Foram analisados seis anos de dados do imageador instalado em Cachoeira Paulista (imageador 1), nos períodos de janeiro de 1989 a dezembro de 1991 e janeiro de 1995 a dezembro de 1997, com o objetivo de estudar o comportamento dinâmico noturno e sazonal, e a ocorrência de bifurcações das bolhas de plasma durante períodos de atividade solar alta e baixa. Esse estudo mostra que a frequência de ocorrência das bolhas de plasma é muito baixa entre os meses de maio a agosto e bastante elevada durante os meses de outubro a março, tanto em baixa quanto em alta atividade solar. Porém, a frequência de ocorrência é relativamente maior durante o período de atividade solar alta.
Conforme foi discutido no Capítulo 6 deste trabalho, já está bem estabelecido que existe uma forte correlação entre a magnitude do pico pré-reversão da deriva vertical da camada F, ao entardecer, e a ocorrência de bolhas de plasma. Fejer et al. (1979) mostraram que a magnitude da deriva vertical de plasma é maior durante o período de atividade solar alta do que em baixa e que tal comportamento possivelmente seja o responsável pela variação solar observada na ocorrência das bolhas de plasma em nossos resultados.
O estudo estatístico relativo à bifurcação das bolhas de plasma mostrou que o processo de bifurcação das bolhas de plasma é maior durante o período de atividade solar alta. Usando um imageador “all-sky” (imageador 2), um fotômetro zenital e uma digissonda instalados em Cachoeira Paulista, durante o período de outubro de 1998 a maio de 2000, estimamos valores de densidade eletrônica ambiente na base da ionosfera e também dentro das bolhas de plasma, afim de estudar o processo de bifurcações nas bolhas. Nota-se que quando a razão, RD, entre a densidade ambiente de plasma e a densidade
dentro da bolha é pequena (menor do que aproximadamente 4), a tendência das bifurcações ocorrerem é bastante elevada, enquanto que para razões
grandes (acima de aproximadamente 5), a tendência é pequena. Portanto, as estimativas de densidade eletrônica indicam que o processo de bifurcação está fortemente relacionado com a razão entre as densidades eletrônicas ambiente e dentro da bolha de plasma, como mostrado no Capítulo 6.
Para calcularmos a deriva zonal das bolhas de plasma como função da hora local e latitude, primeiramente linearizamos as imagens como descrito no Capítulo 5. Entretanto, as bolhas de plasma possuem uma dinâmica temporal- espacial interna que conduz a mudanças em sua forma e dimensão, sendo que essas mudanças podem induzir erros no cálculo da velocidade zonal das bolhas. As velocidades inferidas, usando o centro da depleção como referência, estão cerca de 5-15% acima das velocidades obtidas quando usamos a borda oeste como referência. Já as velocidades inferidas, usando a borda leste como referência, estão cerca de 5-40% acima das velocidades obtidas quando usamos a borda oeste como referência. No momento, podemos afirmar apenas que, na maioria dos casos, os gradientes de intensidade da emissão OI 630,0 nm na borda oeste são muito mais estáveis do que os gradientes de intensidade na borda leste. Por esse motivo, resolvemos adotar os gradientes de intensidade da borda oeste da bolha de plasma como referência para inferirmos a deriva zonal das bolhas de plasma.
Durante o período de outubro de 1998 a maio de 2000, foi realizado o estudo do comportamento noturno, sazonal e latitudinal da deriva zonal das bolhas de plasma em baixas latitudes, correspondente a condições de atividade geomagnética calma e atividade solar alta. O comportamento noturno para os períodos de equinócio e verão mostra que a velocidade zonal de plasma é alta no início da noite (20:00 h as 22:00 h) e, após a meia noite, a velocidade diminui lentamente. A velocidade média máxima de plasma foi de 169 m/s e ocorreu no verão em torno das 20:40 LT, na latitude de 16.7°S. Antes da meia noite, os resultados mostram que a velocidade zonal das bolhas durante o verão, em latitudes menores (16,7°S, 18,7°S e 20,7°S), é relativamente maior do que no período de equinócio, enquanto que, em latitudes maiores (22,7°S e
24,7°S), não existe uma variação sazonal evidente. Entretanto, após a meia noite, a velocidade média das bolhas de plasma é maior durante o equinócio. Uma outra característica da deriva zonal das bolhas é a presença de uma variação latitudinal em quase todos os meses, entre 20:00 e 23:00 horas, sendo que a magnitude é mais elevada em latitudes menores. Nos outros horários, a variação com a latitude é bem menor e chega a ser quase nula para alguns horários após a meia noite. Observa-se que a velocidade das bolhas de plasma é maior durante os meses de janeiro e fevereiro, mantendo-se elevada até as 23:00 em latitudes menores. Entretanto, em outubro, novembro e março, a duração do máximo na velocidade é relativamente menor.
