IMMAGINI DEL SOLE IN REAL-TIME   Le seguenti immagini del sole vengono acquisite dagli strumenti a bordo del Solar Dynamics Observatory (SDO) della NASA: l'Atmospheric Imaging Assembly (AIA) è progettato per fornire una visione senza precedenti della corona solare con una risoluzione di circa 1 arcsec (immagine a sinistra) mentre l'Heliosismic and Magnetic Imager (HMI) è progettato per studiare le oscillazioni e il campo magnetico sulla superficie solare, o fotosfera (immagine a destra).

CONDIZIONI SPACE WEATHER - SCALA NOAA   Le scale del NOAA sono state introdotte per comunicare al pubblico le condizioni meteorologiche spaziali attuali e future e i loro possibili effetti su persone e sistemi. Le scale descrivono i disturbi ambientali per tre tipi di eventi: tempeste geomagnetiche (G), tempeste di radiazioni solari (S) e blackout radio (R), le cui severità sono rappresentate per mezzo di livelli numerati, analogamente a quanto avviene per uragani, tornado e terremoti. I livelli di severità sono tradotti in informazioni di allerta testuali e utilizzo di differenti colorazioni (es. verde per le condizioni di quiete); una loro descrizione è presente a questo link.
(aggiornato al: 2026-03-10 11:05:00 UTC)

VENTO SOLARE IN REAL-TIME   Il vento solare è costituito da un flusso di plasma solare ionizzato ed è conseguenza della grossa differenza di pressione gassosa che esiste tra la corona solare e lo spazio interstellare.Tale differenza di pressione permette l'espansione del plasma contro la forza di gravità solare.
Si può pensare al vento solare come ad un fluido conduttore immerso in un campo magnetico (IMF 'Interplanetary Magnetic Field') che ne è parte integrante.
La velocità media del vento solare si aggira intorno ai 300 km/s, anche se il materiale ionizzato che viene emesso, per esempio, da un buco coronale o da un brillamento, conosciuto come HSSWS (high speed solar wind stream), raggiunge velocità di circa 500 km/s.

PROGRESSIONE DEL CICLO SOLARE  Con un flusso di energia di circa 1360 W/m2, il Sole è la principale fonte energetica del nostro pianeta; influenza le proprietà fisiche della nostra atmosfera, ne varia la sua stessa composizione. Per capire questi numeri pensiamo che, in meno di un’ora, la Terra riceve dal sole una quantità di energia pari all’intero consumo umano mondiale di un anno. Tale energia non è esattamente costante, ma varia leggermente in funzione dell’attività solare (dell’1 per mille su scala undecennale).Uno dei parametri storicamente più utilizzati per monitorare l’attività solare è il numero di macchie solari, già osservate con il telescopio dai tempi di Galileo (primi del XVII secolo). Maggiore è tale numero, maggiore è l’attività solare.

CONTENUTO ELETTRONICO TOTALE   La presenza nell’alta atmosfera terrestre di elettroni e ioni liberi è dovuta principalmente all’azione ionizzante della radiazione solare. Il TEC (Contenuto Elettronico Totale, in Inglese Total Electron Content) è il numero totale di elettroni presenti in un cilindro di un metro quadrato di base e che ha come altezza il segmento immaginario che congiunge un trasmettitore (ad esempio un satellite GNSS) e un ricevitore a terra. Tipicamente si esprime in TEC unit (1 TECu=10^16 e/m2). Le onde radio sono influenzate dalla presenza di elettroni: più elettroni nel percorso dell'onda radio, più il segnale radio sarà influenzato. Per le comunicazioni terra-satellite e la navigazione satellitare, il TEC è un buon parametro per monitorare possibili impatti dello Space Weather. L'INGV produce dati e mappe di TEC in real-time grazie all'utilizzo di modelli che processano le informazioni delle reti permanenti GNSS come la Rete Integrata Nazionale INGV (RING).
(aggiornato al: 2026-03-10 11:00 UTC)

COMUNICAZIONI HF A LUNGO RAGGIO   La ionosfera agisce come riflettore per le comunicazioni HF a lunga distanza, oltre la linea di vista. Uno degli strumenti utilizzati per indagare e monitorare la ionosfera è la ionosonda, il cui principio di funzionamento è tipico di quello del radar. Le ionosonde producono gli ionogrammi, che possono essere considerati la fotografia dello stato della ionosfera ad un certo istante di tempo e che ne permettono di stimare diversi parametri caratteristici. Tra questi, la foF2 (frequenza critica dello strato ionosferico F2) è quello più utilizzato e rappresenta la massima frequenza che può essere riflessa dalla ionosfera per un'onda elettromagnetica trasmessa verticalmente. La MUF(3000)F2, invece, rappresenta la frequenza massima utilizzabile per una radio comunicazione tra due punti a una distanza di 3000 km.Nell’ambito delle attività di monitoraggio di Space Weather, l’INGV gestisce da anni una rete di Ionosonde in grado di fornire dati in tempo reale per il monitoraggio ionosferico in banda HF.
(aggiornato al: 2026-03-10 11:00 UTC)

SCINTILLAZIONI SUI SEGNALI GNSS   La ionosfera può presentare irregolarità di densità elettronica che possono causare diffrazione e rifrazione dei segnali radio che la attraversano. Le fluttuazioni dei segnali emessi dai sistemi globali di navigazione satellitare (GNSS), sia in ampiezza che fase, indotti da fenomeni diffrattivi prendono il nome di 'scintillazioni ionosferiche'. Le scintillazioni ionosferiche possono provocare seri problemi ai segnali satellitari compromettendo, per esempio, la precisione e l'accuratezza del posizionamente fornito dai sistemi di navigazione. La formazione, l’evoluzione e la dinamica di tali irregolarità sono determinate dall'interazione tra il campo geomagnetico, le correnti ionosferiche, il campo magnetico interplanetario (IMF) e il vento solare (ossia il flusso di particelle energetiche provenienti dal Sole) e sono la manifestazione di diversi fenomeni fisici a seconda della latitudine a cui si manifestano. Nell’ambito delle attività di monitoraggio di Space Weather, l’INGV ha realizzato una rete di specifici ricevitori GNSS in grado di fornire dati in tempo reale per il monitoraggio delle scintillazioni ionosferiche.
(aggiornato al: 2026-03-10 11:00 UTC)