ATMOSFERA

ATMOSFERA (V, p. 229; App. I, p. 182; II, 1, p. 304)

Lo studio dell'a. negli ultimi anni si è avvalso in modo particolare della nuova tecnica dell'invio fino alle più alte quote di appropriati mezzi vettori (razzi e satelliti artificiali) che recano strumenti di misurazione capaci di ottenere misure dirette di alcune delle sue principali caratteristiche fisiche; parallelamente è notevolmente progredito anche lo studio mediante gli ordinarî e tradizionali strumenti di misurazione. Assai proficui i risultati raggiunti, anche se sotto varî aspetti parziali o preliminarî essendo in pratica appena iniziato lo studio del materiale di osservazione raccolto su scala mondiale nel corso dell'Anno Geofisico Internazionale 1957-58.

I nuovi mezzi di indagine. - L'uso di razzi, come mezzi vettori, nello studio dell'a. ha inizio subito dopo il 1945: capostipite della famiglia di missili il V2, catturato in Germania; razzi successivamente progettati per uso scientifico sono capaci di portare un carico notevole fino ad altezze massime di parecchie centinaia di km sotto le quali è contenuta in pratica l'atmosfera. I razzi più grandi hanno massa di parecchie tonnellate e possono convogliare carichi utili di parecchie centinaia di kg; per scopi particolari sono anche impiegati razzi più piccoli, quali per es. l'americano Aerobee che può portare a 110 km un carico utile di circa 70 kg. L'elevato costo di un razzo direttamente lanciato da terra (che va da circa 15 milioni di lire per un Aerobee a circa 300 milioni per un Viking) ha indotto all'uso di una tecnica diversa, secondo la quale piccoli razzi preventivamente portati a quote di 10 ÷ 20 km mediante palloni vengono poi lanciati da tale altezza, alla quale lo spessore residuo di a. è notevolmente ridotto, così da sfruttare al massimo la spinta propulsiva. Tale tecnica consente di raggiungere quote fin verso i 100 km con spesa molto più modesta e rende altresì possibile l'effettuazione di un numero notevole di lanci in epoche, in ore e in luoghi diversi.

La strumentazione posta su un razzo può essere la più varia; la necessità di sfruttare al massimo lo spazio disponibile ha portato alla riduzione estrema della massa e del volume dei componenti, in particolare per ciò che riguarda le parti accessorie quali batterie di alimentazione, involucri contenitori, dispositivi di guida, ricetrasmettitori, ecc. Sono state effettuate determinazioni dirette sulla pressione e sulla temperatura ambiente, sulla composizione chimica, sui movimenti di circolazione in alta quota, sui meteoriti, sul campo magnetico terrestre e sulle correnti elettriche nella ionosfera, sulla radiazione solare, sulla radiazione cosmica, ecc.

Struttura fisica dell'atmosfera. - La misurazione diretta della pressione alle varie quote viene effettuata mediante elementi sensibili situati sulla superficie del razzo e le cui misure, succedentisi parecchie volte al secondo, vengono trasmesse a terra via radio. Nota la posizione del razzo, in corrispondenza a ogni valore della pressione si deduce dalla semplice applicazione delle leggi dei gas l'andamento della temperatura T con la quota h. La funzione T(h) può anche essere dedotta da misurazioni di densità oppure di velocità del suono. In ogni caso, T dipende dal peso molecolare medio M dell'aria alla quota considerata, cosicché la imprecisa valutazione di M implica la possibilità di errori nella valutazione di T.

La fig. 1 mostra l'andamento con la quota h della pressione e della densità atmosferica rilevato a White Sands (lat. 33° N, long. 106° O) negli anni 1947-51, mentre la fig. 2 mostra il corrispondente andamento della temperatura. Resta pertanto sostanzialmente confermato il tipo di andamento della temperatura con la quota già noto, ma ne vengono precisati notevolmente i valori e meglio localizzati i massimi e i minimi.

Le misure con razzi non rivelano differenze di qualche entità tra giorno e notte e tra estate e inverno; questi risultati contrastano con le osservazioni fotografiche degli sciami meteoritici, come anche con i dati ottenuti da esperienze sulla propagazione anomala del suono, i quali suggeriscono che le densità e le temperature estive a quote oltre i 60 km sono alquanto maggiori di quelle invernali. Sono state anche segnalate, ma non possono dirsi provate con certezza, notevoli e rapide variazioni della temperatura a quote intorno ai 50 ÷ 60 km ; l'origine di tali variazioni andrebbe ricercata in variazioni della quota di assorbimento dell'energia convogliata dalla radiazione solare ultravioletta, nella variazione delle abbondanze relative delle molecole e degli atomi assorbenti, nella turbolenza che rimescola continuamente l'aria, ecc.

