Influência da atividade solar de longo prazo

No capítulo anterior, mostramos que a variação lenta da intensidade do efeito de fase, devido à presença da região C é dependente das condições de iluminação ao longo do trajeto de propagação VLF. Foi necessário estabelecer essa relação já que, por sua vez, a influência da atividade solar é esperada ser menor do que o efeito devido à variação sazonal do ângulo zenital χm.

Para entender o efeito da atividade solar de longo prazo analisou-se o comportamento de ∆c medido a cada ano durante períodos onde o ângulo α apresenta variações pequenas. Para obter uma cobertura maior do que um ciclo solar, complementamos os dados da rede SAVNET (trajeto NAA – ATI), pelos dados obtidos entre julho de 1971 e setembro de 1972 no trajeto NAA – SJC (ABDU et al. 1973; SALES, 1973), trajetos que possuem aproximadamente o mesmo comprimento. Assim, podemos descrever a evolução temporal de ∆c, durante o máximo do ciclo de atividade solar número 20 e o mínimo do ciclo de atividade solar número 23.

A Figura 4.3 mostra médias de ∆c para os meses de abril, junho e setembro normalizados pela distância do trajeto, e correspondente a períodos onde o valor do ângulo α é pouco variável. A curva pontilhada representa os valores do de ∆c obtidos no trajeto GRB – ATI durante os meses de janeiro, quando o ângulo é mínimo (KUNTZ, 1987; KUNTZ et al., 1991). Superposta a ambas curvas mostramos a evolução do ciclo de atividade solar, representado pelo fluxo médio da radiação Lyman-α (http://lasp.colorado.edu/lisird/), entre 1968 e 2008.

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Figura 4.3 – Valores médios de ∆c para os meses de abril, junho e setembro entre os anos 1970 e 2008, e no período 1970-1980 (x., Kuntz et al., 1987) e comparação com o fluxo da radiação solar Lyman-α (curva azul).

Nota-se que os valores de ∆c são maiores em abril, porque nesse mês o ângulo α é menor e durante o mês de setembro, ∆c apresenta menores valores, pois, o ângulo α é maior. O efeito da atividade solar entre os períodos 1970 – 1971 e 2006 – 2008 pode ser estimado na Figura 4.3 e representa uma variação de fase de aproximadamente 2 graus/Mm, sendo essa variação de fase menor para uma atividade solar mais intensa. Finalmente, notamos que esse efeito não depende do mês, onde a medida foi realizada, já que durante esse período o ângulo α é aproximadamente constante.

Em termos de comparação, os dados obtidos nos meses de janeiro no trajeto

GBR – ATI (KUNTZ, 1987; KUNTZ et al. 1991) mostram que os valores de ∆c

entre o mínimo de atividade solar de 1975 e o máximo de atividade solar de 1980 teve uma variação bem mais intensa da ordem de 5,7 graus/Mm. Similarmente, a Figura 4.3 mostra que ∆c apresentou uma queda entre os anos 1970 e 1974, contrário ao esperado para uma atividade solar decrescente. A discrepância acima observada, entre os resultados obtidos nos trajetos NAA – ATI pode ser devido ao fato das observações no trajeto GBR – ATI terem sido efetuadas nos meses de janeiro, mês em que as medidas de ∆c são geralmente afetadas pela anomalia de inverno, mascarando assim os efeitos da atividade solar.

Outros estudos mostraram que diferenças de fase produzidas por fenômenos solares explosivos são maiores durante períodos de mínimo de atividade solar. Raulin et al. (2006) e Pacini e Raulin (2006) analisaram as características de Sudden Phase Anomalies (SPA) no trajeto ARG – ATI, de comprimento de 2,808 Mm, para os anos 1991, 1995, 1996 e 1997, período que abarcou o máximo e mínimo de atividade solar do ciclo 22. Os autores mostraram que a intensidade dos SPAs era maior que 10,2 graus, ou seja 3,64 graus/Mm, durante períodos de mínima atividade solar comparado com os valores medidos em períodos de máxima atividade solar.

Este efeito foi interpretado como sendo variações da altura de referência h0

devido a diferentes intensidades de atividade solar, resultado confirmado pelo

trabalho de Mc Rae e Thompson (2000). A variação de h0 com o ciclo de

atividade solar deverá afetar similarmente as nossas medidas de ∆c, já que ∆c

representa a altura da região C relativamente à altura de referência h0. Isto pode ser apreciado na Figura 4.4 (a), onde mostramos o fluxo da radiação solar Lyman- α em função do efeito de fase ∆c para o trajeto NAA – ATI para os meses anteriormente analisados, acrescentando os resultados de Pacini e Raulin (2006). Nesta figura, vemos que o efeito da variação de atividade solar

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na intensidade do efeito de fase da região C é similar ao efeito nas medidas de SPAs publicado por Pacini e Raulin (2006).

Figura 4.4 – (a) Fluxo de Lyman-α em função de ∆c mensal e em função de SPAs (Pacini e Raulin, 2006) e (b) ajuste do fluxo de Lyman-α em função do inverso de ∆c.

