Universidade do Vale do Paraíba Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento
LILIAN PIECHA MOOR
ESTUDO DAS IRREGULARIDADES IONOSFÉRICAS DA REGIÃO F DURANTE UM PERIODO DE ATIVIDADE SOLAR MÍNIMA
São José dos Campos, SP 2011
LILIAN PIECHA MOOR
ESTUDO DAS IRREGULARIDADES IONOSFÉRICAS DA REGIÃO F DURANTE UM PERÍODO DE ATIVIDADE SOLAR MÍNIMA
Dissertação de Mestrado 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. Paulo Roberto Fagundes,
Prof.Dr. Márcio Tadeu de Assis H. Muella
São José dos Campos, SP 2011
Autorizo exclusivamente para fins acadêmicos e científicos, a reprodução total ou parcial desta Dissertação de Mestrado, por processos fotocopiadores ou transmissão eletrônica, desde que citada a fonte.
Assinatura da aluna:
Data da defesa: 20/06/2011
M812e
Moor, Lilian Piecha
Estudo das irregularidades ionosféricas da região F durante um período de atividade solar mínima/ Lilian Piecha Moor. Orientadores Profs.Drs. Paulo Roberto Fagundes, Marcio Tadeu de Assis. H. Muella. São José dos Campos, 2011.
161f. 1 disco laser
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de Física e Astronomia do Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento da Universidade do Vale do Paraíba, 2011.
1. Ondas eletromagnéticas 2. Ionosfera 3. Astrofísica 4. Astronomia 5. Física I. Fagundes, Paulo Roberto, Orient. II. Muella, Marcio Tadeu de Assis Honorato.Orient. III. Título
LILIAN PIECHA MOOR
"EsruDo DAs IRREGULÁRTDADES IoNosFÉRIcÀs DA RnclÃo E DURÂNTE uM
PERIODO DE ÂTIVIDADE SOI,AR MINIMA"
DisseÍação aprovada como requisito parcial à obtenção do grau de Mestre em Física e Astronomia, do Programa de Pós-Graduação em Física e Astronomi4 do Instituto de Pesquisa e Desenvoìvimento da Universidade do Vale do Paraíba, São José dos CaÌnpos, SP, pela seguinte baÌÌca exaÌninadora:
Prof. DÍ. JOSE RICARDO AÌALDE GUEDE (UNMPì Prof Dr. PAULO ROBERTO FAGUNDES (UNIV
Prol Dr. MÂRCIO TADEU DE ASSIS H. MUELLA &ìNIV Prof. Dr. WASHINGTON LUIZ CARVÁLHO LIMA (ULB Prol Dr. JOSE AUGUSTO BITTENCOURT íINPE)
Prof. Dra. Sandra Mada Fonseca da Costa Diretor do IP&D Univap
“O que sabemos é uma gota; o que ignoramos é um oceano.” Isaac Newton
Com amor e gratidão dedico a meus pais queridos João e Nadir
AGRADECIMENTOS
Esta dissertação não se realizaria sem a ajuda de muitas pessoas, a quem desejo agora agradecer.
À Deus por iluminar meu caminho e me dar forças para seguir sempre em frente. Sem ele nada seria possível.
Aos meus orientadores Dr. Paulo Roberto Fagundes e Dr. Marcio Tadeu de Assis Honorato Muella por toda a orientação, paciência e dedicação ao longo do desenvolvimento do trabalho.
À Coordenação de Aperfeiçoamento Pessoal de Nível Superior, CAPES, pela bolsa de estudo concedida.
Ao Dr. Nelson J. Schuch, que como primeiro orientador, incentivou a minha carreira científica.
A Professora Damaris pelas valiosas conversas e pelo apoio científico durante toda graduação e mestrado.
Aos professores Cristiano Wrasse, Fábio Vargas e Diana Pilling, por todos seus ensinamentos e conselhos dedicados nas disciplinas e durante o tempo do desenvolvimento do mestrado.
A minha família querida, meu pai João, minha mãe Nadir, minha irmã Diana e meu cunhado Moacir, por acreditarem na importância do meu estudo.
Ao meu namorado e amigo Eduardo Bortoluzzi Dornelles pela paciência, pelo carinho, cuidados e amor dedicados a mim nesta caminhada.
Agradeço aos pais do meu namorado Luiz e Edione, pelo apoio e carinho dedicado a mim durante esta caminhada.
Aos meus amigos queridos de São José dos Campos que me acolheram quando vim morar nesta cidade. Em especial a querida Aline de Lucca pelas conversas, incentivos e grandiosa ajuda ao longo desta caminhada.
A todos os professores e colegas do Laboratório de Física e Astronomia que estiveram presentes. Em especial aos meus colegas Rodolfo e Alessandro pelas discussões e ajuda na realização do trabalho. Ao Valdir pelo suporte técnico e computacional. Ao professor Abalde pela atenção e ajuda administrativa.
As minhas colegas de apartamento pelo companheirismo ao longo desses dois anos de mestrado.
Ao Instituto Brasileiro de Geografia e Estatística - IBGE, pela cooperação com o fornecimento dos dados das estações da Rede Brasileira de Monitoramento Contínuo dos Sinais GPS, RBMC.
Ao Dr. Eurico Rodrigues de Paula, pelas orientações durante a iniciação cientifica e inicio da minha aprendizagem cientifica.
A todos os funcionários do IP&D que de alguma forma contribuíram para minha pesquisa. Por fim, mas não menos importante, aos meus amigos queridos de Santa Maria e Jaguari pelo apoio e incentivo.
A todas as pessoas que de alguma forma participaram e contribuíram no desenvolvimento deste trabalho.
ESTUDO DAS IRREGULARIDADES IONOSFÉRICAS DA REGIÃO F DURANTE UM PERÍODO DE ATIVIDADE SOLAR MÍNIMA
RESUMO
Esta dissertação de mestrado tem como objetivo apresentar um estudo da ocorrência de irregularidades de plasma da região F ionosférica ao longo da mesma linha do longo da mesma linha do meridiano magnético durante um período de acentuado mínimo solar, que corresponde ao ano de 2008. As irregularidades de plasma encontradas na região F da ionosfera equatorial são geradas por uma instabilidade no plasma (instabilidade do tipo Rayleigh-Taylor). As instabilidades podem ser geradas logo após o por do Sol e são associadas ao pico pré-reversão do campo elétrico zonal, que causa uma rápida subida da camada F. Mas, também podem ser geradas durante a noite, quando uma rápida subida da camada F é observada, geralmente associadas a períodos geomagneticamente perturbados. Contudo os processos eletrodinâmicos que levam a formação e evolução das irregularidades ionosféricas na região F equatorial, ainda são assuntos de intensa pesquisa. Para este estudo foram utilizadas observações realizadas por duas ionossondas e dois receptores GPS localizados nos sítios de Palmas (10°12’ S; 48°21’ O; Dip latitude 7°73’ S) e de São José dos Campos (23°7’ S; 45°52’ O; Dip latitude 19°61’ S), próximo da região equatorial e baixa latitude, respectivamente, sobre o setor brasileiro. Durante o período de atividade solar mínima pode-se notar quatro padrões distintos de ocorrência de “spread-F”: (a) O primeiro e mais comum é quando observamos spread-F somente na região equatorial (irregularidade ionosférica que fica confinada na região equatorial); (b) O segundo caso, também comum, é quando há geração de spread-F na região equatorial e depois de algum tempo observa-se o surgimento de spread-F em baixas latitudes (chamado de irregularidades ionosférica de grande escala); (c) O terceiro caso, esporádico, é quando observamos spread-F somente em baixas latitudes; e (d) O quarto e último caso, é quando ocorre spread-F em baixas latitudes e posteriormente em regiões equatoriais. Foram discutimos os possíveis mecanismos de geração de irregularidades de plasma. Verificou-se que os distúrbios ionosféricos propagantes de média escala, ou MSTIDs (do inglês, Medium scale traveling ionospheric disturbances) podem estar associadas à geração de
spread-F em baixas latitudes durante o período de baixa atividade solar. Posteriormente foi
realizada uma comparação entre os dados de ionossonda e os dados de GPS. Neste trabalho também foi realizada uma análise da variação sazonal do spread-F ao longo de 2008 para os dois sítios de observação. Foi verificado que a eletrodinâmica da ionosfera podem ter comportamentos bastante diferenciados entre períodos de atividade solar baixa e atividade solar alta.
