Universidade do Vale do Paraíba
Instituto de Pesquisas e Desenvolvimento
Rodolfo de Jesus
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica
São José dos Campos, SP. 2008
Rodolfo de Jesus
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica
São José dos Campos, SP. 2008
Dissertação apresentada ao programa de Pós-Graduação em Física e Astronomia da Universidade do Vale do Paraíba, como complementação dos créditos necessários para obtenção do título de Mestre em Física e Astronomia.
Orientadores: - Prof. Dr. Yogeshwar Sahai - Prof. Dr. Paulo Roberto Fagundes.
Autorizo, exclusivamente para fins acadêmicos e científicos, a reprodução total ou parcial desta dissertação, por processo fotocopiadoras ou transmissão eletrônica.
Assinatura do aluno: Data:
J56e
Jesus, Rodolfo de
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando sondagem ionosférica. / Rodolfo de Jesus. São José dos Campos: UNIVAP, 2008.
1 Disco Laser.:Color
Dissertação de Mestrado apresentada ao programa de Pós-Graduação em Física e Astronomia do Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento - Universidade do Vale do Paraíba, 2008.
1.Tempo Espacial 2.Ionosfera 3. Ionossonda 4. Irregularidades Ionosféricas 5. Tempestades Geomagnéticas I. Sahai, Yogeshwar, Orientador. II. Fagundes, Paulo Roberto, Co-orientador. III. Título
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica.
Rodolfo de Jesus
Banca Examinadora:
Prof. Dr. FERNANDO LUIS GUARNIERI (UNIVAP)
Prof. Dr. YOGESHWAR SAHAI (UNIVAP)
Prof. Dr. PAULO ROBERTO FAGUNDES (UNIVAP)
Prof. Dr. JEAN PIERRE RAULIN ( MACKENZIE )
Prof. Dr. Marcos Tadeu Tavares Pacheco Diretor do IP&D
Dedicatória
Dedico este trabalho a toda minha família, em especial, à minha mãe, Maria Aparecida de Jesus, à minha tia, Maria do Carmo dos Santos, ao meu tio, João Silvério da Silva, e aos meus irmãos, Aurélia Maria da Silva e João Luis da Silva, pelo total apoio e incentivo em todos os momentos.
AGRADECIMENTOS
Meus sinceros agradecimentos aos professores Dr. Yogeshwar Sahai e ao Dr. Paulo Roberto Fagundes, pelo empenho com que dedicaram seu tempo e atenção na orientação desse trabalho.
À Universidade do Vale do Paraíba, que através do Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento (IP&D) forneceu infra-estrutura científica e condições materiais e humanas que contribuíram para a realização deste trabalho. E também ao grupo de pesquisadores do laboratório de Física e Astronomia pelo auxílio e companheirismo.
À Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo – FAPESP pela bolsa de estudo concedida e por todo suporte financeiro concedido para os projetos que possibilitaram o desenvolvimento desse trabalho.
À Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior – CAPES pelo apoio financeiro através do fornecimento de bolsa de estudo.
Aos meus colegas de curso, aos meus amigos e a todas as pessoas que me apoiaram e me acompanharam por estes anos.
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando sondagem ionosférica
RESUMO
O objetivo do trabalho é estudar eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando sondagem ionosférica. Foram analisados os dados ionosféricos obtidos em S. J. Campos (Brasil) durante o período de outubro de 2000 a setembro de 2001 (atividade solar alta – ASA) e março de 2005 a fevereiro de 2006 (atividade solar baixa – ASB) e comparados com as observações de sondagem ionosféricas obtidos em Okinawa (Japão) durante este mesmo período. Foi feita a comparação entre estas duas estações porque elas têm latitudes similares, mas longitudes com diferença de 12 horas local. Também se utilizou dados da sondagem ionosférica da rede das ionossondas digitais da UNIVAP localizadas em S. J. Campos (23.2º S, 45.9º O), Palmas (10.2º S, 48.8º O) e Manaus (2.9º S, 60.0º O), obtidos durante dois eventos de tempestades geomagnéticas intensas (dezembro de 2006) e muito intensas (novembro de 2004), para estudar a influência sobre a região F da ionosfera em regiões equatorial e baixa latitude no setor brasileiro. As comparações durante ASA e ASB em SJC mostram que a presença de spread-F do tipo range está mais forte, em geral, durante ASA do que ASB, mas em OKI as ocorrências de spread-F do tipo range, em geral, durante ASA e ASB não apresentam muita diferença. As comparações entre SJC e OKI durante ASA no solstício de dezembro mostram que enquanto em SJC apresenta máxima ocorrência de spread-F do tipo range, em OKI essa ocorrência é praticamente nula. Por outro lado durante os meses de maio até agosto (solstício de junho) normalmente não ocorre spread-F do tipo
range em SJC, mas durante o período de julho até setembro verifica-se ocorrência de spread-F do tipo range em OKI. As comparações entre SJC e OKI referente ASB não
mostram tendências de diferença tão clara. Nos dois eventos de tempestades geomagnéticas investigadas (novembro de 2004, MAN e SJC; dezembro de 2006 PAL e SJC) foram observadas penetração pontual de campos elétricos magnetosféricos, iniciado durante a fase principal da tempestade geomagnética, resultando numa rápida subida da camada F durante o período de pôr-do-sol. Também foi observado Travelling
Ionospheric Disturbances (TIDs) propagando-se de sul para norte devido ao
aquecimento Joule na região auroral, resultando em fortes oscilações da camada F. Verificou-se a geração de bolhas de plasmas no primeiro evento (novembro de 2004) durante as noites de 06-07 (geomagnéticamente calmo), 07-08 e 08-09 (geomagnéticamente perturbados). Pode-se mencionar que durante as noites de 09-10 e 10-11 de novembro de 2004 só ocorre spread-F após a meia noite em MAN, pois a subida (deriva vertical do plasma ionosférico) da camada F na hora do pôr-do-sol foi inibida pelos ventos termosféricos perturbados. No primeiro evento as variações em foF2 foram mais acentuadas na noite de 10-11 em comparação com a média dos dias calmos e em MAN indicam a fase positiva da tempestade enquanto em SJC indicam a fase negativa. No segundo evento (dezembro de 2006) bolhas de plasma são observadas durante as noites de 13-14 (geomagnéticamente calmo), 14-15 (geomagnéticamente perturbado), com elevação da camada no pôr-do-sol mais rápido (mais acentuado) durante o distúrbio geomagnético de 14 de dezembro. No segundo evento (PAL e SJC) as variações em foF2 não mostram muita diferença em comparação com a média dos dias calmos.