Per ciò che riguarda le quote più alte, oltre i 150 km, i metodi di dezione della temperatura sopraindicati divengono per varie ragioni del tutto inadeguati. Si usano metodi indiretti, in particolare quelli radioelettrici basati sulla determinazione di taluni parametri che caratterizzano la distribuzione con l'altezza della densità di elettroni liberi. Con tali metodi si deducono temperature crescenti fino a oltre 3000 °K alla quota di 300 ÷ 400 km; questi alti valori sono in netto contrasto con quelli dedotti dallo studio delle caratteristiche dello spettro dell'aurora polare e della luce del cielo notturno. C'è tuttavia da rilevare che mentre i metodi radioelettrici forniscono temperature "elettroniche", quelli ottici forniscono temperature atomiche e molecolari; per varie ragioni si può presumere che le prime risultino anche sensibilmente maggiori delle seconde.

La distribuzione della temperatura con la quota suggerisce il più comune modo di suddividere la a. in regioni diversamente denominate. Riportiamo di seguito la nomenclatura adottata dall'Unione Geodetica e Geofisica Internazionale (Bruxelles 1951); con il suffisso -pausa è indicato il limite superiore di ciascuna regione. La troposfera è la regione compresa tra il suolo e la tropopausa, livello a cui la temperatura cessa di crescere e la cui altezza varia da circa 7 km alle alte latitudini a circa 18 km all'equatore. La stratosfera è la regione tra la tropopausa e la quota (stratopausa) alla quale la temperatura riprende a crescere; la stratopausa è a circa 35 ÷ 40 km, ma a basse latitudini può anche coincidere con la tropopausa. La mesosfera è la regione tra la stratopausa e la quota (mesopausa) alla quale si ha il minimo assoluto di temperatura (-100 °C). La termosfera è la regione sopra la mesosfera nella quale la temperatura cresce fortemente fino alla quota (termopausa) a partire dalla quale rimane praticamente invariata fino al limite esterno dell'atmosfera. La parte più esterna di a. costituisce infine la esosfera.

Sotto un diverso punto di vista si parla poi, indipendentemente dalla precedente nomenclatura, di ionosfera per indicare la parte di atmosfera caratterizzata da relativamente alte densità di elettroni liberi e che si estende da circa 60 km sino alle quote più alte, e di omosfera e eterosfera per indicare rispettivamente la regione, superiormente delimitata dalla omopausa, dove la composizione chimica non varia e la regione nella quale invece la composizione risulta da un equilibrio tra numerosi processi concomitanti (dissociazione delle molecole in atomi, diffusione, fotoionizzazione, ricombinazione, ecc.). La omopausa può ritenersi più o meno coincidente con la mesopausa.

Composizione. - L'immagine di un'a. quieta, nella quale la distribuzione dei singoli costituenti è determinata dalla sola gravità, è oggi completamente abbandonata in quanto è accertata la presenza di moti turbolenti e di moti regolari che ne determinano un continuo rimescolamento; solo alle più alte quote, oltre i 100 ÷ 200 km, data la ormai ridottissima densità, l'azione separatrice della gravità diviene importante e acquista rilevanza la diffusione delle varie specie atomiche e molecolari. È possibile valutare per via di calcolo il tempo occorrente, a ciascuna quota, perché da una situazione di completo mescolamento dei diversi tipi di particelle costituenti l'aria si passi a una di completa separazione per diffusione (supponendo naturalmente assente ogni causa di rimescolamento): tale tempo risulta di centinaia di anni a 20 km dal suolo, di giorni intorno ai 100 km e solo di ore o di minuti a quote ancora più alte: ciò conferma che la separazione per diffusione non può iniziare che a quote molto alte.