STUDY OF F-REGION IONOSPHERIC IRREGULARITIES DURING A SOLAR MINIMUM PERIOD
ABSTRACT
Equatorial F-region plasma irregularities have been observed through the use of multiinstruments (optical, ionosondes, radars, rockets, and satellites) since late 1930s to understand equatorial spread-F (ESF). ESF is generated in the F-layer bottomside just after sunset and the irregularities are nearly aligned along the Earth's magnetic field lines. The height of the nighttime F layer is an important parameter controlling the generation of ESF, and it is strongly dependent on the pre-reversal enhancement (PRE) of the equatorial vertical plasma drift velocity, just after sunset, which is driven by the zonal electric field. It is well accepted that the fundamental mechanism for generation of ionospheric large- and medium-scale irregularities is the Rayleigh-Taylor instability. However, some unsolved questions remain, such as the seeding conditions for spread-F generation. The seeding sources of ESF are the least understood aspect of this phenomena and observational evidence is currently limited. In this investigation we have used two ionosonde and two GPS receivers located at Palmas (10°12’ S; 48°21’ W; dip latitude 7°73’ S) and São José dos Campos (23°7’ S; 45°52’ W; dip latitude 19°61’ S), near equatorial and low latitudes, respectively, during the period January 2008 to December 2008. In this work we present and discuss observations of the occurrence, formation, and evolution of spread-F over the Brazilian sector under sunspot minimum conditions. Also, we discuss the influence of MSTIDs (Medium Scale Traveling Ionospheric Disturbances) on the generation of spread-F. We suggest that MSTIDs may be linked to spread-F occurrence at low latitudes during the last solar minimum. Finally, we present also an analysis of spread-F seasonal variations during 2008 and a comparison between ionosonde and GPS data.
SUMÁRIO
CAPÍTULO 1 ... 18
INTRODUÇÃO... 18
CAPÍTULO 2 ... 21
ATMOSFERA NEUTRA E IONOSFERA... 21
2.1.2 Irregularidades de plasma da região F... 26
2.2 Descrição da alta atmosfera e ionosfera ... 27
2.2.1 Atmosfera Terrestre... 28
2.2.2 Dinâmica da termosfera... 31
2.2.3 Fenômenos da Atmosfera Neutra ... 34
2.3 Ionosfera ... 39
2.3.1 Estrutura da Ionosfera... 42
2.3.2 Processos de transporte na ionosfera ... 45
2.4 IONOSFERA EQUATORIAL E DE BAIXAS LATITUDES ... 47
2.4.1 A Teoria do Dínamo Atmosférico... 48
2.4.2 Anomalia de Appleton... 49
2.4.3 Pico de Pré-Reversão na Deriva Vertical ... 50
2.4.4 Irregularidades do plasma da região F equatorial... 53
2.4.4.1 Características das irregularidades de plasma ... 54
2.4.4.2 Relação entre a escala de comprimento das irregularidades e o tipo de técnica usada em sua detecção... 56
2.4.4.3 Nomenclatura das irregularidades de plasma da região F ... 57
2.4.4.4 Processo gerador do ESF - Teoria da Instabilidade Gravitacional Rayleigh-Taylor ... 61
CAPÍTULO 3 ... 66
INSTRUMENTAÇÃO ... 66
3.1 Ionossonda... 66
3.1.1 Teoria magnetoiônica – Fórmula de Appleton-Hartree... 67
3.1.2 Física da reflexão de ondas de radiofrequência... 70
3.1.3 Principio básico de funcionamento da ionossonda... 73
3.1.4 Ionossonda CADI - (Canadian Advanced digital Ionosonde) ... 75
3.2 Sistema de Posicionamento Global (GPS) ... 77
3.2.1 Aplicações ... 81
3.2.2 O sinal GPS ... 81
3.2.3 Receptores ... 83
3.3 EFEITOS DA IONOSFERA EM SINAIS GPS... 85
3.3.1 Refração Ionosférica... 85
3.3.2 Determinação do TEC utilizando as observáveis GPS... 90
3.3.3 Observável: Pseudodistância ... 91
3.3.4 Observável: Fase da Onda Portadora ... 93
3.3.5 Cálculo do VTEC ... 96
3.3.6 Flutuações de Fase ou Taxas de Variações do TEC (ROT) ... 97
CAPÍTULO 4 ... 98
RESULTADOS E DISCUSSÃO ... 98
4.1 Estudo de diferentes casos de ocorrência de spread-F... 99
4.1.1 Primeiro Caso: ... 103
4.1.3 Terceiro Caso... 109
4.1.3 Quarto Caso ... 113
4.2 Comparação entre dados de receptores GPS e Ionossonda para o estudo de diferentes casos de ocorrência de spread-F... 119
4.2.1 Comparação dos dados ... 120
4.3 Variação Sazonal da geração de spread-F durante atividade solar mínima... 128
CAPÍTULO 5 ... 142
CONCLUSÕES FINAIS E TRABALHOS FUTUROS ... 142
LISTA DE FIGURAS
Figura 2.1 – Perfil vertical típico de temperatura da atmosfera neutra e de densidade
eletrônica da ionosfera... 28
Fonte: Retirada de Kelley (2009). ... 28
Figura 2.2 – Distribuição vertical de densidade dos principais constituintes atmosféricos para a região de São José dos Campos, feita com o modelo de atmosfera neutra MSIS-90 (fluxo solar =240). ... 29
Figura 2.3 – Esquema ilustrando a propagação de uma onda de gravidade em um meio dispersivo (atmosfera) com as propriedades básicas de uma onda de gravidade verticalmente propagante, para k >0, m <0 e ω >0, onde k é o número de onda zonal, m é o número de onda vertical e ω é a frequência intrínseca da onda. ... 36
Fonte: Retirado de Vargas (2007). ... 36
Figura 2.4 - Mecanismo e propagação de uma onda de Rossby. Campo de perturbação da vorticidade (+ e −) e campo de vorticidade induzida (setas tracejadas)... 37
Fonte: Retirada do material da aula da disciplina de Física Espacial I (FIS-605)... 37
Figura 2.5– Formação do vento neutro pela expansão térmica da atmosfera terrestre. ... 38
Fonte: Retirada de Rees (1989). ... 38
Figura 2.6 - Perfis verticais típicos da densidade eletrônica. ... 40
Fonte: Adaptado de Baumjohann e Treumann (1997). ... 40
Figura 2.7 – O lado esquerdo da figura apresenta uma ilustração da formação da camada ionizada, e do lado direito temos o perfil vertical da densidade eletrônica da ionosfera. .... 41
Fonte: Modificada de Baumjohann e Treumann (1997). ... 41
Figura 2.8 - Principais íons e suas respectivas radiações ionizantes do plasma ionosférico. ... 45
Fonte: Retirada de Banks e Kockarts (1973)... 45
Figura 2.9 - Esquema da eletrodinâmica na região F ionosférica. ... 49
Fonte: Modificada de Kelley (2009). ... 49
Figura 2.10 - Ilustração do efeito fonte na ionosfera gerando a anomalia equatorial de Appleton. Esquema de forças que atuam sobre o plasma referente a este fenômeno. ... 50
