Inainte de toate, eclipsa solara, sau disparitia brusca si totala a celor mai importanti factori solari ce influenteaza Pamantul, poate fi considerata un experiment controlat, de o durata bine determinata, a carui desfasurare este foarte bine precizata si anticipata.
Printre efectele masurabile asupra atmosferei se pot enumera efectele optice (stralucirea si culoarea cerului, polarizarea si spectrul luminii solare inainte, in timpul si dupa eclipsa), efectele asupra temperaturii si presiunii (descresterea rapida a temperaturii si presiunii care produc anomalii tipice acestui gen de fenomen, aparitia vanturilor, curatarea aerului poluat in zonele contaminate), impactul asupra electricitatii atmosferice de suprafata, efectele chimice (reactii fotochimice, fluctuatii in concentratia ozonului, a poluantilor precum SO2 - dioxid de sulf sau NH3 - amoniu).
Fara indoiala ca efectul radiatiei solare asupra atmosferei terestre inalte este principalul factor care afecteaza conditiile de propagare electromagnetica. Existenta ionosferei este un prim si major efect al radiatiei ultraviolete si corpusculare emise de Soare, prin urmare punerea in evidenta a schimbarilor ionosferice la disparitia brusca a factorilor ionizanti poate aduce informatii de mare importanta asupra fenomenelor fizice ce se petrec la altitudini mai inalte de 60 km.
Pana la acest punct poate fi dat un raspuns cert cu privire la efectul eclipsei asupra propagarii undelor electromagnetice de frecvente mai mari de 30 MHz, anume acela ca, nereflectandu-se in straturile ionosferice, nu vor fi afectate in nici un fel. De un real interes se bucura undele elctromagnetice din gama undelor lungi, medii si scurte, direct afectate de starea ionosferei la un moment dat.
Dupa cum se cunoaste, stratul ionosferic D are cel mai jos maxim de ionizare si se afla la o inaltime de 60-80 km. Concentratia electronica este cea mai mica la nivelul acestui strat si depinde de ora din zi. Densitatea electronilor liberi este cea mai ridicata cu putin dupa pranz si extrem de redusa in timpul noptii. Se mai poate observa si variatia sezoniera a densitatii electronice (cea mai ridicata fiind vara si cea mai scazuta iarna). O caracteristica importanta este coeficientul de recombinare electronica mare, precum si numarul mare de ciocniri (n=10E7...10E8 1/s), fapt care are ca efecte coeficientul de absorbtie mare pentru undele electromagnetice si dependenta mare a frecventei critice de existenta radiatiei solare ionizante.
Frecventa critica a stratului D este cuprinsa in intervalul 0,1...0,7 MHz. Aceasta corespunde la o concentratie electronica N=103 electroni/cm3.
Cu toate ca acest strat ionosferic este cel mai apropiat de Pamant, este si cel mai greu de studiat, existenta lui fiind dificil de pus in evidenta chiar si de sondele ionosferice performante. In multe modele atmosferice atenuarea stratului D este supraestimata, acesta fiind motivul pentru care emitatoarele de radiodifuziune sunt deseori supradimensionate.
Avand in vedere cele aratate, deoarece o data cu venirea intunericului, stratul D dispare aproape imediat, inseamna ca acest fenomen se produce si atunci cand discul solar este obturat de Luna. Efectul imediat va fi scaderea brusca a frecventei critice si reducerea absorbtiei undelor electromagnetice.
2.2 Stratul E
Limita inferioara a stratului E este situata la o inaltime de aproximativ 110-120 km. La baza stratului E concentratia electronica ajunge la valori de ordinul 10E4 electroni/cm3. O data cu lasarea intunericului, concentratia electronica coboara pana la valori de ordinul 5.10E3...10E4 electroni/cm3 si ramane la acest nivel in cursul intregii nopti. Numarul de ciocniri atinge valori de ordinul 10E5 1/s. Semigrosimea stratului E se apreciaza la 15-20 km.