A relação anterior entre a intensidade do efeito de fase da região C e a radiação solar Lyman-α pode também ser evidenciada em longo prazo, na Figura 4.4 (b). Nesta Figura, o fluxo de Lyman-α entre 1970 e 2009 é comparado com o inverso de ∆c obtido no mês de setembro e o inverso de fase obtida nos resultados de Pacini e Raulin (2006). O procedimento de ajuste utilizou os valores mensais do fluxo de Lyman-α, durante máximo e mínimo de atividade, fmax e fmin, e o inverso de ∆c para máximo e mínimo solar do mesmo

mês, 1 max − ∆ e 1 min −

∆ . Assim, obtemos a constante de ajuste K segundo a

1 min 1 max min max − − −∆ ∆ − = ^{f f} K (4.1)

A partir da constante K, podemos converter os valores de fase em valores de fluxo de Lyman-α equivalente, f_n:

min 1 min 1 ) ( f K f_n = ∆_c− −∆− + (4.2)

O efeito da variação de atividade solar mostrado na Figura 4.4, mostra que o efeito de fase observado no amanhecer e devido à presença da região C pode ser um bom indicador da radiação solar Lyman-α. A boa concordância encontrada na Figura 4.4 também reforça a hipótese anterior (ver Figura 4.3), segundo a qual as médias mensais de ∆c, entre 1970 e 1980, no trajeto GBR – ATI foram influenciadas pelo fato das medidas terem sido tomadas nos meses

de janeiro, ou seja, no período onde o efeito de fase ∆c apresenta uma

variabilidade temporal acentuada.

É importante saber se a relação ilustrada na Figura 4.4, ainda é verificada em períodos de tempo menores, quando a variação da atividade solar, e, portanto da radiação solar Lyman-α são menores. Desta forma, poderemos saber se o efeito de fase devido à presença da região C pode ser um indicador de curto prazo da radiação solar Lyman-α.

Através da Figura 4.5, investigamos se ∆c é sensível a variações de Lyman-α em escalas de tempo menores. Para isso, identificamos um período de aproximadamente seis meses entre março e outubro de 2008, quando o efeito de fase ∆c mostra uma variabilidade lenta. A radiação solar Lyman-α, durante o mesmo período, é ilustrada na Figura 4.5 (b) e na Figura 4.5 (c), mostramos a sua decomposição espectral em transformadas wavelets. Podemos claramente

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identificar a presença de contornos com uma periodicidade de 26-27 dias em coincidência com picos no fluxo de Lyman-α, a qual corresponde ao período de rotação sinódica solar. Na Figura 4.5 (d) mostramos a variação temporal de ∆c

para o trajeto de propagação NAA – PLO e na Figura 4.5 (e), realizamos sua decomposição em transformadas wavelets. Esperaríamos observar uma anti-correlação com os períodos de máximo na decomposição do sinal de fluxo de Lyman-α, a qual não é observada.

O resultado anterior pode ser entendido, devido ao fato que a variação máxima do fluxo de Lyman-α para o período estudado é de 0.33 fótons cm-2

s^-1, o que representa 8 a 10 % da variação total do mesmo fluxo de Lyman-α entre máximo e mínimo de atividade solar para o ciclo número 22. A mesma variação produziria uma mudança de fase de 0,28 – 0,36 graus/Mm, ou seja, 1,8 – 2,3 graus para o trajeto de propagação NAA – PLO, o que equivale a aproximadamente 1 σ. Portanto, as variações da radiação Lyman-α ilustradas na Figura 4.5 seriam responsável por variações de ∆c, que não poderiam ser detectadas, sendo dentro do nível do ruído.

Abdu et al. (1973) interpretou a relação temporal entre ∆c e o fluxo de raios cósmicos, como sendo esta radiação um controlador do efeito de fase observado no amanhecer. Porém, Comarmond (1977) analisando um período de observação maior não encontrou esta associação entre ∆c e o fluxo de raios cósmicos, em concordância com os nossos resultados ilustrados na Figura 3.2. Isto sugere que a quantia de elétrons produzidos no amanhecer e responsável pela formação da região C é mais dependente do reservatório de íons negativos na baixa ionosfera do que a fonte ionizante noturna, que são os raios cósmicos. Finalmente, nossos resultados obtidos nesta secção mostram que a intensidade do efeito de fase no amanhecer, representada por ∆c, pode ser compreendida em termos de variação da altura de referência h0.

Figura 4.5 – (a) Fluxo de Lyman-α para os ciclos solares 22 e 23 (b) e para o período de março até outubro de 2008. (c) Decomposição em ondas de wavelet do fluxo de Lyman-α. (d) Variação de ∆c e (e) decomposição wavelet de ∆c nesse período.

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Nesta secção, mostramos que a intensidade do efeito de fase no amanhecer, devido à presença da região C ionosférica, pode ser um bom indicador da radiação solar Lyman-α de longo prazo. Em escalas temporais mais curtas, a variação do fluxo solar nos dois anos de operação da rede SAVNET não foi o suficiente para influenciar as características da região C ionosférica.

4.3 Influência da anomalia de inverno na formação da região C