Fonte: Kelley (2009b)... 50
Figura 2.11 – Perfil de deriva vertical de plasma para região equatorial durante períodos de alta atividade solar... 51
Fonte: Modificada de Batista et al. (1996). ... 51
Figura 2.12 - Esquema do modelo de Farley et al. (1986) para o pico pré-reversão da deriva vertical de plasma da região F. ... 53
Fonte Kelley (2009b)... 53
Figura 2.13 – Imagens da emissão OI 777,4 nm (à esquerda) e imagens da emissão OI 630,0 nm (à direita) mostram a formação de bolhas de plasma. As bolhas de plasmas são percebidas como depleções nessas emissões, como no interior das circunferências vermelha. ... 55
Fonte: Abalde et al. (2001)... 55
Figura 2.14 – Configuração de irregularidades de plasma ao longo das linhas de campo geomagnético. A parte superior mostra um gráfico da variação da densidade eletrônica no interior da irregularidade. ... 55
Figura 2.15 – Esquema dos instrumentos utilizados na detecção de irregularidades juntamente com os respectivos tamanhos das irregularidades detectadas. As técnicas destacadas são as utilizadas nesta dissertação. ... 56 Fonte: Retirada da tese de Pimenta (2003)... 56 Figura 2.16 - (a) Espalhamento do tipo extensão do sinal da ionossonda de Palmas durante a noite 10/01/2008. (b) Ionograma ilustrando um sinal sem espalhamento (sem spread-F) em São José dos Campos na noite de 09/01/2008. (c) Espalhamento do tipo frequência - Ionossonda de São José dos Campos durante a noite 10/01/2008. O espalhamento extensão também é chamado de expalhamento range. ... 58 Figura 2.17 - Flutuações na fase do sinal GPS (destacadas em vermelho) para a estação de São José dos Campos durante a noite de 10 de janeiro de 2008. Registro da presença de bolhas de plasma em alguns satélites. ... 59 Figura 2.18 – Imagens da emissão OI 777,4 nm mostram a formação de bolhas de plasma. As bolhas de plasmas são percebidas como depleções nessas emissões (circunferência em vermelho)... 59 Fonte: Abalde et al. (2001)... 59 Figura 2.19 – Observações de plumas obtidas com o radar de espalhamento incoerente de Jicamarca. UT (“UniversalTime”) refere-se ao tempo universal e LST (“Local Solar Time”) ao tempo solar local... 60 Fonte: Aarons et al. (1996)... 60 Figura 2.20 – Perfil de densidade eletrônica obtido pelo foguete Sonda III que foi lançado às 20:30 LT no dia 11 de dezembro de 1985 em Natal - Br. Redução brusca da densidade eletrônica em torno de 365 km de altitude que caracteriza bolhas de plasma... 61 Fonte: Retirada da tese de Pimenta (2003)... 61 FIGURA 2.21 - Perfil vertical típico da Ionosfera equatorial para o período do pôr-do-sol.
... 63 FONTE: Retirada de Kelley (2009b)... 63 FIGURA 2.22 – (a) Ilustração da evolução da teoria da instabilidade hidrodinâmica R-T, e (b) esquematização vetorial da evolução da instabilidade hidrodinâmica de R-T, ambas em geometria equatorial. ... 64 FONTE: Modificada de Woodman e La Hoz (1976) e Kelley (1989)... 64 Figura 3.1 – Esquema do equipamento utilizado por Breit e Tuve. Um pulso eletromagnético é transmitido (T) e viaja até a camada ionizada onde é refletido, posteriormente é recebido no solo (R)... 67 Fonte: Adaptado de Mitra (1952). ... 67 Figura 3.2 – Onda eletromagnética divida em três componentes quando inserida num meio magnetoiônico. A abscissa representa o quadrado da frequência transmitida e o eixo-y representa a altura de reflexão... 70 Fonte: Ratcliffe (1962). ... 70 Figura 3.3 - Relação entre a altura virtual h’ e a altura real h na presença de campo magnético. Modo ordinário “o”, modo extraordinário “x”. ... 70 Fonte: Retirada de U.R.S.I. (1972)... 70 Figura 3.4 - A onda eletromagnética se divide em duas componentes quando penetra na região inferior da ionosfera: ordinária e extraordinária, que se propagam com velocidades diferentes. ... 72 Fonte: Adaptado de Mitra (1952). ... 72 Figura 3.5 - Ilustração dos pulsos emitidos para a ionosfera e o seu retorno a Terra. ... 74
Fonte: Retirada da Dissertação de Mestrado de Jesus (2008). ... 74
Figura 3.6 – Dois exemplos de spread F: (a) spread F tipo “extensão”, comumente observada próximo ao equador; (b) spread F tipo “frequency”, comumente observada próximo a altas latitudes... 75
Fonte: Retirada de Davies (1989)... 75
Figura 3.7 – Equipamento ionossonda tipo CADI do Laboratório de Física & Astronomia da UNIVAP, localizadas em: São José dos Campos (SP)... 77
Fonte: Laboratório de Física & Astronomia da UNIVAP... 77
Figura 3.8 – Disposição das órbitas dos satélites GPS... 79
Fonte: Disponível em: http://www.colorado.edu/geography/gcraft/notes/gps/gps_f.html. . 79
Figura 3.9– Mapa das localizações da estação central e de monitoramento – GPS. ... 79
FONTE: Retirada da dissertação ABREU (2008)... 79
Figura 3.10 – Representação da utilização de receptores GPS em aviões, veículos terrestres e navios... 80
FIGURA 3.11 - Modulação do código sobre a onda portadora... 82
FONTE: Retirada de Hofmann-Wellenhof et al. (2001, p. 73). ... 82
FIGURA 3.12 - Esquema de recepção do sinal GPS. ... 84
Fonte - Retirada da tese de Fedrizzi (1999)... 84
FIGURA 3.13 - Geometria da trajetória da propagação do sinal satélite-receptor para sinais transionosféricos... 97
Fonte - Adaptada de Hofmann-Wellenhof et al. (2001)... 97
Figura 4.1 – Ilustração da localização das ionossondas (ponto vermelho) sobre o setor brasileiro. ... 100
Figura 4.2 – Ilustração de uma irregularidade de plasma de grande escala (mostrado com padrão de pontos) gerada na ionosfera equatorial que posteriormente se estende através das linhas de campo geomagnético para latitudes maiores, chegando a latitudes da anomalia equatorial de Appleton. ... 103
Fonte: Retirado de Whallen (2002). ... 103
Figura 4.3 - Painel da altura virtual da camada F (km) em função da hora local (LT) para o dia 10 de janeiro de 2008. O horário inicial e final do espalhamento do sinal da ionossonda é marcado na figura com os retângulos vermelhos. Primeiramente se observa espalhamento em PAL e posteriormente em SJC. O painel superior mostra o horário inicial do espalhamento em torno das 20h para o sítio de PAL. O painel inferior mostra o espalhamento em SJC, com inicio em torno das 22h. ... 104