Trasatura caracteristica a stratului E o constituie faptul ca proprietatile sunt constante. Se poate considera ca acest strat este o formatie stabila in ionosfera. Atat concentratia electronica, cat si inaltimea de asezare a maximului de ionizare sunt supuse numai unei variatii neinsemnate.
Prin urmare stratul E nu va fi supus unor modificari sensibile in concentratia electronica in cazul disparitiei bruste a factorului ionizant (radiatia ultravioleta a Soarelui).
2.3 Stratul F
Stratul F este considerat regiunea cea mai inalta a ionosferei (peste 130 km). Stratul F este in straturile F1 si F2. Stratul F1 reprezinta un fenomen pe timp de zi si se gaseste la altitudini cuprinse intre 130 si 210 km. Densitatea de electroni liberi este de aproximativ 10 ori mai mare decat valoarea asociata stratului E. In principiu undele electromagnetice care penetreaza stratul E pot trece si de stratul F1, deci efectul acestui strat asupra comunicatiilor este redus, asadar nu va fi luat in considerare.
Stratul F2 este cel mai inalt strat ionosferic (250 - 400 km) si are cea mai inalta densitate de electroni liberi. Aceasta densitate electronica se datoreaza valorii densitatii atmosferice extrem de reduse la aceste inaltimi, ceea ce conduce la coeficienti de coliziune si de recombinare foarte redusi. Stratul F2 este de asemenea putin afectat de schimbarile in fluctuatia radiatiei ionizante, timpul de reactie al acestui strat fiind mai lung de o zi. Totusi stratul F este sensibil la schimbarile sezoniere si variatia activitatii solare. Straturile F1 si F2 se contopesc in timpul noptii.
Eclipsarea discului solar echivaleaza in cazul stratului F cu o micsorare brusca a radiatiei ionizante, ceea ce va lasa nemodificata concentratia electronica la aceste altitudini.
Intr-un studiu aprofundat (3), prin care se modeleaza efectul eclipsei de la 11 august asupra temperaturii si vanturilor de mare altitudine, autorii trag cateva concluzii foarte interesante. Temperatura ar trebui sa scada cu 40 K la 260 km altitudine, iar vantul produs de schimbarea presiunii ar trebui sa atinga 26 m/s. Atat temperatura, cat si vanturile sufera aceste modificari la circa 30 minute dupa trecerea umbrei Lunii. De asemenea, potrivit autorilor, se produce o unda gravitationala care se propaga in atmosfera cu o viteza de aproximativ 300 m/s. (fig.1)
Spre directia nordica, cresterea vantului din directia sudica conduce ca urmare a efectului de interactiune a particulelor ionizate cu liniile de camp magnetic terestru, la convectia particulelor ionizate spre altitudini mai inalte, unde durata de viata a ionilor este mai mare. Spre directia sudica, datorita aceluiasi efect, cresterea vantului dinspre nord conduce la convectia particulelor ionizate spre altitudini mai coborate, unde ionii au o durata de viata mai scurta. Prin urmare, efectul global va fi acela ca, imediat dupa trecerea umbrei Lunii, se va observa un strat ionosferic mai inalt si mai mai concentrat cu sarcini electrice in partea nordica a zonei umbrite, in timp ce la sud de aceasta zona este de asteptat la o concectratie electronica mai coborata si la o altitudine mai joasa. Aceste elemente rezulta foarte clar din animatia care simuleaza trecerea umbrei pe traiectoria prezisa si modificarea temperaturii atmosferei inalte.
In chiar zona umbrita, fenomenele ionosferice ale stratului F sunt puternic dependente de vantul rezultant. Intr-adevar, observatiile facute cu ocazia altor eclipse solare, au relevat ca maximul densitatii stratului F este fie mai mare, fie mai mic, fie egal cu maximul de ionizare normal al acestui strat. Nici una din observatiile anterioare nu a putut masura vantul cauzator al acestor efecte, iar comportamentul maximului de ionizare ramane de domeniul speculatiei teoretice.