Palavra chave: Tempo espacial, ionosfera, região F, ionossonda, bolhas de plasma,
Study of space weather events and the occurrence of ionospheric plasma bubbles in the Brazilian and Japanese sectors using ionospheric sounding data
ABSTRACT
The objective of this work is to study space weather events and the occurrence of ionospheric plasma bubbles in the Brazilian and Japanese sectors using ionospheric sounding data. Ionospheric sounding data obtained in the region of low latitude in the Brazilian sector have been used to study the variations of large-scale equatorial ionopheric irregularities with solar activity. An analysis of the ionospheric data obtained at S.J. Campos (Brazil) during the period of October 2000 - September 2001 (high solar activity - HSA) and March 2005 - February 2006 (low solar activity – LSA) has been carried out and are compared with the ionospheric sounding observations obtained at Okinawa (Japan) during this same period. Comparison between these two stations was done because they have fairly similar latitudes but longitudes differ by 12 hours in local time. Also, ionospheric sounding data from the UNIVAP network with digital ionosondes localized at S.J. Campos (23.2º S, 45.9º O), Palmas (10.2º S, 48.8º O) and Manaus (2.9º S, 60.0º O), Brazil, obtained during two space weather events with intense (December of 2006) and very intense (November of 2004) geomagnetic disturbances were used to study the influence on the equatorial and low-latitude F region in the Brazilian sector. The comparisons during HSA and LSA at SJC showed that the presence of spread-F is stronger, during HSA than LSA, however, at OKI the occurrence of spread-F, in general, during HSA and LSA does not present much difference. The comparisons between SJC and OKI during HSA showed that while SJC presents maxim occurrence of spread-F during December solstice months, at OKI during this period practically no spread-F is observed. On the other hand, during the months of May to August (June solstice months), normally no spread-F occurs at SJC, but during the months of July to September spread-F occurs at OKI. The comparisons between SJC and OKI during the LSA did not show any clear tendency in the occurrence characteristics at the two stations. In the two events investigated during geomagnetic storms (November 2004, MAN and SJC located on either side of geomagnetic equator); December 2006, PAL and SJC located on same side of geomagnetic equator), both showed prompt penetrations of electric fields of magnetospheric origin during the geomagnetic storm main phase, resulting in rapid uplift of the F region during post-sunset period. Also, both the events showed the presence of Traveling Ionospheric Disturbances (TIDs) propagating from south to north associated with Joule heating in auroral region, resulting in strong oscillations in the F region. The presence of plasma bubbles were detected in the first event ( November 2004) during the night of 06-07 (geomagnetically quiet), 07-08 e 08-09 (geomagnetically perturbed). It should be mentioned that on the nights of 09-10 e 10-11 November 2004, spread-F was observed only after mid night at MAN, because the uplifting of F region during sunset time was inhibited by disturbances thermosphereic wind. In the first event the variations in foF2 were more accentuated on the night of 10-11 in comparison with average quiet days variations, with a MAN indicating positive storm phase while SJC indicating negative storm phase. In the second event (December 2006), plasma bubbles were observed on the nights of 13-14 (geomagnetically quiet) and 14-15 (geomagnetically perturbed), with post-sunset uplifting more rapid during the geomagnetic disturbance (14 December). In the second event, the variations in foF2 at PAL and SJC do not show much difference in comparison with the average quiet days variations.
Keywords: Space weather, ionosphere, F region, ionosonde, plasma bubles,
LISTA DE ILUSTRAÇÕES
Figura 2.11: Observações simultâneas obtidas com a ionossonda e o imageador que
operam em São José dos Campos, dados obtidos em 23 de outubro de 2000. (a) Ionograma mostrando a presença de espalhamento do tipo range às 23:45 Universal Time (UT). (b) Imagem obtida através da emissão OI 630 nm mostrando
bandas escuras, que são as assinaturas de bolhas de plasma (23:43 UT)... 19
Figura 2.12: Ionograma com a presença de espalhamento do tipo freqüência obtido em São José dos Campos durante a noite em 08 de janeiro de 2006, às 05:35 (UT)... 20
Figura 2.13: Ilustração do deslocamento de uma bolha de plasma ao longo do equador magnético. ... 22
FONTE: Adaptada da revista Globo ciência, 1998. ... 22
Figura 2.14: Esboço de um fenômeno magneto-hidrodinâmico análogo às condições iniciais do desenvolvimento da instabilidade Rayleigh - Taylor na base da camada F noturna... 23
FONTE: Adaptada de KELLEY - p. 122. , 1989. ... 23
Figura 2.15: Perfil de densidade eletrônica típica da região equatorial no período noturno... 23
FONTE: Kelley, 1989, p. 76, modificada por SANTOS, 2005... 23
Figura 2.16: Diagrama esquemático do mecanismo físico da IRT. ... 24
FONTE: KELLEY, 1989... 24
Figura 2.17: Reconexão magnética entre o campo interplanetário e o campo magnetosférico... 34
FONTE: Adaptado de Gonzalez e Tsurutani, 1992... 34
Figura 2.18: Interação entre os feixes rápidos e lentos do vento solar... 35
FONTE: Adaptado de Tsurutani et al., 1995... 35
Figura 2.19: Fases características de uma tempestade magnética... 37
FONTE: Adaptada de Suess e Tsurutani, p. 61,1998... 37
Figura 2.20: Correlação entre o número de ocorrências de tempestades magnéticas (vermelho) e o número de manchas no Sol (amarelo)... 37
FONTE: Silva, p. xiii, 2006... 37
Figura 3.1: Ilustração da sondagem da ionosfera por ondas de rádio. ... 39
FONTE: Adaptada de Mitra, 1952. ... 39
Figura 3.2: Ionograma de São José dos Campos às 20:35 LT, as setas horizontais indicam os ecos que correspondem a componente ordinária e extraordinária. ... 40
Figura 3.3: CADI em funcionamento com um PC para o monitoramento e armazenagem dos dados ionosféricos em São José dos Campos. ... 42
Figura 3.4: Sistema de transmissão da ionossonda digital CADI. ... 43
Figura 3.5: Antena de transmissão e recepção da CADI instalada em São José dos Campos. ... 44
Figura 3.6: Médias mensais do índice F10.7 durante o período de janeiro de 1995 a maio de 2006. O período de meses analisados nesse trabalho durante a ASA e ASB estão destacados... 46
Figura 3.7: Localização das ionossondas digitais no setor brasileiro e japonês. ... 47
Figura 4.1: Porcentagem de ocorrência de spread-F do tipo range em SJC e OKI durante os meses representativos de ASA e ASB. (a) outubro de 2000 a setembro de 2001 em SJC; (b) março de 2005 a fevereiro de 2006 em SJC; (c) outubro de 2000 a setembro de 2001 em OKI e (d) março de 2005 a fevereiro de 2006 em OKI. O número acima de cada barra corresponde ao valor total em horas com presença de spread-F do tipo range. ... 51
Figura 4.3: Presença de spread-F do tipo range em diferentes estações do Japão. ... 56 Figura 4.4: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE para o período de 7 até
11 de novembro de 2004. As setas verticais indicam os horários que ocorreram os SSCs. ... 58
Figura 4.5: Variações da base da camada F (h’F) ionosférica observadas em MAN e
SJC, entre as 18:00 e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de novembro de 2004. Também é apresentado nas linhas em vermelho a média de h´F para os dias calmos (3 dias antes e 3 dias depois do evento) e a média ± desvio padrão do h´F... 59
Figura 4.6: Variações da altura virtual através de seis freqüências diferentes
(isofreqüência) observadas em MAN e SJC em função do UT nos dia 06,07 e 08 de novembro de 2004. ... 60
Figura 4.7: Variações do parâmetro ionosféricos foF2 em função do UT observadas em
MAN e SJC, entre as 18:00 e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de novembro de 2004. As linhas em vermelho representam a média e a média ± desvio padrão das observações dos dias calmos 2, 5, 6, 15, 18 e 19 (3 dias antes e 3 dias depois do evento). ... 62
Figura 4.8: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE entre os dias 13 e 16 de
dezembro de 2006. A seta vertical indica o horário que ocorreu o SSC. ... 64
Figura 4.9: Variações do parâmetro ionosférico h´F em razão do UT observado em