Figura 4.4 – Idêntica ao da Figura 4.3, porém para o dia 7 de abril de 2008. O espalhamento começou em torno das 21h para PAL. Em SJC o espalhamento teve inicio 1h e 30 min mais tarde. ... 105
Figura 4.5 - Idêntica ao da Figura 4.3, porém para o para o dia 15 de janeiro de 2008. Espalhamento em PAL em torno das 21h LT e para SJC, com início em torno das 23h30min... 105
Figura 4.6 - Idêntica ao da Figura 4.3, porém para o para o dia 22 de outubro de 2008. O espalhamento começou às 22h para o sítio de PAL. Enquanto que para SJC, o início foi registrado as 24h... 106
Figura 4.7 - Idêntica ao da Figura 4.3, porém para o para o dia 22 de agosto de 2008. O horário inicial do espalhamento em PAL é em torno das 24h, após alguns minutos se observa espalhamento em SJC. ... 107
Nesta caso também pode-se notar a presença de uma modulação na base da camada F em ambas regiões, tanto em SJC como em PAL... 107 Figura 4.8 - Painel da altura virtual da camada F (km) em função da hora local (LT) para o dia 03 de dezembro de 2008. O horário inicial e final do espalhamento do sinal da ionossonda é marcado na figura com os retângulos vermelhos. Em SJC não há espalhamento no sinal. Em PAL o espalhamento começa a ser registrado as 23h... 108 Figura 4.9 - Idêntica ao da Figura 4.8, porém para o para o dia 19 de abril de 2008... 109 Figura 4.10 - Painel da altura virtual da camada F (km) em função da hora local (LT) para o dia 29 de outubro de 2008. O horário inicial e final do espalhamento do sinal da ionossonda é marcado na figura com os retângulos vermelhos. O horário inicial e final do espalhamento do sinal da ionossonda é registrado para a região de SJC. Em PAL não há espalhamento no sinal... 110 Figura 4.11 - Idêntica ao da Figura 4.9, porém para o para o dia 01 de setembro de 2008.
... 110 Figura 4.12 - Painel da altura virtual da camada F (km) em função da hora local (LT) para o dia 03 de junho de 2008. O horário inicial e final do espalhamento do sinal da ionossonda é marcado na figura com os retângulos vermelhos. Primeiramente se observa espalhamento em SJC e posteriormente em PAL... 114 Figura 4.13 - Idêntica ao da Figura 4.11, porém para o para o dia 06 de outubro de 2008.
... 115 Figura 4.14 – Imagens da emissão 630 nm observadas no sítio de PAL para a noite do dia 06 de outubro de 2008. Observa-se que em torno da meia noite não há presença de bolhas de plasma, entretanto aproximadamente a 1h06min as bolhas começam a aparecer. ... 116 Figura 4.15 – Ionogramas referentes ao sítio de PAL (parte superior) e SJC (parte inferior) para a noite do dia 06 de outubro de 2008... 117 Figura 4.16 – Idêntica à Figura 4.16, porém para horários diferentes... 118 Figura 4.17 – Flutuações de fase no sinal de GPS (ROT). Flutuações mais acentuadas indicam uma brusca variação do TEC que está relacionada com a presença de irregularidades de plasma na ionosfera. (a) ROT calculado para o dia 10 de janeiro, (b) ROT calculado para o dia 15 de janeiro, e (c) ROT calculado para o dia 07 de abril... 121 Figura 4.18 – Idêntica a Figura 4.14. (a) ROT calculado para o dia 22 de agosto, (b) ROT calculado para o dia 22 de outubro... 122 Figura 4.19 – Idêntica a Figura 4.14. (a) ROT calculado para o dia 19 de abril, (b) ROT calculado para o dia 03 de dezembro... 123 Figura 4.20 - Idêntica a Figura 4.14. (a) ROT calculado para o dia 01 de setembro, (b) ROT calculado para o dia 29 de outubro... 124 Figura 4.21 - Idêntica a Figura 4.14. (a) ROT calculado para o dia 03 de junho, (b) ROT calculado para o dia 06 de outubro... 125 Figura 4.22- Médias do Fluxo solar F10.7 cm. De cima para baixo, média mensal para o período de 1947 até 2011, média mensal para o ano de estudo (2008) e média anual para o período de 1947 até 2011, respectivamente. ... 129 Fonte: Dados retirados de http:ftp://ftp.ngdc.noaa.gov. ... 129 Figura 4.23 – Ionogramas de Palmas e São José dos Campos, respectivamente, mostrando a reflexão ionosférica logo após a meia-noite. Os traços extraordinário e ordinário não estão visíveis nas imagens. ... 131 Figura 4.24 – Número de noites observadas no período de 2008. Não há dados para o mês de fevereiro... 131
Figura 4.25 - Gráficos do registro do horário inicial e final da ocorrência de spread-F separados spread-F do tipo frequência e do tipo extensão (range) durante equinócio de 2008. Dados da ionossonda localizada em PAL. As barras em preto são referentes aos dados com ruído acentuado. ... 132 Figura 4.26 – Idêntica ao gráfico da Figura 4.25, porém para o período de equinócio de 2008. Dados da ionossonda localizada em SJC... 132 Figura 4.27 - Idêntica ao gráfico da Figura 4.25, porém para o período de solstício de verão de 2008. Dados da ionossonda localizada em PAL... 133 Figura 4.28 - Idêntica ao gráfico da Figura 4.25, porém para o período de solstício de verão de 2008. Dados da ionossonda localizada em SJC... 133 Figura 4.29 - Idêntica ao gráfico da Figura 4.25, porém para o período de solstício de solstício de inverno de 2008. Dados da ionossonda localizada em PAL. ... 134 Figura 4.30 - Idêntica ao gráfico da Figura 4.25, porém para o período de solstício de inverno de 2008. Dados da ionossonda localizada em SJC... 134 Figura 4.31 – Percentagem de noites com espalhamento do tipo extensão, para São José dos Campos e para Palmas. Painel superior espalhamento jovem (entre 18h LT e 21h LT). Painel inferior e pós-jovem (entre 21h LT às 24h LT). ... 135 Figura 4.32 – Percentagem de noites com espalhamento do tipo frequência para São José dos Campos e para Palmas. Painel superior espalhamento jovem (entre 18h LT e 21h LT). Painel inferior e pós-jovem (entre 21h LT e 24h LT)... 135 Figura 4.33 – Percentagem de noites com espalhamento para Palmas. Painel superior espalhamento jovem (entre 18h LT e 21h LT). Painel inferior pós-jovem (entre 21h LT e 24h LT)... 136 Figura 4.34 – Percentagem de noites com espalhamento para São José dos Campos. Painel superior espalhamento jovem (entre 18h LT e 21h LT). Painel inferior pós-jovem (entre 21h LT e 24h LT). ... 136 Figura 4.35 – Percentagem de noites com espalhamento em PAL (superior) e São José dos Campos (inferior). ... 137