Lo studio della composizione dell'a. è stato effettuato fino a quote di circa 100 km su campioni di aria prelevati a quote prestabilite in appositi contenitori inviati con razzi, nonché con speciali spettografi di massa installati a bordo dei razzi stessi. L'interpretazione dell'analisi dei campioni d'aria è particolarmente difficile, tenuto conto che nelle particolari condizioni a cui il prelievo viene effettuato si hanno numerose cause di errore. Le misurazioni sono sostanzialmente concordi nel senso di indicare la costanza della composizione relativa dell'a. almeno per ciò che concerne i costituenti principali. Sono presenti alcune anomalie per ciò che riguarda i gas nobili (elio, neo e argo): precisamente, a quote intorno ai 60 km, si riscontra una densità di tali gas maggiore di quella che si avrebbe in assenza di rimescolamento, ciò che viene però attribuito a trasferimento di "nuvole" di gas nobili dagli strati più alti dove ha luogo la separazione diffusiva verso quelli più bassi. Per ciò che concerne la troposfera poche variazioni si hanno rispetto alla tab. riportata in App. II,1, p. 304; per completezza aggiungiamo ad essa le percentuali in volume di alcuni altri componenti: vapor acqueo (H₂O) da 1 a 0,001; metano (CH₄) 1,6 • 10^-4; protossido di azoto (N₂O) 3,5 • 10^-5; ossido di carbonio (CO) 2 • 10^-5, quest'ultimo solo recentemente osservato. A quote sopra i 90 km ha inizio la dissociazione delle molecole di ossigeno in atomi, che nello spazio di poche decine di km diviene totale; circa alle stesse quote ha inizio la dissociazione anche delle molecole di vapore acqueo e di anidride carbonica. A quote più alte, dallo studio dello spettro del cielo notturno e dell'aurora polare si deduce la presenza di ossigeno atomico, di azoto molecolare e atomico, di sodio, insieme a ioni da essi derivanti e a radicali liberi quali H -OH.

Movimenti. - Lo studio dei venti a quote oltre i 30 km viene condotto, oltre che con i metodi già indicati in App. I, con lo studio delle code di fumi e di vapori emessi da razzi, del gradiente orizzontale della temperatura, delle oscillazioni di marea dell'atmosfera, ecc. I risultati ottenuti non sono sempre concordanti e, per di più, si riferiscono quasi soltanto all'emisfero nord: per i venti a quote non superiori a circa 100 km, per i quali si rinvia alla voce aerologia di questa App., ricordiamo solo che le velocità sono sempre rilevanti, dell'ordine delle centinaia di km/ora; e che sono frequenti rapide e irregolari variazioni, come pure variazioni diurne e semidiurne più o meno regolari. A quote superiori a 100 km sono utili anche metodi di indagine fondati essenzialmente sullo studio della distribuzione di densità elettronica nella ionosfera, in partic. sullo studio delle variazioni che essa presenta da istante a istante su zone molto estese, del moto di "nuvole di ionizzazione" vaganti, delle fluttuazioni della radioemissione proveniente dalle radiostelle, ecc. Dai risultati che si possiedono, sebbene scarsi e incompleti, si deduce che anche a queste quote sono presenti venti di velocità notevole fino a qualche centinaio di m/sec; inoltre sono assai rilevanti anche i movimenti di marea, soprattutto quelli con periodo di 12 ore solari.

Le maree atmosferiche. - La pressione atmosferica al suolo presenta una variazione diurna piuttosto regolare, di massima ampiezza all'equatore dove l'escursione tra valore massimo e valore minimo raggiunge i 2 mm di Hg: questa variazione diurna si può decomporre in due componenti sinusoidali, l'una, S₁, di periodo 24 ore solari, di ampiezza e fase non molto regolari, l'altra, S₂, di periodo 12 ore solari sensibilmente uniforme sia come ampiezza sia come fase. Un effetto di queste variazioni temporali di pressione è quello di dare origine a un sistema di venti che a bassa quota, nella troposfera, hanno velocità molto inferiore a quella dei venti che spirano più o meno regolarmente. Tuttavia, a quote oltre i 30 km, come risulta dalla teoria e dallo studio sperimentale delle variazioni temporali del campo magnetico terrestre (v. magnetismo, in questa App.), e da certe variazioni delle densità elettroniche nella ionosfera, la velocità dei venti connessi alle maree cresce rapidamente con la quota fino a divenire centinaia di volte maggiore di quella al suolo. Accanto alle maree atmosferiche di origine solare, sono stati anche riscontrati analoghi effetti di origine lunare. C'è da rilevare che, in base al calcolo, la componente S₂ dovrebbe risultare 2,5 volte minore dell'analoga componente L₂ di periodo 12 ore lunari dovuta all'azione della Luna; invece la S₂ risulta circa 100 volte maggiore di quanto ci si dovrebbe aspettare, cioè 40 volte maggiore della L₂. Ciò viene attribuito a un effetto di risonanza determinato dal fatto che l'a., considerata nel suo insieme come un mezzo elastico, possiede un periodo proprio di oscillazione appunto di 12 ore solari. In effetti, assumendo come un dato la distribuzione di temperatura con la quota, quale viene suggerita per altre vie, si riconosce per via teorica che l'atmosfera possiede due periodi proprî di vibrazioni rispettivamente di 12 e di 10,5 ore solari; anche l'esistenza di questo secondo periodo di oscillazione è stata in varie occasioni riscontrata sperimentalmente.