PAL e SJC, durante os dias de 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006 entre as 18:00 e 12:00 UT. Também mostra através das linhas em vermelho a média e a média ± desvio padrão das observações dos dias calmos 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do evento). ... 65
Figura 4.10: Variações da altura virtual através de seis freqüências distintas
(isofreqüência) observadas em PAL e SJC em função do UT nos dias 13, 14 e 15 de dezembro de 2006... 65
Figura 4.11: Variações do parâmetro ionosférico foF2 em função do UT (18 as 12 UT)
observado em PAL e SJC, durante os dias 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006. As linhas em vermelho representam a média e a média ± desvio padrão das observações 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do evento). ... 67
LISTA DE TABELAS
TABELA 2.2: Característica do spread-F... 20
FONTE: WHITTEN e POPPOF, 1971. ... 20
TABELA 3.1: Classificação das tempestades magnéticas. ... 48 TABELA 3.2: Mostra a distribuição dos valores Kp de acordo com a atividade
LISTA DE ABREVIATURAS E SIGLAS
ASA Atividade solar alta ASB Atividade solar baixa
AE Índice geomagnético auroral AE BSSF Total bottomside spread-F
CADI Canadian Advanced Digital Ionosonde
CME Coronal mass ejection (Ejeção de Massa Coronal)
CMI Interplanetary Magnetic Field (Campo Magnético Interplanetário) Dst Disturbance Storm-Time
EIA Equatorial ionosferic anomaly EEJ Equatorial electrojet
EMC Ejeção de Massa Coronal ESF Equatorial spread-F EUV Extremo Ultravioleta GPS Global Positioning System
IRI-2001 International Reference Ionosphere IRT ou RT Instabilidade Rayleigh-Taylor ISS-b Ionosphere Sounding Satellite b
HILDCAA High Intensity, Long Duration, Continuous AE Activity Kp Índice geomagnético K planetário
LT Local Time (Hora Local)
RF Rádio Freqüência (onda eletromagnética)
OKI Okinawa (26,3º N, 127,8º L; latitude dip 21,2º N) MAN Manaus ( 2,9º S, 60,0º O; latitude dip 5,8º N) PC Microcomputador pessoal
PAL Palmas ( 10.2° S, 48.2° O; latitude dip 6.6º S;)
SJC São José dos Campos ( 23,2º S, 45,9º O; latitude dip 18,6º S) Spread-F Espalhamento do tipo “range” na região F
SSC Storm Sudden Commencement (Início Súbito da Tempestade) TADs Traveling atmospheric disturbances,
UDIDA Univap Digital Ionosonde Data Analysis UNIVAP Universidade do Vale do Paraíba
UV Ultravioleta
LISTA DE SÍMBOLOS
Br Campo magnético Bz Componente sul do CMI c Velocidade da luz (3x108m/s)
e Carga eletrônica, C E Vetor campo elétrico
F 10.7 Fluxo eletromagnético solar com comprimento de onda de 10.7cm, W m-2s-1 ft Freqüência da onda eletromagnética transmitida pela ionossonda, MHz
fp Freqüência do plasma ionosférico, MHz
foE Freqüência critica no pico da camada E, MHz foF1 Freqüência critica no pico da camada F1, MHz foF2 Frequência critíca no pico da camada F2, MHz g Aceleração da gravidade terrestre, m s-2
h Altura da camada
h'E Altura virtual da base da região E, km h´F Altura virtual da base da região F, km hmF2 Altura real máxima da região F, km hpF2 Altura virtual do pico da camada F2, km
I Ângulo de inclinação magnética ou ângulo do dip me ou m Massa dos elétrons, (9,1x10-31kg)
n1 Ambiente superior n2 Ambiente inferior
N Densidade eletrônica
t Tempo de propagação do pulso
1
SCE
T Horário do pôr-do-sol para a região E no hemisfério norte
2
SCE
T Horário do pôr-do-sol para a região E no hemisfério sul U Velocidade do vento neutro
m
U Componente meridional do vento total no meridiano geomagnético
V
U Componente vertical do vento total no meridiano geomagnético
V Velocidade
Símbolos Especiais
∇ Operador nabla
∑ Soma dos valores de uma variável
ψ Ângulo onde o raio é refratado
RT
SUMÁRIO
1 Introdução ... 1
1.1 Relação solar - terrestre ... 1
1.2 Ionosfera ... 2
1.3 Acoplamento da baixa atmosfera e alta atmosfera ... 3
1.4 Objetivo dessa Dissertação... 4
1.5 Justificativa... 4
2. Desenvolvimento Teórico ... 5
2.1 Atmosfera e Ionosfera Terrestre... 5
2.1.1 Atmosfera Terrestre... 5
2.1.2 A atmosfera de acordo com a sua composição iônica (Ionosfera) ... 7
2.1.2.1 Região D... 10
2.1.2.2 Região E ... 10
2.1.2.3 Região F... 12
2.1.2.4 Variações ionosféricas devido ao Ciclo Solar ... 14
2.2 Irregularidade ionosférica equatorial... 18
2.2.1 Irregularidades na ionosfera equatorial ... 18
2.2.2 Mecanismo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT)... 22
2.2.3 Teoria linear da ocorrência de ESF ... 24
2.2.4 Variação sazonal e longitudinal na ocorrência de ESF ... 26
2.2.5 Variação da ocorrência de ESF em relação ao ciclo solar nos setores brasileiro e japonês ... 28
2.3 Tempo Espacial ... 30
2.3.1 Atividade geomagnética controlada pelo vento solar... 33
2.3.1.1 Tempestades Geomagnéticas... 34
3 Metodologia... 38
3.1 Ionossonda... 38
3.1.1 Teoria básica da ionossonda... 38
3.1.2 Ionogramas ... 41
3.1.3 Canadian Advanced Digital Ionosonde (CADI) ... 42
3.1.3.1 Características... 43
3.1.3.2 Transmissor e Receptor ... 43
3.1.3.3 Antena... 43
3.1.3.4 Armazenagem dos dados... 44
3.2 Conjunto de dados utilizados... 45
3.2.1 Índices magnéticos ... 47
Índice Dst... 47
Índice Kp ... 48
Índice AE... 49
4 Resultados ... 50
4.1 Estudo comparativo da ocorrência de espalhamento do tipo range na região F nos setores brasileiro e japonês... 50
4.2 Efeitos dos dois eventos de tempo espacial sobre a camada F nas regiões equatoriais e de baixas latitudes no setor brasileiro ... 57
4.2.1 Tempestades magnéticas que ocorreram em novembro de 2004 ... 57
4.2.2 Tempestade magnética que ocorreu em dezembro de 2006 ... 63
4.2.3 Comparação entre o primeiro e segundo evento ... 67
5 Conclusões ... 69
1 Introdução
1.1 Relação solar - terrestre
O sol é a fonte de energia para Terra e forte modulador do meio ambiente. A influência do sol estende-se por todo sistema solar, tanto por ação dos fótons, que fornecem calor, luz e ionização, quanto pelo contínuo escoamento do gás ionizado com velocidade supersônica conhecido como vento solar (solar wind). O domínio do vento
solar, que inclui o sistema solar inteiro, é conhecido como heliosfera. A heliosfera, a magnetosfera, a ionosfera e a atmosfera terrestre têm territórios e identidades próprias, com processos físicos e químicos específicos, porém com forte interação e troca de energia e matéria que dependem das condições de limite no sistema Sol-Terra.
O tempo espacial (“space weather”; SCHUNK e SOJKA, 1996; SONG et al.,
2001) é um ramo recente da ciência espacial que estuda os efeitos das variações temporais que ocorrem no sol e no vento solar e da forma com que forma estas variações podem alterar o comportamento da magnetosfera, ionosfera e alta atmosfera que, por sua vez, afetam o desempenho dos satélites, espaçonaves e equipamentos elétricos e eletrônicos na superfície terrestre, influenciando as mais diversas atividades humanas (comunicações, navegação e suprimento de energia etc.). O tempo espacial é o campo de pesquisa na área espacial que apresentou um rápido desenvolvimento, pois reuniu o conhecimento científico das relações entre o sol e a terra com o conhecimento da tecnologia espacial (satélites, espaçonaves, radares e sistemas de posicionamento global (Global Positioning System - GPS) , etc.
Os diferentes níveis de atividade solar podem produzir diferentes condições no vento solar e desta forma causar drásticas alterações no acoplamento e regime da magnetosfera, ionosfera e alta atmosfera (KELLEY, 1989; TOHMATSU; 1990; SCHUNK e NAGY; 2000). As perturbações solares intensas podem produzir efeitos notáveis na atmosfera terrestre e se caracterizam por períodos em que uma grande quantidade de massa (plasma espacial com alta velocidade) da corona solar ou buracos coronais é injetado no vento solar. Estas perturbações do vento solar, quando atingem a atmosfera terrestre (magnetosfera), podem gerar tempestades geomagnéticas (GONZALEZ et al., 1994).
Durante as tempestades geomagnéticas a alta atmosfera pode ser drasticamente influenciada por estas tempestades (BUONSANTO, 1999). Tais condições incluem um aumento no arraste atmosférico, aumento nas cintilações atmosféricas (que podem
causar perturbações nas comunicações e sinais de navegação), mudanças elétricas nas superfícies dos satélites causando arco voltaico e precipitação de partículas energéticas (causando riscos de vida dos astronautas ou danos na operação de satélites e espaçonaves) e paralisação de centrais elétricas, causando enormes problemas econômico-sociais.