LISTA DE TABELAS
Tabela 2.1 – Marcos históricos da pesquisa em ciência solar-terrestre...26/27
Tabela 2.2 – Principais ondas atmosféricas...40
Tabela 4.1 – Coordenadas geográficas e magnéticas das estações de PAL e SJC...104
Tabela 4.2 – Dias observados durante o ano de 2008 relacionados com a ocorrência de spread-F referentes aos 4 casos...106
Tabela 4.3 – Parâmetros ionosféricos para as noites do Caso 1. Estes parâmetros foram retirados de ionogramas que antecederam a ocorrência de espalhamento...131
Tabela 4.4 – Parâmetros ionosféricos para as noites do Caso 2. ...132
Tabela 4.5 – Parâmetros ionosféricos para as noites do Caso 3...132
CAPÍTULO 1
INTRODUÇÃO
Atualmente as tecnologias se baseiam, em sua maioria, na propagação de ondas eletromagnéticas, como é o caso das telecomunicações e dos sistemas de posicionamento. Estes sinais eletromagnéticos podem ser bruscamente afetados ao passarem pela porção ionizada da atmosfera terrestre, a ionosfera. A ionosfera está situada entre aproximadamente 60 -1000 km de altitude. É um meio fracamente ionizado, não homogêneo e anisotrópico. Quando uma onda eletromagnética se propaga na ionosfera ela interage com o plasma ionosférico e pode ser absorvida, atenuada, refratada e refletida. Em termos de aplicação e efeitos sobre a propagação à rádio, a densidade eletrônica da ionosfera é certamente o parâmetro ionosférico mais importante.
O estudo da ionosfera terrestre é muito importante principalmente para 2 áreas: a tecnológica e a científica. (1) Na área tecnológica a ionosfera está associada na transmissão de ondas de rádio e com os sistemas globais de navegação e posicionamento, como por exemplo, o GPS. Neste último caso a ionosfera é considerada como fonte de erro e ruído nos sinais transmitidos. (2) No âmbito científico a ionosfera é um laboratório natural onde se podem estudar as propriedades de um plasma fracamente ionizado, bem como pesquisar fenômenos físicos que ocorrem na ionosfera, como por exemplo, correntes elétricas, campos elétricos e magnéticos, todos interligados mudando constantemente o ambiente ionosférico.
As irregularidades de plasma estudadas neste trabalho se encontram imersas na ionosfera em torno do seu pico de densidade eletrônica, por volta dos 300 km de altitude. Sua principal característica é o fato de serem regiões de não-homegeneidade da densidade de plasma que podem causar interferências nas ondas eletromagnéticas que as atravessam, podendo levar a perda do sinal transmitido.
Neste trabalho foram analisados dados do ano do período de janeiro a dezembro de 2008, que foi considerado o período de mínima atividade solar mais intensa das últimas décadas. Dessa forma, um estudo sobre a ionosfera realizado neste período é de grandiosa importância para a pesquisa na área de física espacial. O principal objetivo do trabalho aqui proposto é estudar o comportamento das irregularidades de plasma da região F ionosférica durante o ano de 2008. Para este estudo foram utilizados dados de dois ionossondas e 2 receptores de GPS. As observações foram realizadas nos sítios de Palmas (10°12’ S; 48°21’ O; Dip latitude 7°73’ S) e de São José dos Campos (23°7’ S; 45°52’ O; Dip latitude 19°61’ S), próximo da região equatorial e baixa latitude, respectivamente. Esta configuração geométrica é estratégica para o estudo das irregularidades de plasma da região F ionosférica, visto que as estações estão situadas próximas à mesma linha do meridiano magnético.
A seguir é apresentada uma descrição dos assuntos abordados em cada capítulos desta dissertação de mestrado.
O Capítulo 2 apresenta assuntos relacionados com a atmosfera terrestre. Inicialmente tem-se um breve histórico da pesquisa do sistema Sol/Terra, logo em seguida uma breve descrição da dinâmica da alta atmosfera. Dando sequência no capitulo tem-se uma descrição da eletrodinâmica da ionosfera da região equatorial e de baixas latitudes, bem como de fenômenos importantes deste meio, como o dínamo da região F, a anomalia equatorial de Appleton e as irregularidades de plasma.
No Capítulo 3 é realizada uma apresentação e uma descrição da instrumentação empregada no desenvolvimento deste projeto de mestrado. Primeiramente é realizada uma descrição do equipamento ionossonda, juntamente com os processos físicos envolvidos nesta técnica de sondagem ionosférica. Posteriormente tem-se a descrição do equipamento de receptores de sinal GPS e os efeitos da ionosfera no sinal de GPS.
No Capítulo 4 são apresentados e discutidos os resultados dos quatro tipos de casos de irregularidades ionosféricas ao longo do meridiano magnético utilizando dados de duas ionossondas, uma localizada em Palmas e outra em São José dos Campos. Juntamente é
apresentada uma comparação com dados de flutuações da fase do sinal de GPS. Neste mesmo capítulo, também, é apresentado um estudo da variação sazonal do spread-F durante o ano de 2008.
Finalmente, no Capítulo 5 são apresentadas as conclusões finais deste trabalho e as sugestões para trabalhos futuros.
CAPÍTULO 2
ATMOSFERA NEUTRA E IONOSFERA
A atmosfera neutra desempenha um papel essencial para a formação e eletrodinâmica da ionosfera. Alguns fenômenos físicos que ocorrem na atmosfera neutra estão diretamente ligados às variações diárias, sazonais e anuais do meio ionosférico. Neste capítulo é apresentada a história da física da relação Sol-Terra, bem como uma breve descrição da atmosfera neutra e de alguns de seus processos dinâmicos, também é apresentada uma revisão bibliográfica da ionosfera equatorial e de baixas latitudes.
2.1 HISTÓRIA DA FÍSICA DA RELAÇÃO SOL-TERRA
A pesquisa sobre o Sol e da sua influência na Terra percorre mais de quatro séculos em um caminho repleto de buscas de conhecimento e descobertas importantes sobre o sistema Sol/Terra. Os principais marcos históricos do estudo do Sol, do magnetismo terrestre e seu relacionamento com a atmosfera superior/ionosfera são citados e comentados neste capítulo, e mais detalhes são apresentados na Tabela 2.1.