Asa cum se poate urmari in figura 2, concentratia electronica a stratului F2 (NmF2 - linie continua), creste in timpul eclipsei pana la 4.10-10 1/m3, sau cu 8% din valoarea de baza, ceea ce corespunde cu schimbarea frecventei critice a stratului F2 cu circa 0,2 MHz. Aceasta modificare este foarte mica si greu masurabila. Detalii asupra contributiilor diferitelor gaze ionizate la concentratia elecronica se pot gasi in (3).
Undele din gama HF (3�30 MHz) sunt in general puternic afectate de absorbtia stratului D, mai cu seama cele avand frecvente sub 7 MHz. Cu toate acestea, pe timpul zilei, se stie foarte bine ca frecventa maxima utilizabila (FMU) este mai mare decat in timpul noptii. Eclipsa totala de Soare ofera astfel conditii excelente de propagare, contributia atenuarii datorate stratului D disparand pentru cateva ore. In acelasi timp, cresterea frecventei critice a stratului F (cu 8%) a permis radiocomunicatii la frecvente mai mari, insa cresterea a fost prea mica pentru a fi pusa cu usurinta in evidenta.
Undele din gama MW (300�3000 KHz) in mod normal sufera in ionosfera, datorita absorbtiei pe timp de zi, o absorbtie atat de mare, incat practic nu mai sunt reflectate si ca efect, radiocomunicatiile la mare distanta sunt imposibile. Disparitia brusca a tratului D permite astfel reflexia undelor din aceasta gama (in principiu in stratul E), astfel pentru cateva minute aparand brusc in receptoarele de radiodifuziune posturi receptionabile numai pe timp de noapte.
Importanta studierii ionosferei pe timpul eclipselor justifica efortul angajat de institulele de cercetari din intreaga lume. Studiile facute in timpul eclipselor anterioare (India 1995) au indicat faptul ca modelele ionosferice utilizate pana in prezent au supraestimat absorbtia stratului D. Masuratorile facute in timplul eclipsei pot da un raspuns asupra valorii puterii de emisie a statiilor de radiodifuziune. Astfel se poate reduce nivelul interferentelor radio si poluarea benzilor. Eclipsa totala de Soare ofera o ocazie unica de a masura adevaratele valori ale absorbtiei stratului D. Scaderea brusca a radiatiei ultraviolete produce un colaps rapid al absorbtiei stratului D, in timp ce stratul F isi pastreaza proprietatile. Comparand nivelul semnalelor receptionate inaintea eclipsei si in timpul ei, se poate afla cu precizie absorbtia stratului D pentru o gama larga de frecvente.
Iata alte cateva concluzii trase in urma unor anterioare eclipse de Soare:
- In timpul eclipsei totale de Soare din 10 iulie 1972, o echipa de cercetatori de la New York State University si Canadian Broadcasting Corporation au afirmat: "Exista o foarte clara corelatie intre faza undelor VLF, taria semnalelor HF si comportamentul campului geomagnetic";
- In timpul eclipsei de la 18 martie 1988, un experiment prin care se transmiteau semnale radio intre Japonia si Rusia a indicat ca cele mai inalte straturi ionosferice (F2) si-au schimbat compozitia abia dupa 30-35 de minute de la faza maxima.
- Foarte putine modificari in temperatura atmosferei sau in concentratia ozonului au fost observate in timpul eclipsei din 31 iulie 1981.
Sunt asteptate cu interes primele concluzii trase de oamenii de stiinta implicati in experimentele ocazionate de eclipsa de la 11 august 1999 (in special NASA, care a initiat un proiect la nivel mondial). Cu siguranta ca aceste rezultate vor fi deosebit de interesante si vor confirma sau infirma presupunerile modelelor teoretice.
[2]. Doluhanov M. P. - Propagarea undelor radio, Editura energetic` de stat, 1954
[3]. I.C.F. Muller - Wodarg, A.D. Aylward - Effects of a Mid-Latitude Solar Eclipse on the Thermosphere and Ionosphere - A Modelling Study, October 15, 1998