La ionosfera (v. anche App. II, 11, p. 56). - Lo studio della ionosfera si è molto avvantaggiato dalla notevole disponibilità di dati sperimentali forniti sia dal sondaggio ionosferico sia da misurazioni dirette delle densità elettroniche mediante dispositivi a bordo di missili e satelliti. Un capitolo assai importante che si sta sviluppando in questi anni è quello che riguarda lo studio delle perturbazioni ionosferiche e delle loro relazioni con le perturbazioni del campo magnetico terrestre e con l'aurora polare, nonché dei legami che intercorrono tra il comportamento regolare imperturbato della ionosfera e i fenomeni caratteristici dell'attività solare.

Circa l'andamento della densità elettronica con l'altezza, le determinazioni dirette hanno assodato che i diversi strati E, F₁, F₂ non vanno considerati come separate regioni ionizzate, ma piuttosto come parti di un'unica distribuzione di densità, ciascuna caratterizzata da un massimo non molto pronunciato (fig. 3). Con appropriati metodi di calcolo numerico l'effettivo andamento della densità elettronica con l'altezza può anche dedursi dalle curve dell'"altezza virtuale" h′ (f) fornite dalle ionosonde. Queste curve dànno, per ogni frequenza f, il tempo di tragitto τ dal suolo alla quota di riflessione e viceversa, ovvero, per moltiplicazione per la velocità c della luce, il percorso che l'onda descriverebbe nel vuoto nel tempo τ; la metà di tale percorso è l'altezza alla quale dovrebbe trovarsi uno strato perfettamente riflettente perché l'onda, supposta viaggiante nel vuoto, impiegasse lo stesso tempo di tragitto τ del caso effettivo: tale altezza è appunto l'altezza virtuale. A differenza degli strati E e F₁, la cui presenza e le cui caratteristiche sono chiaramente collegati alla presenza e all'altezza del Sole sull'orizzonte, lo strato F₂ è sotto varî aspetti anomalo in quanto d'estate, a medie latitudini, la sua densità elettronica massima N nelle ore meridiane è minore che d'inverno, mentre di notte è maggiore d'estate che d'inverno; inoltre, sempre in estate, la N raggiunge il suo massimo assoluto verso il tramonto e presenta spesso un massimo secondario nelle ore antimeridiane con una depressione intorno al mezzodì. Nelle regioni oltre il circolo polare, le densità elettroniche nello strato F₂ sono assai alte, le variazioni diurne "regolari" si fanno meno sensibili e più frequenti diventano le perturbazioni. Al polo le frequenze critiche restano alte (parecchi Mz) anche durante la notte polare. Le perturbazioni nelle calotte polari sono strettamente correlate alle frequenti perturbazioni geomagnetiche, nonché alle aurore polari che, come è noto, hanno la massima frequenza di apparizione appunto in una fascia di latitudini geomagnetiche tra 60° e 70° circa. In tali zone almeno, è molto probabile che parte notevole della ionizzazione ionosferica sia attribuibile a un irraggiamento corpuscolare incidente più o meno regolarmente in tali zone o nelle calotte polari (v. anche aurora polare, in questa App.). A latitudini inferiori a quelle aurorali gli strati F₂, F₁ e E vanno, com'è noto, attribuiti essenzialmente alla fotoionizzazione di ossigeno atomico O, azoto molecolare N₂ e ossigeno molecolare O₂ rispettivamente; i principali processi fisici di scomparsa degli elettroni sono la cattura da parte di atomi o molecole neutre per lo strato F₂ e la ricombinazione con ioni positivi per gli strati F₁ ed E.

Circa la correlazione con l'attività solare, le densità elettroniche sono, nel loro andamento generale, maggiori al massimo di attività solare e minori al minimo: tuttavia, la correlazione giorno per giorno è assai bassa, ciò che va attribuito verosimilmente al notevole numero di fattori geofisici che controllano l'andamento delle densità elettroniche ionosferiche. Nella tabella riportiamo dei valori indicativi delle densità elettroniche (in elettroni/cm³) per i tre strati E, F₁, F₂ al minimo e al massimo di attività solare, per le nostre latitudini.