Tabela 2.1 – Marcos históricos da pesquisa em ciência solar-terrestre
Ano - Pesquisador Fato científico histórico
1600 – Gilbert: Terra: um magneto
1612 - Galileo Galilei Descobertas das manchas solares
1666 – Pepys: Observou uma transmissão de som a longa distância 1686 - Halley: Determinou a extensão vertical da atmosfera 1722 – Graham: Variações diurnas do campo geomagnético
1843 - Heinrich Schwabe Ciclo solar de 11 anos
1852 - Edward Sabine Relação entre o número de manchas solares e a ocorrência de distúrbios no campo magnético terrestre
1868 - George Biddell Airy Relação dos distúrbios geomagnéticos e correntes elétricas transientes próximas a Terra
1883 - Balfour Stewart: Correntes elétricas na alta atmosfera e dínamo 1901 – Marconi: Transmissão de rádio transatlântico
1902 - Kennelly-Heaviside: A existência de uma camada atmosférica de íons 1902 – Lodge: Teoria física de uma camada condutora
1924/1925 - Breit & Tuve, Appleton & Barnett:
Medidas da altura de reflexão das camadas da ionosfera
1926 - Watson-Watt: Introdução do termo “ionosfera”
1926 – Lassen: Teoria da fotoionização na produção das camadas ionizadas 1927 – Appleton: Observação da estruturas das camadas da ionosfera
1931 - Inicio da sondagem regular da ionosfera em Slough, UK 1931 – Chapman: Teoria das camadas ionizadas
1933 - Começo da obtenção de ionogramas em Washington e Slough 1938-Booker e Wells Primeiras identificações de spread-F
1957/8 - Ano internacional da Geofísica 1958 - Parker Descoberta do vento solar
1958 – Bowles: Radar de espalhamento incoerente 1961 - Cohen e Bowles Sugestão do termo spread-F Fonte: Modificada de Rishbeth (2001).
As primeiras observações do Sol foram realizadas a olho nu, porém as informações científicas obtidas durante a fase inicial foram bastante limitadas. No início do século XVII, com o auxilio de uma luneta, Galileo Galilei observou o Sol, descobrindo em sua superfície regiões escuras, que chamou de manchas solares. Após o desenvolvimento de telescópios ópticos e de rádio telescópio ocorreu um avanço extraordinário na física solar. Recentemente, através de observação a partir do espaço, utilizando instrumentos embarcados em satélites e utilizando técnicas modernas possibilitou desvendar detalhes das estruturas solar que antes não eram possíveis, como por exemplo, o campo magnético solar.
Com todo este esforço detalhes importantes sobre as estruturas (manchas solares, filamentos, buracos coronais, etc.) e morfologia das camadas do Sol, do comportamento eletrodinâmico e do campo magnético solar foram desvendados. A descoberta que o Sol apresenta um ciclo de 11 anos foi feita por Heinrich Schwabe em 1843 (SCHWABE, 1843). Ele mostrou que o número de manchas solares (regiões escuras no disco solar, com campos magnéticos superior a 1500 Gauss) apresenta um ciclo característico, sendo que o número de manchas solares aumenta e diminui perfazendo um ciclo de aproximadamente 11 anos (CLIVER, 1994).
Por outro lado, uma das primeiras idéias da existência do campo magnético terrestre foi no ano de 1600, em que William Gilbert publicou seu tratado De Magnete com sua mensagem "A terra é
um grande ímã", a partir desta data iniciou então o estudo do magnetismo terrestre. A teoria física
e matemática capaz de descrever e justificar a presença de um campo geomagnético só foi alcançada no fim do século XIX com Maxwell. Porém foi Gauss em 1838 que obteve a prova matemática de que o campo magnético terrestre detectado à superfície da Terra tem sua origem no centro da Terra e não devido a fenômenos externos. Já nessa época se tinha concluído que o campo geomagnético apresentava uma certa variação secular em sua intensidade, e de que as variações rápidas na intensidade tinham correlação com fenômenos atmosféricos. A partir destas descobertas a atmosfera terrestre passou a ser um grande laboratório de pesquisas físicas.
O nascimento da Física da relação Sol – Terra teve início com as pesquisas de Sabine. Edward Sabine em 1852 mostrou que existia uma relação entre o número de manchas solares e a ocorrência de distúrbios no campo magnético terrestre, ou seja, durante o período em que o
número de manchas solares é máximo o número de distúrbios magnéticos é maior na Terra, estabelecendo assim uma relação entre a atividade solar e distúrbios no campo magnético terrestre. No entanto, naquele momento ele não conseguiu estabelecer o mecanismo pelo qual o campo magnético terrestre é afetado pelo Sol. Por este motivo, a idéia de Sabine passou por uma forte oposição, Lord Kelvin em 1863 calculou que o campo magnético solar necessitaria ser 120 vezes mais intenso para causar perturbações no campo magnético terrestre. Alguns anos após as críticas de Lord Kelvin, George Biddell Airy em 1868 sugeriu que as variações bruscas do campo magnético terrestre (distúrbios geomagnéticos) poderiam ser causadas por correntes elétricas transientes próximas a Terra (CLIVER, 1994). Estes passos foram importantes para entender o acoplamento entre o Sol-Terra.
Em 1878 o físico escocês Balfour Stewart foi designado como diretor do Observatório Kew, em Londres, onde passou a se interessar sobre problemas do magnetismo terrestre. Stewart publicou vários livros, inclusive um artigo com o título “Magnetismo Terrestre” na 9ª edição da Enciclopédia Britânica. Foi ele quem teve a primeira idéia sobre uma camada condutora na atmosfera terrestre. Em sua teoria, Stewart, considerou que as variações diurnas no campo geomagnético ocorriam devido a uma camada ionizada na atmosfera terrestre. A sua hipótese era que um gás rarefeito e bom condutor movimentava-se através das linhas de campo magnético terrestre devido à ação das marés atmosféricas e assim poderia gerar correntes elétricas e consequentemente campos magnéticos. Nascia assim à física da ionosfera. Outros pesquisadores também chegaram a propor idéias semelhantes como Faraday (1832), Kelvin (1860) e também Gauss (1839), que propôs um sistema de correntes elétricas na alta atmosfera, o qual poderia produzir tais variações no campo magnético da Terra (citado por MCCOMARC, 1967). A descoberta do elétron, ocorrida em 1897, por J.J. Thomson’s também influenciou a idéia de que a atmosfera terrestre continha uma porção condutora.
Em 1901 Guglielmo Marconi transmitiu sinais de ondas de rádio de Cornwall na Inglaterra para Newfoundland no Canadá, este experimento corroborou a existência de uma camada condutora presente na atmosfera terrestre. No ano seguinte, em 1902, baseado no experimento de Marconi, Lodge formulou uma teoria física de camadas condutoras presentes na atmosfera. Heaviside, no mesmo ano, propôs a existência da camada de Kennelly-Heaviside, que posteriormente, em 1926,
Watson-Watt e Appleton chamaram-na de ionosfera (“iono” de íons e “sfera” por ser uma camada da atmosfera) (VILLARD, 1976; HUNSUCKER et al., 2003).
