatore cascode non sintonizzato (la sintonizzazione viene eseguita con l’unità di sintonia dell’antenna) con un transistor ad effetto di campo (JFET) sull’interfaccia di ingresso dell’antenna e un transistor di giunzione bipolare (BJT) sulla uscita. L’amplificatore cascode in questa applicazione ha un guadagno basso ma il guadagno non è il suo unico scopo. Questa configurazione impedisce il caricamento dell’antenna da parte del successivo filtro passa-banda e riduce gli effetti di moltiplicazione della capacità (effetto Miller) che potrebbero de-sintonizzare l’antenna. L’impedenza di ingresso è determinata da una resistenza di polarizzazione da 1 MΩ sulla porta JFET.

Dopo l’amplificatore RF c’è il blocco principale del ricevitore : il filtro passa-banda con le principali regolazioni del ricevitore. Il filtro è basato su di un progetto biquadratico a 4 amplificatori che presenta il vantaggio di controlli di guadagno, frequenza e Q quasi indipendenti. Di seguito è riportato lo schema.

Non scenderemo nei dettagli relativi a questa configurazione circuitale; si tratta di un filtro passa-banda molto selettivo la cui frequenza può essere configurata accuratamente tramite i due trimmer VR3 e VR4. Con VR1 si regola il guadagno dello stadio, mentre la selettività del filtro viene regolata attraverso il suo fattore Q, agendo sul trimmer VR2. Se Q è molto elevato il filtro può andare in auto-oscillazione. Le prestazioni migliori si ottengono incrementando Q fino ad ottenere la condizione di auto-oscillazione e poi riducendolo, tramite il trimmer, di una frazione di giro : in questo modo si può ottenere il massimo guadagno.

Apparato per Monitoraggio SID

L’apparato consiste in una antenna a loop magnetica descritta in dettaglio nel post Antenna Loop Magnetica per Onde VLF, si tratta di una antenna “classica” che va orientata nella direzione della stazione VLF. L’immagine sotto mostra la nostra antenna fissata su di un supporto di legno e posizionata su di una terrazza “fiorita”.

L’antenna viene collegata  con un cavo coassiale da 50Ω del tipo RG58 o RG174 al ricevitore VLF su connettore SMA. L’uscita analogica del ricevitore, proporzionale alla intensità del segnale, viene inviata al modulo ESP32 che acquisisce il segnale, lo converte in digitale e lo invia, tramite la rete WiFi, al Raspberry PI che effettua la memorizzazione, elaborazione e visualizzazione dei dati su grafico, come mostrato nel post DataLogging con Modulo ESP32. L’immagine sotto mostra il ricevitore ed il modulo ESP32.

Stazioni VLF

Con un ricevitore SDR (software defined radio) ed un up-converter abbiamo verificato i segnali VLF presenti nella nostra zona. Abbiamo considerato la banda di frequenze fino a circa 40 KHz; lo spettro è quello rappresentato nella immagine sotto, ottenuto con l’applicazione SDR#.

Tra le varie emissioni abbiamo individuato tre trasmettitori VLF che possono fare al caso nostro : si tratta del segnale a 26,7 KHz emesso dalle antenne del trasmettitore Bafa in Turchia situato a circa 1500 Km; ad una distanza minore, circa 800 Km, c’è il trasmettitore a 21,75 KHz del sistema HWU situato a Rosnay in Francia; ad una distanza ancora minore, 560 Km, troviamo la frequenza di 20,76 KHz del trasmettitore di Tavolara in Sardegna.
Tutte queste emittenti servono principalmente per le radiocomunicazioni con i sottomarini, dato che le onde VLF possono penetrare per molti metri al di sotto della superficie del mare.
L’emissione a 26,7 KHz, situata a 1500 Km, è la migliore candidata, sebbene più lontana e quindi più debole, per visualizzare con maggiore evidenza la propagazione del segnale radio in corrispondenza dei brillamenti solari.
Le mappe seguenti mostrano la collocazione dei tre trasmettitori VLF selezionati.

Il Sole Quieto

Il grafico riportato sotto è stato registrato per i 26,7 kHz, emessi dal trasmettitore Bafa in Turchia. Questo grafico mostra la potenza del segnale rispetto al tempo per un periodo di 24 ore. Mostra una variazione randomica dell’intensità del segnale durante la notte, seguita da un cambiamento (diminuzione) all’alba mentre il sole ricrea lo strato D. Durante il giorno, la potenza del segnale varia con l’altitudine del sole. Al tramonto, lo strato D si ricombina e si perde, producendo un altro cambiamento (aumento) nella potenza del segnale. Questa tendenza è abbastanza tipica per una situazione di “sole calmo”.

Sfortunatamente il nostro ambiente e le nostre case sono sature di disturbi elettromagnetici con i quali dobbiamo convivere. Spesso nei nostri grafici troveremo delle interferenze, come quella mostrata sotto : dobbiamo farci l’abitudine e non confonderle con i veri brillamenti solari !

Brillamenti Solari

Il primo brillamento di classe M del “nuovo” ciclo solare n.25 è stato rilevato dal nostro apparato il giorno 29/05/2020 ! Il sole sta attraversando attualmente un periodo di minima attività, ci sono però le prime “avvisaglie” del nuovo ciclo solare. Il giorno 29/05/2020 una zona attiva di macchie solari ha dato luogo ad una serie di brillamenti di classe C e classe M, rilevate dal nostro ricevitore VLF. L’immagine sotto mostra il tracciato del nostro ricevitore ed il grafico prodotto dal satellite GOES per raggi-X. Si possono identificare i principali quattro brillamenti.

Riferimenti

UKRAA site : https://www.ukraa.com/
Application of the UKRAA Very Low Frequency Receiver System – Reeve

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