As perturbações induzidas pelo processo magnetosférico não estão restringidas a altas latitudes. O aquecimento nas regiões do oval auroral é suficientemente grande para modificar a circulação média da temperatura global que influencia a estrutura da ionosfera em baixas e médias latitudes (BUONSANTO, 1999). Além disso, durante tempestades magnéticas, campos elétricos magnetosféricos podem penetrar na região equatorial (FEJER e SCHERLIESS, 1997) influenciando diretamente densidades ionosféricas, composições neutras e temperaturas nesta região. Também, as tempestades magnéticas geram ondas de gravidade que se propagam de altas para baixas latitudes. Embora, durante as últimas décadas tenha aumentado significativamente nosso conhecimento sobre mecanismos de acoplamento ionosfera-termosfera-magnetosfera, mais precisamente nas regiões de altas latitudes, ainda precisamos trabalhar muito nesta área especificamente nas regiões de baixas latitudes e equatorial.
1.2 Ionosfera
A ionosfera é a parte parcialmente ionizada da atmosfera terrestre e contém elétrons e íons livres que são produzidos por fotoionização. Nesta região ionizada ocorre reflexão de ondas de rádio. A fotoionização é gerada pela ação da radiação do extremo ultravioleta e raios-x no ar tênue da camada superior da atmosfera. A ciência ionosférica, cujo assunto permanece muito ativo internacionalmente, tem dois objetivos principais: medir e prever as variações ionosféricas para benefício da engenharia de rádio comunicação e de usar o conhecimento da ionosfera para ajudar a entender a física e a química da camada superior da atmosfera, uma importante parte do ambiente humano (MITRA, 1952; KELLEY, 1989; TOHMATSU; 1990).
Durante tempestades magnéticas, quando a magnetosfera terrestre está perturbada pelas alterações de campos elétricos, magnéticos e densidades de partículas emitidas por distúrbios no sol, a densidade eletrônica pode ser anormalmente diminuída ou anormalmente aumentada com efeitos resultantes na rádio comunicação (DANILOV e MOROZOVA, 1985, ABDU 1997).
Perturbações no plasma durante a noite ionosférica equatorial são consideravelmente importantes porque a cintilação causada pelas irregularidades de densidade eletrônica (comumente referindo se ao Equatorial Spread-F, ou ESF; ABDU
et al., 1998) resultam em interrupção e degradação do sistema de comunicação e navegação que dependem da ligação de rádio transionosférica. Assim, um melhor entendimento da física do plasma ionosférico e um conseqüente aprimoramento dos modelos ionosféricos são ingredientes essenciais para interpretação das observações e para realizar previsões.
1.3 Acoplamento da baixa atmosfera e alta atmosfera
Os intensos eventos troposféricos conhecidos como frente fria, “jetstreams” e
outros distúrbios de ventos troposféricos, tempestades, vulcões, terremotos, etc., podem afetar o perfil da densidade eletrônica característica da região F. Este grande número de distúrbios meteorológicos causam estruturas ondulatórias que se propagam até as alturas termosféricas com períodos de onda que variam de alguns minutos a horas e são também conhecido como ondas de gravidade. Os distúrbios ionosféricos viajantes também são gerados na atmosfera superior devido ao aquecimento Joule e à força de Lorentz nas altas latitudes, que durante os distúrbios geomagnéticos, apresentam um papel fundamental na dinâmica e energia da termosfera, podendo ser detectadas por técnicas de ondas de rádio ionosféricas devido à interação da termosfera neutra com a ionosfera, como foi mostrado no trabalho pioneiro de Hines (1960). Durante as últimas décadas, estudos relacionados às ondas de gravidade, particularmente associados com distúrbios geomagnéticos, têm recebido muita atenção. Os estudos de ondas de gravidade em altitudes referentes à região F com diferentes origens metereológicas continuam a ser importantes na zona equatorial e em baixa latitude devido à possibilidade de elas serem a origem das irregularidades ionosféricas.
Os assuntos de grande interesse atualmente estão ligados ao acoplamento entre altas e baixas latitudes na alta atmosfera durante as tempestades magnéticas intensas e influência das perturbações fortes advindas da baixa atmosfera (troposfera) na região F. Outros assuntos que receberam maior atenção para investigação são estudos sobre depressões em plasma ionosférico equatorial (“transequatorial plasma bubbles”),
dinâmica e composição da termosfera, química e dinâmica da mesosfera e processos energéticos em baixas latitudes. Os estudos têm importância na área de rádio propagação em freqüências largamente usadas para comunicação no Brasil.
1.4 Objetivo dessa Dissertação
Os objetivos do trabalho são:
1- Estudar a influência do ciclo solar sobre a formação de irregularidades ionosféricas
de grande escala no setor brasileiro e japonês.
2 - Analisar os efeitos das tempestades geomagnéticas na região F da ionosfera em
regiões equatorial e baixa latitude (setor sul americano).
1.5 Justificativa
Este trabalho é importante porque tanto as irregularidades ionosféricas como as tempestades geomagnéticas afetam a camada F ionosférica, podendo causar degradações da comunicação transionosférica (ex: comunicação de longa distância que utilizam ondas curtas e as comunicações através de satélites).
2. Desenvolvimento Teórico
2.1 Atmosfera e Ionosfera TerrestreNeste tópico é apresentado um resumo sobre a atmosfera e ionosfera terrestre. A ionosfera é a parte da atmosfera ionizada pela radiação solar na faixa do extremo ultravioleta e raio-X, localizada entre 60 e 1000 km de altitude. Uma vez que esse trabalho investiga a formação da irregularidade ionosférica equatorial da região F e o comportamento da região F durante tempestades geomagnéticas nas regiões equatoriais e de baixa latitude no setor brasileiro, segue uma breve descrição sobre a atmosfera e ionosfera terrestre.
2.1.1 Atmosfera Terrestre
A atmosfera terrestre é formada basicamente por gases e sua estrutura está relacionada com diversos parâmetros (térmicos, químicos, eletromagnéticos), cujos valores, geralmente combinados, podem variar sensivelmente, em função da hora, da época do ano, da latitude, da longitude e atividade solar (KIRCHHOFF, 1991).
Pode-se considerar a atmosfera terrestre como uma gigantesca máquina térmica, alimentada pela energia externa oriunda do Sol que fornece 99,7% da energia utilizada no sistema Terra – Atmosfera.
A Figura 2.1 mostra o perfil vertical da estrutura da atmosfera dividida em diferentes regiões, baseada na temperatura, na composição química e nos processos físicos dominantes.
Figura 2.1: Distribuição vertical das regiões da atmosfera terrestre de 0 a 1000 km de altitude, dividida de acordo com o seu perfil de temperatura ou de acordo com a sua composição.
FONTE: Brasseur e Solomon, (1986 - p.33), modificada por Grellmann, 2005.
A atmosfera de acordo com o seu perfil vertical de temperatura
A atmosfera absorve radiação solar em diversos comprimentos de ondas. A combinação entre os processos de aquecimento, pela radiação solar, e perda de calor e energia devido a processos de transporte e processos radiativos gera uma estrutura vertical de temperatura atmosférica. Esta estrutura forma diferentes camadas chamadas de Troposfera, Estratosfera, Mesosfera e Termosfera, sendo que o limite entre as camadas chama-se tropopausa, estratopausa e mesopausa, respectivamente (RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
A troposfera é a camada mais próxima da superfície e se estende até uma altura de aproximadamente 10 km. Nesta região a temperatura decresce com a altura, sendo uma diminuição de aproximadamente 6ºC a cada quilômetro até atingir um mínimo de -40ºC (223K).
A estratosfera está localizada na altitude entre 10 a 45 km, onde a temperatura aumenta com altura, atingindo o valor máximo de -10ºC (263K). Este aumento de
temperatura ocorre por que as suas reações químicas são afetadas pela radiação UV (2000 ∼ 3000 Å) que é absorvida nessa região pelo ozônio.
A mesosfera está situada entre 45 e 80 km de altitude, onde a temperatura decresce com a altura. Nesta região os processos radiativos são a principal fonte de perda de calor e a radiação UV é a fonte de aquecimento.
A termosfera é a camada mais externa que ocupa a região entre 80 e 500 km de altitude, onde a temperatura cresce rapidamente com a altura e atinge um valor constante que depende da atividade solar e da variação diurna (~ 600 a 1500 K). A região acima de 500 km de altitude pode ser chamada de exosfera ou termosfera exterior.