Durante o ano de 1912, Eccles, ao investigar o índice de refração de gases ionizados, percebeu que este índice deveria ser menor que uma unidade, isto significava que uma onda eletromagnética enviada na direção de um gás pode retornar na direção da fonte emissora. O experimento anterior foi também realizado por Larmor em 1924, porém em vez do fenômeno físico de refração, Larmor mostrou que a reflexão de ondas de rádio deve ocorrer em altitudes onde a frequência de colisão elétron-gás deve ser necessariamente pequena para evitar a atenuação do sinal (citado por MCCOMARC, 1967). Esta teoria foi aplicada pelos pesquisadores Appleton (1925) e Hartree (1929) para um plasma magnetizado, e ficou conhecida como teoria magnetoiônica.
Contudo, o experimento que realmente comprovou a existência de uma camada ionizada na atmosfera foi realizado em meados dá década de 20 por Appleton e Barnett, na Inglaterra e Breit e Tuve nos Estados Unidos da América. Appleton e Barnett introduziram a técnica de interferência de ondas. Ao mesmo tempo nos Estados Unidos da América, Breit e Tuve, 1924, introduziram o método de pulso para explorar a ionosfera. O método utilizado por Breit e Tuve consistia basicamente numa antena transmissora que emitia uma série de pulsos de ondas de rádio. Estes pulsos emitidos viajavam até o topo da região ionizada e eram refletidos pela ionosfera, voltavam ao solo e eram registrados (atualmente a ionossonda). Breit e Tuve (1926) escreveram um artigo que foi intitulado “Um teste da existência de uma camada condutora”. Neste trabalho não foi somente mostrado que a alta atmosfera refletia ondas de rádio, mas também foi observado que havia variações sazonal e latitudinal, assim como variações diurnas nesta camada ionizada.
Em seguida, 1926, Lassen propôs que a ionização da atmosfera era causada, principalmente, pela interação da radiação solar com as moléculas da atmosfera (fotoionização). Um ano mais tarde, Appleton foi o primeiro a propor que a ionosfera era estratificada. Nesta mesma época foram realizadas rádios sondagens que evidenciaram a estratificação da ionosfera em distintas camadas, chamadas posteriormente por Appleton de camada D, E e F.
Em 1930 Chapman ao observar e estudar as camadas ionizadas da atmosfera obteve um perfil vertical característico para a ionosfera. Esse trabalho forneceu a forma das camadas ionosféricas e como elas variavam ao longo do dia (função de produção de Chapman para a taxa de produção iônica) (CHAPMAN, 1930). Atualmente este trabalho é a base teórica usada para explicar a formação das camadas ionizadas da atmosfera terrestre. Em 1958 a descoberta da existência do vento solar por Parker (1958) expandiu o horizonte da física da relação Sol-Terra, via a interação entre o vento solar e o campo magnético terrestre-magnetosfera-ionosfera-termosfera.
Outro assunto que está relacionado à pesquisa da relação Sol-Terra é o estudo das irregularidades de plasma da região F ionosférica, que foi primeiramente caracterizado por Booker e Wells em 1938. Na seção seguinte tem-se um breve comentário sobre fatos históricos relacionado à pesquisa destas irregularidades ionosféricas.
2.1.2 Irregularidades de plasma da região F
Um dos fenômenos mais intrigantes da ionosfera equatorial e de baixas latitudes são as irregularidades de plasma da camada F. Os primeiros pesquisadores a identificar características deste fenômeno foram Booker e Wells (1938). Eles verificaram ecos difusos da região F sobre uma ampla faixa de frequência de ondas recebidas continuamente da ionosfera durante a noite nas regiões equatoriais. Tais ecos difusos encontrados nos dados se equiparavam a espalhamentos no sinal, deram origem ao termo spread-F (spread-F - do inglês, espalhamento da região F), proposto por Cohen e Bowles em 1961. Woodman e LaHoz (1976), ao interpretar dados de radar também introduziram um termo para estas irregularidades: eles a chamaram de bolha de plasma.
Em meados da década de 50 Dungey (1956), com seus estudos da magnetosfera terrestre, foi o primeiro a propor uma teoria que explicava o processo gerador do espalhamento da região F. Com os passar dos anos, novos estudos foram realizados (FARLEY et al., 1970; BALSLEY, 1972; HAERENDEL, 1973) e mais dados foram obtidos, dessa forma levando ao aprimoramento
da teoria da instabilidade hidrodinâmica de Rayleight-Taylor (R-T) para explicar o fenômeno
espalhamento da região F.
Com tecnologias modernas, como a dos foguetes disponíveis na Segunda Guerra Mundial, cientistas puderam avaliar mais qualitativamente a atmosfera e a ionosfera, começando uma nova era de pesquisas. Em 1957/8 foi organizado o Ano Internacional da Geofísica, neste ano várias idéias novas foram sugeridas, inclusive o lançamento de satélites artificiais. Sputnik I foi lançado em 1957, quando começou a era espacial.
Novos equipamentos de sondagens ionosféricas foram se somando à pesquisa com o passar dos anos, atualmente as irregularidades de plasma podem ser detectadas através de várias técnicas, tais como, óptica (imageadores), radiofrequência (radares, ionossondas, polarímetros, sistemas de GPS, etc), sondagem a bordo de satélites e foguetes (WOODMAN E LAHOZ, 1976; BITTENCOURT et al., 1977; SOBRAL et al., 1980; RINO et al., 1981; ABDU et al., 1991, SAHAI et al., 1994; AARONS et al., 1996; FAGUNDES et al., 1997; ABALDE et al., 2001; ABREU et al., 2010).
2.2 Descrição da alta atmosfera e ionosfera
A atmosfera terrestre pode ser descrita com base em seu perfil vertical de temperatura, ou de composição química ou com base nos processos físicos dominantes em cada faixa de altitude. Na Figura 2.1 temos a descrição da atmosfera pelo (a) perfil vertical de temperatura, que corresponde à atmosfera neutra; e pelos (b) processos físicos dominantes denominamos de ionosfera, ou atmosfera ionizada.
(a) (b)
Figura 2.1 – Perfil vertical típico de temperatura da atmosfera neutra e de densidade eletrônica da ionosfera.
Fonte: Retirada de Kelley (2009).
2.2.1 Atmosfera Terrestre
A atmosfera da Terra é como um envelope gasoso que recobre a superfície da Terra através da ação da gravidade e da força de gradiente de pressão, não tem limite superior e funde-se gradualmente com o espaço interplanetário. A atmosfera é uma mistura de gases dos quais o nitrogênio e o oxigênio são os mais abundantes. Até uma altura de aproximadamente 100 km a mistura desses gases é praticamente homogênea, logo esta região é chamada de homosfera. Nesta camada, predomina a difusão turbulenta. Acima de 100 km de altura, os gases se distribuem de acordo com suas próprias escalas de altura, e não há mais uma mistura proporcional. Essa região superior é chamada de heterosfera e nela predomina a difusão molecular (KIRCHHOFF, 1991). Na Figura 2.2 tem-se um perfil das proporções dos gases majoritários da atmosfera de acordo com a altura.
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 100000 1E15 1E25 O N2 O2 He Ar H
Densidade dos gases (cm-3)
Altitud
e
(km)
Figura 2.2 – Distribuição vertical de densidade dos principais constituintes atmosféricos para a região de São José dos Campos, feita com o modelo de atmosfera neutra MSIS-90 (fluxo solar =240).
