Influˆ encia da Atividade Solar na Ionosfera

O sol ´e uma estrela m´edia com raio superior a 100 vezes o raio da Terra e massa 300.000 vezes superior `a massa da Terra. Ao estudar a influˆencia do sol na ionosfera, pode-se considerar uma subdivis˜ao em dois n´ıveis: sol calmo e sol perturbado. Na maioria

do tempo, o sol permanece calmo, n˜ao causando efeitos significativos nas comunica¸c˜oes de r´adio de alta frequˆencia. No entanto, o sol perturbado, ainda que levemente, pode at´e interromper tal tipo de servi¸co (McNAMARA, 1991).

Ao observar-se o sol, pode-se notar a presen¸ca de pequenas manchas. Esta observa¸c˜ao pode ser feita, por exemplo, atrav´es da proje¸c˜ao de sua imagem em uma folha de pa- pel, utilizando-se um telesc´opio. Este tipo de observa¸c˜ao ´e denominado white light image (imagem branca e clara). Neste tipo de observa¸c˜ao, algumas manchas escuras podem ser notadas eventualmente. Estas manchas vˆem sendo observadas h´a muito tempo. H´a regis- tros de observa¸c˜oes destas manchas por chineses no primeiro s´eculo a.C. Com a inven¸c˜ao do telesc´opio, Galileo mostrou, em 1610, que tais manchas – que s˜ao denominadas na literatura como sunspots – eram de fato da superf´ıcie do sol. Galileo tamb´em observou o comportamento c´ıclico das manchas solares, e concluiu que o sol rotacionava com um per´ıodo de aproximadamente 27 dias, em um eixo aproximadamente paralelo ao eixo de rota¸c˜ao da Terra (McNAMARA, 1991).

As manchas solares s˜ao utilizadas hoje em dia para a an´alise dos efeitos do sol na ionosfera. H´a centros de observa¸c˜ao que catalogam diariamente o n´umero de manchas solares, como o National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA). O n´umero de manchas solares (Sunspot Number – SSN) ´e obtido atrav´es da contagem do n´umero de grupos de manchas solares e do n´umero de manchas individuais, respeitando-se a seguinte propor¸c˜ao (McNAMARA, 1991):

SSN = 10NG+ NI (3.1)

onde N G e N I referem-se respectivamente ao n´umero de grupos de manchas e ao n´umero de manchas individuais.

As manchas solares aparecem com maior frequˆencia em grupos, em regi˜oes compre- endidas a aproximadamente 30o

do equador solar. As mesmas n˜ao aparecem nos p´olos solares. Elas parecem escuras pois est˜ao compreendidas em regi˜oes mais frias – aproxi- madamente 4000o

C – enquanto as regi˜oes do entorno est˜ao a temperaturas de 6000o C (McNAMARA, 1991).

Outra maneira de observar o sol ´e atrav´es da observa¸c˜ao com telesc´opios acima da at- mosfera terrestre, e em comprimentos de onda muito curtos no espectro eletro-magn´etico. Ao observar nestes pequenos comprimentos de onda (raios X e ultra-violeta extremo), pode-se observar o que ´e conhecido como “corona”, uma esp´ecie de coroa que sobrep˜oe

o sol. Al´em das observa¸c˜oes em comprimentos de onda muito curtos, a coroa tamb´em ´e vis´ıvel em certas circunstˆancias, como em eclipses solares (McNAMARA, 1991).

A corona contribui para o escoamento de substˆancias do sol pelo espa¸co interplane- t´ario, o que ´e conhecido como vento solar. Este fluxo ´e cont´ınuo e cont´em part´ıculas eletricamente carregadas. Logo, conclui-se que os ventos solares tamb´em s˜ao respons´aveis pela forma¸c˜ao da ionosfera (KIRCHHOFF, 1991; DAL POZ, 2010). Estes ventos carre- gam milh˜oes de toneladas de materiais solares, e sopra a uma velocidade aproximada de 400 km/s. O percurso destas part´ıculas do sol at´e a Terra ´e de aproximadamente 5 dias. N˜ao sentimos os ventos solares na superf´ıcie da Terra devido `a baixa densidade das par- t´ıculas que chegam. No entanto, modifica¸c˜oes el´etricas nestas part´ıculas afetam o campo magn´etico da Terra e a ionosfera (McNAMARA, 1991).