A atmosfera de acordo com os seus processos físicos
Quando analisada do ponto de vista de processos químicos, pode-se dividir a atmosfera em: homosfera e heterosfera.
A homosfera esta localizada na parte inferior da atmosfera, até 100 km de altitude, onde a combinação de gases pode ser considerada constante, por apresentar insignificantes oscilações na proporção gasosa. Dos gases presentes nessa região 78% são de N2, 21% O2, e 1% são de argônio (Ar), dióxido de carbono (CO2), gases nobres e
outros em porções ainda menores. Os gases de CO2, H2 e O3 são encontrados em
pequenas proporções, mas são muito importantes por absorverem diretamente a radiação solar. Nessa região se encontra a camada de ozônio que absorve os raios ultravioletas, que são prejudiciais à saúde (KIRCHHOFF, 1991).
A heterosfera está localizada entre 100 a 500 km de altitude, onde gases são distribuídos de maneiras independentes de acordo com a altura. O oxigênio atômico, hélio e hidrogênio são os componentes majoritários acima de 200 km.
A exosfera está localizada acima de 500 km de altitude, sendo os gases leves (hélio, hidrogênio) seus componentes majoritários (RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
2.1.2 A atmosfera de acordo com a sua composição iônica (Ionosfera)
A radiação energética do Sol (ex: EUV e raios-X) é responsável por ionizar a alta atmosfera. Com a ionização produzida, os elétrons livres e íons tendem a se recombinar, e com isso se estabelece um balanço entre a perda e a produção de íon-elétron. Aproximadamente 1% de toda a atmosfera terrestre está na forma de um gás ionizado, chamado de ionosfera. Este gás representa o componente ionizado que
estimula importantes fenômenos como: spread-F, anomalia equatorial, eletrojato,
campos elétricos e correntes elétricas, as reflexões das ondas de rádio e vários processos no plasma na alta atmosfera, pois na baixa atmosfera (troposfera e estratosfera) esses fenômenos não acontecem (HARGREAVES, 1979).
A ionosfera está localizada entre 70 km até várias centenas de quilômetros de altitude e é constituída de regiões (camadas) distintas. As principais regiões da ionosfera são: a região D localizada entre 70 e 90 km de altitude, a região E localizada entre 90 e 150 km de altitude, a região F1 localizada entre 150 e 200 km de altitude e a região F2 localizada entre 200 e 1000 km de altitude. Durante a noite temos apenas a região F e, algumas vezes, a camada E esporádica (localizada aproximadamente na altitude de 100 km). A Figura 2.2 mostra a ionosfera durante o dia e durante a noite com suas respectivas regiões.
Região F Região F
Figura 2.2: Ilustração das diversas camadas ionosféricas que estão presentes durante o dia e durante a noite.
A ionosfera é ionizada através da radiação solar na faixa espectral do extremo ultravioleta (EUV) (17-175 nm; 170-1750 Ǻ) e dos raios-X (0,1-16 nm; 1-1600 Ǻ), pelo
processo chamado fotoionização (Figura 2.3). A radiação solar também excita e dissocia constituintes neutros da alta atmosfera.
Elétron livre
Íon positivamente carregado Radiação Solar
Átomo descarregado
Elétron livre
Íon positivamente carregado Radiação Solar
Átomo descarregado
Figura 2.3: Ilustração do processo de fotoionização – Representação clássica da formação do par elétron-íon.
A ionosfera é um plasma que contém cargas elétricas negativas (íons negativos), elétrons e cargas positivas (íons positivos). O plasma ionosférico interage com as ondas eletromagnéticas (RF) podendo causar a absorção, refração e reflexão das mesmas. A região F localizada entre 250 - 400 km de altitude é a região da ionosfera com maior densidade de plasma. Esta região é considerada a mais importante para a rádio-comunicação de longa distância.
A perda de ionização acontece por processos de recombinação de pares íons - elétrons (Figura 2.4), sendo que durante o dia o processo de fotoionização prevalece em relação ao processo de recombinação devido à presença da radiação solar. Porém, no período noturno, o processo de recombinação e transporte de plasma controlam a variação da densidade de plasma. A região F é praticamente a única região da ionosfera que permanece durante a noite, devida a taxa de recombinação não ser suficientemente alta para neutralizar todos os pares íons-elétrons (WHITTEN e POPPOF, 1971; KIRCHHOFF, 1991; KENNETH, 1996.).
Elétron livre
Íon positivamente carregado Átomo descarregado
Elétron livre
Íon positivamente carregado Átomo descarregado
2.1.2.1 Região D
A região D está localizada na parte inferior da ionosfera entre 70 e 90 Km de altitude. Seu comportamento é diurno, aparecendo no momento em que os átomos começam a adquirir energia vinda do Sol e permanecendo por alguns instantes no início da noite. A maior parte da energia eletromagnética é absorvida nessa região.
As reações mais importantes para ionização nessa região estão listadas a seguir (WHITTEN e POPPOFF, 1971; DENARDINI, 1999):
1) o óxido nítrico (NO) que se apresenta em minoria é
ionizado pela linha Lyman-∝ do espectro solar a 1216 Ǻ, a qual penetra abaixo de 95 km de altitude;
2) o oxigênio molecular (O2) e alguns constituintes em menor quantidade são excitados pelo EUV na faixa espectral de 1027 e 1118 Ǻ;
3) todos os constituintes são ionizados pelo raio-X na faixa espectral de 2 a 8 Ǻ;
4) raios cósmicos são a maior fonte de ionização, por afetarem toda a baixa atmosfera (abaixo de 95 km de altitude);
5) em altas latitudes a região D é ionizada por partículas energéticas do Sol ou de origem auroral; e
6) na região brasileira (região da anomalia do Atlântico Sul) a ionização também ocorre por causa das partículas energéticas do cinturão de radiação.
As ondas eletromagnéticas de alta freqüência (MHz) atravessam a região D, enquanto que as ondas com baixa freqüência (KHz) são refletidas pela região D (WHITE,1970).
2.1.2.2 Região E
A região E está presente apenas durante o dia, localizada aproximadamente entre 90 e 150 Km de altura; esta é a região da ionosfera onde se tem a máxima condutividade elétrica. Deve-se mencionar que a camada E é importante por causa da sua interação com o campo magnético através de intensas correntes elétricas que nela fluem (MITRA, 1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
Em torno de 110 Km a condutividade ionosférica é máxima. Os ventos neutros que aí predominam transmitem movimento às “camadas condutoras” por colisões, o
que, na presença do campo geomagnético, origina as correntes. Assim, esta região é conhecida também como região do dínamo, pelo seu processo se assemelhar com o que acontece no gerador convencional de corrente elétrica (dínamo).
Na região E, em algumas ocasiões, a densidade eletrônica nem sempre varia suavemente com a altura, por isso podem se desenvolver estreitas camadas chamadas de esporádica E que podem, em alguns casos, permanecer à noite (HARGREAVES, 1979).
A fonte primária de ionização é a emissão de raio-X do Sol, resultando em diferentes densidades eletrônicas de acordo com os ciclos solares, as variações sazonais e as variações diárias.
Na região E a ionização ocorre principalmente pelas moléculas de + 2 O através da fotoionização e O hv O2+ → 2+ + , para λ < 1027 Ǻ
significando que o comprimento de onda é menor do que 1027 Angstrons (1 Ǻ =
10
10− m). Deve-se lembrar que, em relação ao comprimento de onda do fóton, hvpode ser escrita como hc/λ, onde c corresponde à velocidade da luz (TASCIONE, 1988).
Uma troca rápida de energia ocorre para se obter uma ionização adicional de moléculas de N2 através do raio X que produz O e 2+ NO (TASCIONE, 1988). +
Camada E esporádica
A camada E esporádica (Es) pode se formar a qualquer momento. Ela ocorre normalmente na altitude entre 90 a 120 km (dentro da região E) e pode se espalhar por uma grande área ou ser confinada a uma pequena região. É difícil saber onde e quando ocorrerá e quanto tempo irá persistir. A camada E esporádica pode ter uma densidade eletrônica menor ou igual a da região F, de maneira a ser considerada uma camada parcialmente transparente e, por esse motivo, a onda de rádio parece ser refratada às vezes pela região F e em outras ocasiões pela camada E esporádica, a qual obscurece totalmente a região F e o sinal pode não alcançar o receptor (Figura 2.5) (HARGREAVES, 1979; TACIONE, 1988).