Un cenno a parte meritano lo strato ionosferico più basso, denominato D, e il cosidetto E sporadico, E_s. Lo strato D è una regione situata sotto lo strato E, a quote di 60 ÷ 80 km, nella quale si riscontra una densità elettronica notevolmente più bassa che negli strati superiori, dell'ordine di 10² ÷ 10³ elettroni/cm³; di giorno lo strato presenta un comportamento abbastanza regolare con un massimo di densità a mezzogiorno; di notte lo strato è praticamente assente. A causa dell'assai maggiore densità di materia alle quote di formazione dello strato D rispetto a quelle degli altri strati, sono assai frequenti (dell'ordine di 10⁷ ÷ 10⁹ al secondo nell'intervallo di quote tra 80 e 40 km dal suolo) le collisioni tra elettroni e atomi e molecole. Allorché gli elettroni sono messi in oscillazione per il passaggio di un'onda elettromagnetica, essi assorbono e disperdono una frazione di energia tanto maggiore quanto minore è la frequenza dell'onda. In condizioni particolari, precisamente in coincidenza a certi brillamenti solari, la ionizzazione nello strato D si esalta fortemente e con essa si accresce l'assorbimento dell'energia elettromagnetica che si propaga attraverso di esso: l'assorbimento può essere totale, nel qual caso possono risultare totalmente interrotte le radiocomunicazioni a onde medie e corte nell'emisfero illuminato dal Sole anche per tempi piuttosto lunghi, fin oltre un'ora; tali fenomeni, piuttosto rari alle nostre latitudini, sono assai più frequenti e più intensi alle latitudini aurorali e polari. Quanto all'E sporadico, esso risulta costituito da banchi intensamente ionizzati ma assai irregolari per estensione e forma. La sua altezza è circa quella dello strato E, fra 90 e 120 km. La sua densità elettronica massima può anche arrivare a qualche decina di volte quella dello strato E; la frequenza critica dello E_S è talvolta maggiore di quella degli strati F₁ e F₂ che, in tali condizioni, scompaiono alla radioosservazione. Circa l'origine dello E_S si ritiene che essa sia diversa a seconda della latitudine: in particolare, sono stati indicati come causa dello E_S l'effetto ionizzante di sciami meteorici e il bombardamento da parte di corpuscoli provenienti dal Sole (specialmente nelle zone aurorali).

Notevoli progressi negli ultimi anni ha fatto anche lo studio della morfologia delle perturbazioni o tempeste ionosferiche, che consistono in brusche diminuzioni della frequenza critica dello strato F_S, che si protraggono anche per parecchi giorni; risulta una netta associazione fra le tempeste ionosferiche e le tempeste magnetiche.

Circa il problema della correlazione tra variazioni rapide del magnetismo terrestre e fenomeni ionosferici notevole successo ha avuto la teoria "dinamo" che considera le variazioni magnetiche come dovute a correnti elettriche circolanti nella ionosfera: in effetti, mediante opportune tecniche di misurazione impiegate a bordo di missili, è stato possibile accertare l'esistenza di correnti elettriche in uno strato assai sottile situato a quota intorno ai 100 km, cioè in prossimità dello strato E, proprio della intensità richiesta per rendere ragione delle variazioni del campo magnetico terrestre che si misurano al suolo.

L'atmosfera oltre i 300 km. - Poche notizie si hanno sulla struttura e sullo stato dell'a. al disopra del livello di massima densità elettronica dello strato F₂. Circa la densità di materia a tali quote, indicazioni dirette sono state ottenute dall'esame del moto dei satelliti artificiali che viene più o meno rapidamente frenato a seconda della maggiore o minore densità del mezzo in cui essi si muovono; dal valore di circa 5 • 10^-14 g/cm³ a 300 km si passa a 1,8 • 10^-15, 5,5 • 10^-16 e 1,9 • 10^-16 g/cm³ rispettivamente a 400, 500, 700 km dal suolo. Sull'andamento della densità elettronica ionosferica si possono avere informazioni dallo studio delle radioonde provenienti dal Sole e dalle radiostelle o dai satelliti, le quali attraversano l'intera ionosfera. Si ritiene che la densità elettronica rimanga ancora notevole, confrontabile con quella che si ha al disotto dello strato F2 per spessori di atmosfera dell'ordine delle centinaia di km sopra il massimo dello strato stesso. Altre informazioni sulla costituzione della esosfera ha dato lo studio dello spettro delle aurore più alte che raggiungono anche i 1000 km dal suolo, e quello di particolari onde elettromagnetiche a bassissima frequenza (whistlers) che si originano nella esosfera.

Bibl.: S. K. Mitra, The upper atmosphere, Calcutta 1952; R. M. Goody, The physics of the stratosphere, Cambridge 1954; G. P. Kuiper, The earth as a planet, Chicago 1954; R. L. F. Boyd, M.J. Seaton e altri, Rocket exploration of the upper atmosphere, Londra 1954; e inoltre Journal of Geophysical Research e Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics di questi ultimi anni.