As explos˜oes solares (solar flares) s˜ao provocadas por um r´apido aumento de energia na superf´ıcie do sol, que, ao ser liberada, causa uma varia¸c˜ao na radia¸c˜ao solar na forma de emiss˜ao de raios ultravioleta e raios X (McNAMARA, 1991).

3.1.2.1 Ciclo Solar

Atrav´es da observa¸c˜ao das manchas solares, al´em da conclus˜ao de que o sol rota- ciona, ´e poss´ıvel observar tamb´em um comportamento c´ıclico em per´ıodos mais longos. Pode-se observar que o n´umero de manchas solares varia de 0 a 100 a cada 11 anos (apro- ximadamente). Registros destas observa¸c˜oes foram feitos desde a descoberta de Galileo (McNAMARA, 1991).

Estas observa¸c˜oes podem ser analisadas de v´arias formas, como atrav´es de ajustamen- tos de observa¸c˜oes, ´ındices mensais ou anuais. O comportamento c´ıclico a cada 11 anos (aproximadamente) pode ser observado na Figura 5. `A esquerda, em vermelho, observa-se um per´ıodo de baixa contagem das manchas solares. Este per´ıodo ficou conhecido poste- riormente como “m´ınimo de Maunder”, pois foi estudado por Walter Maunder na d´ecada de 1890 (McNAMARA, 1991). Outro ponto interessante ´e o m´aximo ocorrido no ano de 1957. Ressalta-se que os efeitos causados pelo sol na ionosfera s˜ao intensificados no per´ıodos mais altos de picos da atividade solar.

Figura 5: Manchas solares nos ´ultimos 400 anos. Adaptado de Rohde (2012).

Uma medida alternativa `a contagem das manchas solares ´e o fluxo solar na banda de 10,7 cm. Esta medida tem alta correla¸c˜ao com o ´ındice das manchas solares, e ´e tamb´em utilizada por centros de observa¸c˜ao como ´ındice de atividade solar por ser simples de observar (McNAMARA, 1991). A Figura 6 exibe um comparativo entre tais ´ındices, os quais s˜ao disponibilizados pelo NOAA.

Figura 6: Sunspot Number e Fluxo Solar. Fonte: National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) - Space Weather Prediction Center (2014).

solares ´e National Aeronautics and Space Administration (NASA). A Figura 7 apresenta um exemplo disponibilizado pela referida agˆencia, onde pode-se observar a parte observada da atividade solar juntamente com a parte predita.

Figura 7: Sunspot Number observado e predito. Fonte: National Aeronautics and Space Administration (NASA) (2014).

Estudos relacionados aos ciclos solares tˆem despertado interesse em diversas ´areas devido aos diversos efeitos que estes acarretam em tecnologias como o GNSS (DAL POZ, 2010).

3.1.2.2 Intera¸c˜ao Solar-Terrestre

No que concerne ao campo magn´etico da Terra, alguns ´ındices visam descrever a atividade geomagn´etica terrestre e suas componentes. Os ´ındices mais utilizados s˜ao o Disturbance Storm-Time (DST), Planetarische Kennziffer ou ´ındice planet´ario (Kp) e o Auroral Electrojet (AE). O ´ındice Kp ´e derivado do ´ındice K – um ´ındice local que cont´em varia¸c˜oes ocorridas na atividade geomagn´etica em intervalos de trˆes horas. A partir da padroniza¸c˜ao dos valores obtidos para o ´ındice K em esta¸c˜oes distribu´ıdas pelo globo, obt´em-se o ´ındice Kp atrav´es da m´edia aritm´etica. Para cada dia, h´a oito valores de ´ındice Kp, come¸cando-se `a zero hora. O ´ındice AE permite avaliar a atividade geomagn´etica na regi˜ao auroral. Ele ´e obtido atrav´es de medidas de varia¸c˜oes na componente horizontal

do campo geomagn´etico. Estas medidas s˜ao coletadas por observat´orios distribu´ıdos na regi˜ao auroral no hemisf´erio norte (DAL POZ, 2010).