Transmissor Receptor Figura 2.5: Ilustração de alguns caminhos possíveis quando a camada E esporádica está presente.
- - - - Onda eletromagnética parcialmente transmitida pela camada E esporádica e parcialmente pela camada F.
Ondas que passam através da E esporádica e são refratadas pela camada F.
2.1.2.3 Região F
Como nas outras regiões, nessa região a estrutura e densidade eletrônica do plasma são dependentes da hora do dia (de acordo com o ângulo do sol) e atividade solar. No entanto, a região F consiste em uma única região durante a noite e separa-se em duas regiões durante o dia (F1 e F2) (WHITTEN e POPPOFF, 1971; HARGREAVES,1979).
Região F1
A região F1 está acima da região E e abaixo da região F2, localizada aproximadamente entre 150 a 200 Km de altitude. Sua principal fonte de ionização é a radiação EUV.
Essa região é definida pela aparição de um pequeno pico da densidade eletrônica ou apenas uma pequena inflexão do perfil ionosférico em torno de 180 Km, estando presente apenas durante o período diurno acompanhando o comportamento da região E. Estudando as reações químicas, observa-se que na região E os íons são quase todos moleculares ( + +
2
,O
NO ), e à maiores altitudes quase todos os íons se tornam átomos de oxigênio e elétrons (O e + e ). A transição entre os íons moleculares e os íons atômicos −
ocorre a aproximadamente a 170 km de altitude durante o dia, que corresponde à região onde se localiza a camada F1. (MITRA, 1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969; KOHL et al., 1996).
A região F1 serve de refletora para as ondas de rádio dependo da freqüência dessa onda, sendo que esta reflexão varia conforme a densidade de plasma ao receber energia solar. Normalmente o sinal de radiofreqüência incidente que atravessa a região E também atravessa a F1 e, ao fazê-lo, refrata-se, alterando seu ângulo de incidência sobre a região F2, onde pode ocorrer reflexão total da onda eletromagnética.
A Tabela 2.1 apresenta as reações fotoquímicas que ocorrem nas regiões E e F.
Tabela 2.1: Reações fotoquímicas que ocorrem na camada E e F. FONTE: RISHBETH e GARRIOTT, 1969.
Fotoionização e O hv O+ → ++ e N hv N + → ++ 2 2 e O hv O + → + + 2 2 Transferência ou Troca O O O O+ + → + + 2 2 N NO N O+ + → ++ 2 N NO O N ++ → ++ 2 2 2 O O N N + + → ++ 2 2 2 2 O O N N + + → + + Recombinação dissociativa * * * 2 e O O O + + → + * * O N e NO+ + → + * * * 2 e N N N ++ → + Região F2
O aparecimento da região F2 ocorre ao nascer do Sol, quando a região F se desmembra em F1 e F2. A região F2 engloba toda a parte superior da ionosfera entre 200 a 1000 km de altitude e contem um pico (maior densidade de plasma) entre 250 e 400 km, sendo esta última região o principal meio de reflexão ionosférica para comunicações em altas freqüências a longa distância. Entre 200 e 250 km de altitude a taxa de perda cai mais rapidamente que a de produção e provoca um aumento na
densidade eletrônica com a altura. Acima do pico, assume-se que a densidade eletrônica decresce exponencialmente com a altitude até fundir-se com o vento solar (MITRA, 1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969; TASCIONE, 1988).
2.1.2.4 Variações ionosféricas devido ao Ciclo Solar
Dentre todas as variações solares conhecidas, o ciclo de manchas solares é um dos mais marcantes. Este ciclo possui um período de aproximadamente 11 anos. Durante este período observa-se uma variação numérica e em latitude das manchas solares, que são regiões na superfície do Sol com campo magnético intenso, que podem chegar a 3000 Gauss (enquanto na superfície solar o campo magnético é entorno de 1 a 2 Gauss). Em um ciclo solar inicialmente surgem manchas pequenas e em quantidades reduzidas, em latitudes solares mais elevadas (aprox. 30º latitude solar). Gradativamente se formam cada vez mais manchas e de maiores tamanhos, atingindo aproximadamente 15º de latitude solar durante o período de atividade máxima. Em seguida as manchas diminuem gradativamente em número com o descaimento do ciclo (MITRA, 1952; EGELAND et al.,1973). A Figura 2.6 mostra o diagrama da variação numérica e latitudinal das manchas solares, também conhecido como “digrama de borboleta”.
1920 1940 1960 1980
Figura 2.6: “Digrama borboleta” que representa o diagrama da variação numérica e latitudinal das manchas solares.
Em torno da fase do máximo solar existe uma maior ocorrência de flares solares, que são explosões no Sol que emitem radiação. As manchas solares, que aparecem como manchas escuras e irregulares na superfície do Sol, são regiões onde a temperatura é mais baixa (aproximadamente 2000 graus mais baixa do que os arredores) e os campos magnéticos são centenas ou milhares de vezes mais intensos que o restante da superfície solar (SILVA, 2006).
A Figura 2.7 apresenta os perfis verticais de temperatura da atmosfera terrestre nos períodos de alta e baixa atividade solar, em horários diurno e noturno.
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300 1400 0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100
Noite Dia Noite Dia
Solar Mínimo Solar Máximo ALT ITUDE [Km] TEMPERATURA [K] 200 250 300 0 20 40 60 80 100 Termosfera Mesosfera Extratosfera Troposfera
Figura 2.7: Classificação das camadas atmosféricas em função do perfil vertical de temperatura, bem como as variações típicas para os horários diurnos e noturnos em função do ciclo solar de 11 anos
FONTE: Resultados obtidos com o modelo MSIS-9.
Pode-se notar na Figura 2.7 que os perfis verticais de temperaturas diurnas e noturnas da atmosfera terrestre são diferentes para o mesmo nível de atividade solar, mas as diferenças de magnitude relacionadas ao ciclo solar de 11 anos são ainda mais intensas. De forma análoga (Figura 2.8), a ionosfera experimenta variações de magnitude no seu perfil vertical de concentração eletrônica (ou plasma), semelhante às observadas nos perfis verticais da temperatura da atmosfera neutra. Em ambos os casos, o ciclo solar de 11 anos tem um papel de destaque.
0,0 5,0x105 1,0x106 1,5x106 2,0x106 2,5x106 200 400 600 800 1000 1200 Solar Mínimo Noite Dia Noite Dia Solar Máximo ALTI TUDE [ K M ]
DENSIDADE ELETRÔNICA [Ne/cm3]
101 102 103 104 105 40 80 120 160 200 240 F E F E D Log [Ne]
Figura 2.8: Perfil vertical das camadas ionosféricas D, E e F sob condições de máxima (dia e noite) e mínima (dia e noite) atividade solar.
FONTE: Resultados obtidos com o modelo International Reference Ionosphere, IRI-2001.
A Figura 2.9 mostra a variação temporal das médias mensais do índice F10.7 (comprimento de onda de 10,7 cm que corresponde a freqüência de 2800 MHz), a emissão da radiação Fe de 28.4 nm, a emissão He II de 30,4 nm (extraído da Fig. 1 de AVRETT, 1992), além do índice do Mg II de 1 de maio de 1980 à 1 de outubro de 1980, sendo que as variações de 28, 4 nm e 30,4 nm correspondem a variação do extremo ultravioleta (EUV). Contudo a Figura 2.9 mostra que às variações da radiação solar 10.7 cm pode ser usado como um indicador da variação da radiação na faixa espectral do ultravioleta (Mg II – 280nm) e extremo ultravioleta (EUV- 28,4 nm e 30,4 nm).
A Figura 2.10 apresenta (acima) as médias mensais das emissões solares na freqüência de 2800 MHz (comprimento de onda de 10,7 cm) e (abaixo) os números de manchas solares observados durante o período de janeiro de 1970 a dezembro de 2007. Note que, existe uma boa concordância entre o número de manchas solares e as emissões solares na freqüência de 2800 MHz e, em ambos, o ciclo de 11 anos pode ser facilmente identificado.