Efetuamos também o estudo do comportamento da velocidade zonal das bolhas de plasma durante o verão de 99/00 na região tropical. Verificamos que entre 20:00 e 22:00 horas, em latitudes equatoriais, temos um máximo na velocidade zonal das bolhas, e, à medida que caminhamos para latitudes maiores, a velocidade diminui. No entanto, entre -17° e -19° de latitude, entre 20:00 e 22:00 horas, temos um segundo máximo na velocidade das bolhas. Porém, a medida que caminhamos para latitudes ainda maiores, a velocidade volta a decrescer.
A acentuada variação latitudinal observada na velocidade zonal de plasma é um resultado bastante relevante neste trabalho. Em linhas gerais podemos dizer que existe uma boa correlação entre a velocidade zonal das bolhas de plasma (observada) e a velocidade zonal do vento termosférico obtida através do modelo HWM-90. Portanto, em latitudes onde o vento zonal possui velocidades maiores, o dínamo da região F deve produzir campos elétricos (verticais) com magnitudes também maiores, aumentando assim, a velocidade zonal das bolhas. Por outro lado, em latitudes onde as velocidades do vento zonal são menores, teremos bolhas de plasma com velocidades zonais menores. Dessa forma, a variação latitudinal na velocidade zonal das bolhas de
plasma observada nos nossos resultados seria devido a variação latitudinal na velocidade do vento zonal termosférico.
Realizamos também o estudo do comportamento noturno da velocidade zonal das bolhas de plasma durante tempestades magnéticas intensas, moderadas e fracas. Foi observado que, durante tempestades intensas, as bolhas de plasma deslocam-se para oeste, enquanto que nas tempestades fracas e moderadas, as bolhas deslocam-se para leste, porém com velocidades zonais menores quando comparadas com as velocidades nas noites em que a atividade geomagnética é calma. A deriva zonal das bolhas de plasma, durante tempestades magnéticas intensas, pode ser interpretada como sendo devida aos efeitos de penetração de campos elétricos de altas latitudes, devido a um aumento na atividade magnética.
Utilizando o imageador “all-sky” (imageador 4) instalado em São José dos Campos, efetuamos as primeiras medidas simultâneas da velocidade zonal das bolhas de plasma com as emissões OI 630,0 nm e OI 777,4 nm sobre o setor brasileiro. As velocidades obtidas com a emissão OI 777,4 nm são representativas de regiões próximas ao pico da camada F, enquanto que as velocidades obtidas com a emissão OI 630,0 nm são representativas de regiões próximas à base da camada (aproximadamente uma altura de escala abaixo do pico). Os resultados mostram que as velocidades inferidas com a emissão OI 777,4 nm, na noite 15/10/2001, foram relativamente maiores que as inferidas com a emissão OI 630,0 nm. Porém, na noite de 18/12/2001, não há diferença na velocidade zonal das bolhas de plasma obtidas com estas duas emissões.
As imagens obtidas com a emissão OI 777,4 nm mostram frequentemente estruturas de bolhas de plasma muito nítidas e com estrias, enquanto que as imagens obtidas com a emissão OI 630,0 nm mostram estruturas de bolhas ligeiramente difusas. Um número maior de observações simultâneas usando as emissões OI 630,0 nm e OI 777,4 nm são necessárias, de forma que possamos
avaliar mais consistentemente o comportamento da velocidade zonal das bolhas de plasma no pico e na base da região F obtida com os imageadores “all-sky”.
Tendo uma visão global dos resultados aqui obtidos, podemos concluir que este trabalho é mais uma contribuição para o conhecimento do comportamento dinâmico da velocidade zonal e morfologia das bolhas de plasma durante períodos de atividade magnética calma e perturbada na região tropical e durante atividade solar alta e baixa. Como sugestão para trabalhos futuros, propõe-se investigar o comportamento dinâmico observado entre as bordas oeste e leste das bolhas de plasma, através de medidas simultâneas da velocidade zonal de vento e de plasma, de forma a caracterizar consistentemente o mecanismo físico responsável pela menor estabilidade observada na borda leste da bolha, quando comparada com a oeste.
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APÊNDICE A
CÁLCULO DA CONDUTIVIDADE PEDERSEN
A condutividade Pedersen é um termo importante na taxa de crescimento da instabilidade RT, sendo dependente diretamente da densidade de ions e constituintes neutros, consequentemente, da frequência de colisão. A condutividade Pedersen local, em algum ponto ao longo do tubo de fluxo magnético, pode ser expresso como (Rasmussen et al. 1988)