La parte dell'atmosfera situata ad altezze superiori a circa 60 km
\'e interessata da fenomeni rilevanti per la fisica dei plasmi e per le
trasmissioni radio.
 
Infatti, la parte esterna dell'atmosfera terrestre \'e investita dalla radiazione solare con una intensit\'a (potenza per unit\'a di superficie) di circa 1370~$Watt/m^2$ (tale valore \'e not come la "costante solare". Tale radiazione copre un'ampio spettro di frequenze, che va dalle onde radio, all'infrasso ed arriva fino all'ultravioletto (uv). La radiazione
uv, e quella a frequenze ancora pi'u elevate, ha un\'energia sufficiente a ionizzare le molecole di gas incontrate. Nelle parti pi\'u esterne dell'atmosfera l'intensit\'a della radiazione \'e molto elevata, ma la densit\'a del gas \'e ridotta, quindi la ionizzazione non \'e molto elevata. Via via che l'altezza diminuisce,  la densit\'a dei gas aumenta e quindi
aumenta anche la ionizzazione. Tuttavia tale aumento \'e compensato da un parallelo aumento della ricombinazione tra ioni ed elettroni, dovuto all'aumento della densit\'a e quindi ad una diminuzione del cammino libero medio degli elettroni tra una collisione e la successiva. La densit\'a del plasma ad una data altezza \'e quindi determinatadal bilanciamento tra i processi di ionizzazione e ricombinazione.
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Ad altezze ancora minori, la densit\'a di atomi e molecole aumenta ulteriormente, ma in parallelo diminuisce l'intensit\'a della radiazione che vi arriva, a causa dell'assorbimento negli strati pi'u alti dell'atmosfera. Si raggiunge infine un punto in cui  la ridotta intensit\'a della radiazione, la maggiore densit\'a del gas e l'accresciuto rate di ricombinazione si fanno equiklibrio, e la densit\'a del plasma comincia a diminuire
con il diminuire dell'altezza. Si formano cos'i della fascie, situate a varie altezze, cui corrispondono densit\'a ioniche diverse. Queste fasce vanno sotto il nome di "strati di Heviside e, a seconda della relativa densit\'a di ionizzazione, sono classificati con le sigle "D", "E", "F1",  "F2" e "G".
Lo strato D si estende da 60 a 90 km di altezza. Esso fu scoperto casualmente, quando ci si rese conto che emissioni radio dall\'europa potevano esser rivelate negli Stati Uniti. Ci si rese allora conto che doveva esistere una qualche "riflessione".
Fu appunto Oliver Heviside ( e simultaneamente l'ingegnere elettronico americano Arthur Kennelly) a postulare l\'esistenza di uno strato riflettente situato nella stratosfera. 
Nel 1912 uno degli ex assistenti di Marconi, William Eccles, che aveva collaborato con Marconi alla preparazione della prima trasmissione radio intercontinentale, elabor\'o la teoria che spiegava come uno strato di gas ionizzato potesse svolgere tale ruolo.
Nel 1924 Edward Appleton dimostr'o la fondatezza di tale teoria, quando egli scopr\'i la ionosfera.
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Lo strato E \'e quello cui corrisponde la riflessione di onde corte. Esso si estende da 90 a 140 km di altezza.
Gli strati F1 ed F2 sono quelli dove la densit\'a di ioni \'e maggiore. Essi si estendono da 140 a 1000 km.  Il massimo della densit\'a ionica \'e raggiunto ad altezze comprese tra 200 e 500 km, dove la densit\'a varia tra $4 10^{10}$ e $4 10^{12}$ $m^{-3}$, che corrisponde a valori della frequenza di plasma $omega_p$ compresi tra 1.8 e 18 MHz.
Le onde radio sono totalmente riflesse per frequenze inferiori alla frequenza di plasma (o frequenza critica). La riflessione pu\'o anche aver luogo per
frequenze pi\'u elevate, se le onde incidono sulla ionsosfera a grandi angoli.
Ovviamente, le tasmissioni radio a lunga distanza sulla Terra debbono far uso
di frequenze inferiori a quella critica, mentre la radioastronomia e le comunicazioni via satellite possono essere effettuate solo a frequenze tali
da riuscire ad attraversare la ionosfera.



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http://www.hao.ucar.edu/public/education/stp/EOS/
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http://www.oulu.fi/~spaceweb/textbook/ionosphere.html

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http://w3.nrl.navy.mil/projects/haarp/ion4.html
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http://www.ngdc.noaa.gov/stp/IONO/ionontro.html