Figura 2.9: Índice Mg II (curva de fundo), a 30.4 nm (He II) e 28.4 nm (Fe XV) de AE-E, e a 10.7 cm emissões solares de maio a setembro de 1980.
FONTE:diagrama do topo extraído de AVRETT, 1992.
50 100 150 200 250 NÚM ER O DE M ANCHAS SOL ARES ANOS 100 150 200 250 MÉDIA MENSAL DA DENSIDADE DE F L U XO SOL AR (2 8 0 0 M H z ) (W m -2 Hz -1 ) 1972 1976 1980 1984 1988 1992 1996 2000 2004
Figura 2.10: Acima: Média mensal da densidade de fluxo solar na freqüência de 2800 MHz (comprimento de onda de 10.7 cm). Abaixo: Números de manchas solares. Ambos observados durante o período de janeiro de 1970 a dezembro de 2007.
2.2 Irregularidade ionosférica equatorial
Neste tópico são apresentados conceitos envolvidos na geração e evolução das irregularidades ionosféricas equatoriais. As regiões de irregularidade ionosférica apresentam densidade eletrônica bem menor do que o ambiente (no interior da irregularidade a densidade de plasma pode ser até 3 vezes menor que a do plasma ambiente). A presença de irregularidades ionosféricas resulta na degradação da comunicação transionosférica, por exemplo, comunicação de longa distância utilizando ondas curtas e comunicação por satélite.
2.2.1 Irregularidades na ionosfera equatorial
O trabalho pioneiro de Booker e Wells (1938) utilizando observações de sondagens ionosféricas em Huancayo, Peru (região do equador magnético), mostrou a presença dos traços de espalhamento na região F nos ionogramas (as ondas eletromagnéticas de alta freqüência emitidas pela ionossonda quando são refletidas pelo plasma ionosférico e retornam ao receptor da ionossonda são armazenadas na forma de traços conhecidos como ionogramas) na escala em altura, ex: Figura 2.11a, que indica a presença de irregularidades ionosféricas equatoriais de grande escala, que são denominadas equatorial spread-F (ESF)
As irregularidades de plasma de grande escala apresentam características distintas quando observadas por diferentes equipamentos científicos. Quando observada através de ionossonda, o ionograma torna-se difuso (Figura 2.11a). Porém, utilizando técnicas ópticas, as irregularidades podem ser observadas através da emissão OI 630 nm e a assinatura destas irregularidades são bandas escuras (bolhas de plasma) alinhadas ao meridiano magnético (veja Figura 2.11b). Na Figura 2.11 são mostradas observações simultâneas obtidas por ionossonda e imageador do tipo all-sky (OI 630 nm). É possível perceber as diferentes assinaturas da irregularidade de grande escala que estava presente na noite de 23 de outubro de 2000.
(a) (b)
Figura 2.11: Observações simultâneas obtidas com a ionossonda e o imageador que operam em São José dos Campos, dados obtidos em 23 de outubro de 2000. (a) Ionograma mostrando a presença de espalhamento do tipo range às 23:45 Universal Time (UT). (b) Imagem obtida através da emissão OI 630 nm mostrando bandas escuras, que são as assinaturas de bolhas de plasma (23:43 UT).
Normalmente quando ocorre o descaimento do range spread-F surge o espalhamento do tipo freqüência (frequêncy spread-F) que pode ser identificado através dos traços na região F espalhados em freqüência, como apresentado na Figura 2.12. O espalhamento do tipo freqüência indica irregularidades de pequena escala. A Figura 2.12 ilustra um ionograma noturno com presença de espalhamento do tipo freqüência em São José dos Campos (SJC).
Figura 2.12: Ionograma com a presença de espalhamento do tipo freqüência obtido em São José dos Campos durante a noite em 08 de janeiro de 2006, às 05:35 (UT).
O espalhamento do tipo freqüência ocorre freqüentemente na região de alta latitude e o espalhamento do tipo range ocorre com muita freqüência na região equatorial (WHITTEN e POPPOF, 1971; HARGREAVES, 1995).
Os mecanismos que induzem o aparecimento de spread-F na região equatorial e alta latitude são diferentes. As comparações das características dessas duas regiões são mostradas na Tabela 2.2 (ex: WHITTEN e POPPOF, 1971).
TABELA 2.2: Característica do spread-F. FONTE: WHITTEN e POPPOF, 1971.
Spread-F Equatorial Spread-F em alta latitude
(1) Ocorre dentro da latitude zona geomagnética 0 0 30 0 até m = λ ~0incidente há =400 m λ
Máxima incidência ocorre apenas na zona auroral
(2) Influência da atividade
magnética ainda não está bem estabelecida
Correlacionado positivamente com a atividade magnética
(3) Ocorre durante o período noturno.
Pode ocorrer ao longo do dia, mas normalmente ocorre à noite.
(4) O espalhamento do tipo range ocorre mais freqüentemente.
O espalhamento do tipo freqüência ocorre mais freqüentemente.
Schunk e Sojka (1996) mostraram que em baixas latitudes, o campo elétrico dínamo gerado pelo vento termosférico tem pronunciado efeito na ionosfera equatorial. Durante o dia o campo elétrico dínamo está orientado para o leste, o que induz a subida (deriva vertical) da camada F, enquanto a noite o campo elétrico dínamo está orientado para oeste, o que induz a descida da camada F. Schunk e Sojka (1996) também mostraram que como a ionosfera tem co-rotação com a Terra na direção do anoitecer, a componente do vento zonal (direção leste) aumenta, uma vez que o vento flui predominantemente do lado dia para o lado noite da Terra. O vento zonal intensificado em combinação com a brusca condutividade do gradiente dia-noite durante o pôr-do-sol, resulta no aumento do campo elétrico zonal (direção leste). Esta combinação eleva a região F quando este campo elétrico se movimenta na parte noturna da Terra, sendo o processo conhecido como aumento do pico pré-reverso.
As irregularidades ionosféricas (regiões com baixa densidade eletrônica em relação ao ambiente) são geradas na parte mais baixa da região F, depois do pôr-do-sol, na região do equador magnético, pelo processo de instabilidade Rayleigh – Taylor (TSUNODA, 1982; MENDILLO et al., 1982). As bolhas de plasma ou depleções de plasma são geradas na parte inferior da região F quando crescem acima do equador magnético, carregando baixo fluxo de densidade eletrônica para altas altitudes e se estendendo para regiões de baixa latitude. Estes fenômenos são conhecidos como bolhas de plasma transequatorial. Pode-se mencionar que a presença de range spread-F nos ionogramas em baixa latitude (ex: região da anomalia ionosférica equatorial) aparece depois de aproximadamente 1 hora da presença no equador magnético. As irregularidades ionosféricas equatoriais variam de tamanho de alguns centímetros a várias centenas de quilômetros. As bolhas de plasma ionosféricas bem desenvolvidas têm dimensão na direção oeste – leste (zonal) de aproximadamente 100 - 200 km e na direção norte – sul (meridional) transequatorial vários milhares de km. Normalmente movimentam-se na direção de oeste para leste com velocidade de aproximadamente 100 – 150 m/s (Figura 2.13).
Figura 2.13: Ilustração do deslocamento de uma bolha de plasma ao longo do equador magnético. FONTE: Adaptada da revista Globo ciência, 1998.
As instabilidades ou irregularidades ionosféricas equatoriais que ocorrem na região F da ionosfera são detectadas e estudadas através de diferentes técnicas, como ionossonda, experimentos para medir a densidade eletrônica na região F a bordo de foguetes ou satélites, observações de luminescência atmosférica da região F através de fotômetros ou imageadores, sistema de posicionamento global GPS (do inglês Global
Positioning System), radares de espalhamento coerente e incoerente, etc.
2.2.2 Mecanismo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT)
Para explicação do processo de formação das bolhas ionosféricas utiliza-se a teoria linear da instabilidade tipo Rayleigh – Taylor. Dungey, em 1956, apresentou a teoria linear da instabilidade Rayleigh–Taylor (IRT) que poderia explicar a origem do ESF. A IRT supõe que em situações de equilíbrio instável, um meio menos denso localiza-se abaixo de um meio mais denso. Se algum evento (ex: ondas de gravidade, ventos etc.) introduzir uma pequena instabilidade, em condições consideradas especiais, a situação de equilíbrio instável pode ser rompida, pois essa pequena instabilidade irá se intensificar com possibilidades de desenvolver-se gerando as bolhas ionosféricas (Figura 2.14) (KELLEY, 1989).
Bolhas Ionosféricas Meio mais denso
Instabilidade
Intensificação da instabilidade Meio menos denso
Bolhas Ionosféricas Meio mais denso
Instabilidade
Intensificação da instabilidade Meio menos denso
Figura 2.14: Esboço de um fenômeno magneto-hidrodinâmico análogo às condições iniciais do desenvolvimento da instabilidade Rayleigh - Taylor na base da camada F noturna.
FONTE: Adaptada de KELLEY - p. 122. , 1989.
Um íngreme gradiente de densidade é gerado entre a base da camada F noturna e o pico da camada F2 (Figura 2.15) por causa dos processos de recombinação que provocam uma redução significativa na densidade eletrônica (KELLEY, 1989, SANTOS, 2005).
Figura 2.15: Perfil de densidade eletrônica típica da região equatorial no período noturno. FONTE: Kelley, 1989, p. 76, modificada por SANTOS, 2005.
A Figura 2.16 apresenta o modo pelo qual as irregularidades spread-F ocorrem na região equatorial de acordo com a teoria IRT. Na Figura 2.16, n1 representa o ambiente superior, n2(=0) representa o ambiente inferior, g a força gravitacional com
direção de cima para baixo e →B o campo magnético na horizontal, entrando na página
(KELLEY, 1989). B g
Figura 2.16: Diagrama esquemático do mecanismo físico da IRT. FONTE: KELLEY, 1989.
Observando a Figura 2.16, a qual apresenta um diagrama esquemático do mecanismo físico da IRT, verifica-se que um fluxo de partículas é gerado devido ao gradiente de densidade eletrônica. Pelo fato de existir uma proporcionalidade entre o termo gravitacional e a massa, induz-se a deriva →g× B→ que aumenta a velocidade com que os elétrons se movem. Essa movimentação diferencial provoca uma divergência e acúmulo de cargas ao redor do início da perturbação, resultando no desenvolvimento de campos elétricos de perturbação δE que provocam, na região de depleção de plasma, uma deriva para cima δ→E× B→ dos íons e elétrons, enquanto que na região de alta densidade, provoca uma deriva para baixo. Com isso, o plasma de alta densidade é movimentado para baixo e o plasma de baixa densidade é movimentado para cima, transformando o sistema em um meio instável pelo fato da amplitude de perturbação ser aumentada (KELLEY, 1989; VIEIRA, 2002).
2.2.3 Teoria linear da ocorrência de ESF
Como discutido por Martinis et al. (2005) (veja também SULTAN, 1996), o espectro de pequena escala das irregularidades equatoriais coletivamente conhecido como equatorial spread-F (ESF) é gerado pela instabilidade Rayleigh-Taylor
gravitacional. Uma deriva eletromagnética →E× B→para cima é produzida quando o campo elétrico →E na direção leste está associado com o campo magnético da direção norte, e essa deriva eleva o plasma ionosférico na região equatorial (de ABREU, 2007). O crescimento da taxa γRTda instabilidade pode ser expresso como
⎥ ⎥ ⎦ ⎤ ⎢ ⎢ ⎣ ⎡ − − Β × ⋅ ∇ ∑ + ∑ ∑ = → → n in F P E P F P RT U v g B E N N 2 γ (2.1) (a) (b) (c) (d) (e)
Se o crescimento da taxa é positivo então a instabilidade será desenvolvida. Depois de algum tempo (γRT)-1 (dezenas de minutos até ~ 1 hora), as irregularidades estão totalmente desenvolvidas e podem ser detectadas com uma variedade de equipamentos (ex: ionossondas, radares, satélites, imagiadores all-sky). Para desenvolvimento do ESF existem cinco processos que podem ser subdivididos em duas categorias, sendo dois processos para facilitar a produção e três processos para aumento
/ supressão, como representado pela equação (2.1). Os efeitos ocorrem depois do
pôr-do-sol, quando a razão da condutividade Pedersen (a) da região F e total das regiões E e F aproxima-se de 1 e o gradiente da densidade eletrônica (b) ∇N /N é grande (b). Nesta condição, a deriva para cima →E× B→ (c) pode ser o fator predominante para a geração do ESF. É geralmente aceito que a rápida subida (elevação) da camada F durante o pôr-do-sol é a condição mais importante para a ocorrência de ESF (BITTENCOURT et al., 1997; FEJER et al., 1999; MENDILLO at al., 2001). Outras perturbações (ex: ondas de gravidade (KELLEY, 1985) e vento (MARUYAMA, 1984)) também são consideradas fatores para a iniciação de ESF. Quando a camada F sobe para altas altitudes ocorre aumento nos efeitos de redução de freqüência de colisão entre íons e neutros vinque causam um grande aumento em (d). O termo do vento neutro (e) refere-se a componente perpendicular do campo magnético. No contexto de tubo de fluxo )Un =Umsen(I)+UV cos(I , onde Um e UV são as componentes meridional e vertical do vento total no meridiano geomagnético e I é o ângulo de inclinação magnética. Raghavarao et al. (1993) discutiram o efeito do vento neutro vertical sobre o equador magnético, uma região onde o componente vertical é assumido como sendo pequeno comparado com o meridional. Não existe conclusão evidente que indique a influência do vento meridional sobre a variação de dia-a-dia do ESF (BITTENCOURT
et al, 1997; MENDILLO et al., 2001), enquanto simulações tendem a incluir o vento meridional como um fator para supressão do ESF.
As taxas de crescimento linear não são apropriadas para serem usadas no estágio de desenvolvimento da instabilidade não-linear, mas são usadas para responder questões básicas sobre o crescimento da instabilidade no tempo ou na ionosfera (SULTAN, 1996).
2.2.4 Variação sazonal e longitudinal na ocorrência de ESF
Como é discutido por Mendillo et Al. (1982) além do progresso significativo no processo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT) para explicar a ocorrência do ESF, os trabalhos de Maruyama e Matuura (1984) e Tsunoda (1985) foram muito importantes para explicar a ocorrência de ESF em função da estação do ano e longitude. As investigações apresentadas por Maruyama e Matuura (1984) mostraram as distribuições globais da atividade equatorial do spread-F observada do satélite Ionosphere Sounding
Satellite b (ISS-b) utilizando sondagem do topo (topside sounding). Este satélite está em órbita numa trajetória quase circular com altitude de aproximadamente 1100 km com ângulo de inclinação próximo de 70 graus. As observações indicam a existência de uma simetria sazonal-longitudinal em ocorrências de ESF e mostra notável aumento em ESF nas longitudes do Atlântico durante o período de inverno do hemisfério norte e longitudes do Pacífico durante o período de verão do hemisfério norte. O aumento em ESF é moderado em longitudes da Índia durante o período de equinócio. Essas características observadas estão correlacionadas com ângulo de declinação do campo magnético terrestre na região equatorial.
Maruyama e Matuura (1984) mostraram que a variação sazonal-longitudinal em ocorrências de ESF é devido à presença do vento termosférico trans-equatorial no plano do meridiano magnético na altura da região F, o qual tem um papel na supressão do crescimento da instabilidade Rayleigh-Taylor guiado pela gravidade e, conseqüentemente, na atividade de ESF. Considerando a proximidade do setor indiano com o setor japonês baseado no trabalho de Maruyama e Matuura (1984) isso indica que no setor japonês as variações anuais do ESF vão ter máximos nos equinócios.
Tsunoda (1985) usando dados de cintilações equatoriais investigou a ocorrência de ESF em função das estações e longitudes. Tsunoda (1985) mostrou que a máxima atividade de cintilação sazonal coincide com a época do ano quando o terminador solar (linha imaginária que divide a parte iluminada da não iluminada de um corpo celeste)