Para se estudar a atmosfera neutra é preciso fazer algumas considerações, como por exemplo, as moléculas não ocupam nenhum espaço finito, não existem forças de atração ou repulsão entre duas moléculas, isto é, a atmosfera é considerada um gás ideal. As propriedades de interesse na atmosfera neutra são densidade, pressão, temperatura e velocidade do vento.
As quatro principais camadas da atmosfera apresentadas na Figura 2.2 com suas principais características são (BARRY et al., 1995; SAHA, 2008; KELLEY, 2009b; SCHUNK et al., 2009): a troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera.
Troposfera: é a camada mais baixa que se estende desde o solo até aproximadamente 10 km, está extensão pode variar de acordo com a estação e a latitude local. Nessa camada, a temperatura é cerca de 15ºC, diminuindo a uma taxa de cerca de 6,5◦C/km com a altura, até um valor mínimo de cerca de -55◦C a -60◦C, que corresponde a tropopausa. A distribuição de temperatura na troposfera é mantida por transferência convectiva e turbulenta de calor devido à irradiação solar. Os principais gases desta região são o O2 e o N2.
Estratosfera: Situa-se acima da troposfera e se estende desde os 10km até 45km, nesta camada a temperatura aumenta gradualmente com a altura até atingir um máximo de cerca de 0°C. O
aumento da temperatura na parte superior da camada é devido à presença de ozônio, 90% do conteúdo total de ozônio da atmosfera terrestre concentra-se na estratosfera. A molécula de ozônio absorve a radiação UV proveniente do Sol, essa absorção provoca um aumento da temperatura na estratosfera, funcionando como um reservatório de calor. O conteúdo de ozônio na estratosfera é mantido por um equilíbrio aproximado entre sua formação e destruição pelos processos físicos característicos desta região. Os principais gases desta camada são o O2 e o N2 e
o O3.
Mesosfera: Acima da estratopausa está localizada a mesosfera (45-80km), nesta camada a temperatura cai novamente até um mínimo de cerca de -100ºC em 80 km. O nível mínimo de temperatura da atmosfera é na parte superior da mesosfera, a mesopausa, o nível onde a temperatura começa a subir monotonicamente para grandes valores a uma grande altura da atmosfera. A mesosfera pode ser descrita como a média atmosfera da Terra. Nesta região encontra-se moléculas de ozônio na parte inferior, apesar de ser relativamente fina, esta pequena quantidade de ozônio (10%) é suficiente para absorver toda a radiação ultravioleta entre 0.2μm e 0.3μm que entra na camada. O ozônio absorve a banda de Hartley, na faixa entre 0.21μ e 0.32μ, também absorve em vários outras bandas, tais como, bandas Huggins entre 0.32μ e 0.36μ, a banda Chappuis entre 0.45μ e 0.65μ e três bandas de absorção na faixa do vermelho e infra-vermelho. Também se pode observar a presença de vapor d’água nesta camada. É importante ressaltar que na mesosfera ocorre a aeroluminescência das emissões da hidroxila, oxigênio atômico, oxigênio molecular, sódio entre outros. O fenômeno da aeroluminescência é importante para a pesquisa da alta atmosfera
Termosfera: Esta camada é muito importante para o estudo da ionosfera, pois se encontra em contato com as partículas da ionosfera, isto é, o gás neutro interage com o gás ionizado. A termosfera é a camada superior da atmosfera e se estende a partir dos 90 km de altura, onde o gradiente de temperatura é crescente. O equilíbrio térmico que permite as elevadas temperaturas pode ser explicado através da absorção pela termosfera das radiações ultravioletas solares e dos raios-X em altas altitudes, da absorção de partículas energéticas que entram na atmosfera, do aquecimento por efeito Joule, pelas correntes elétricas ionosféricas e também, pela ausência de um meio efetivo de dissipação de energia. Por ser dependente da absorção da radiação UV solar,
o gradiente de temperatura varia com a hora local, sazonalmente, com a posição geográfica e com o nível de atividade solar. Na termosfera a absorção da radiação solar chega a 1% do que na estratosfera, devido à baixa densidade dos constituintes atmosféricos. Esta camada é chamada de heterosfera, onde predomina a difusão molecular. A parte inferior da termosfera é composta basicamente de N2 e O2 eO, na parte superior predominam o O e He. Acima dos 100 km, os raios
cósmicos, os raios-X e o UV são mais intensos afetando diretamente a atmosfera, causando ionização das moléculas neutras, principalmente do oxigênio e nitrogênio.
2.2.2 Dinâmica da termosfera
É na termosfera que o gás neutro se mistura com o gás ionizado. Podemos descrever a termosfera como um fluido compressivo, permeado por um campo magnético e campos elétricos, constituído por moléculas neutras, íons e elétrons sujeitos à variação natural do fluxo solar e aos movimentos de translação e rotação da Terra.
A dinâmica que envolve a termosfera pode ser descrita por quatro equações fundamentais: a equação da continuidade, (2) a equação do movimento, (3) a equação da conservação de energia e (4) a equação de estado.
(1) A equação da continuidade representa a lei da conservação de massa. Consideramos um dado volume V do fluido, limitado por uma superfície S. O número e partículas contidas neste volume é
V id r
n 3 . O número de partículas que deixa o volume é nU dS
i S i
. Considerando que não existe perda nem produção de partículas no interior do volume V, podemos chegar à equação da continuidade usando o teorema de Gauss, que é dada por:
V i i i n U d r t n 0 )] ( [ 3 (2.1)Colocando na forma diferencial, temos:
U t (2.2)onde
i i im n (2) A equação do movimento é dada pela 2ª lei de Newton. No caso da termosfera podemos considerar que o intervalo entre as colisões e o caminho livre médio das partículas, nesta altura, são suficientemente pequenos quando comparados com as escalas de tempo e distância do sistema de ventos nesta região. Podemos considerar a termosfera como um único fluido que obedece às equações do movimento da hidrodinâmica (Rishbeth, 1972). Sendo assim a equação do movimento para um gás neutro é dada por:
) ( ] ) [( 1 1 2 V g p v v V U dt V d ni T m (2.3) Onde: V é a velocidade do gás neutro
U é a velocidade dos elétrons
g é a velocidade da gravidade p Pressão do gás neutro
é a densidade do gás neutro é a velocidade angular da terra
ni
v é o coeficiente de colisão neutro-íon m
é o coeficiente de viscosidade molecular
T
é o coeficiente de viscosidade turbulenta
A seguir temos uma breve discussão de cada termo da equação (2.3).
O primeiro termo da equação (2.3) pode ser expandido como:
V V t V dt V d ) . ( (2.4)
Onde o termo da esquerda é a variação total da velocidade (aceleração) de uma parcela do fluido e t V
é o termo que nos mostra a variação da velocidade num ponto genérico e fixo. O segundo termo (V.).V é um termo não linear o qual leva em conta que diferentes parcelas de um fluido ocupam o mesmo ponto em instantes sucessivos.
O termo representa a força de Coriolis, 2V, que é a força por unidade de massa associada à rotação da atmosfera em um referencial não inercial.
A força devido a viscosidade 1[(mT)]v
atua removendo os gradientes transversais de velocidade do fluido.
O termo do arraste iônicovni(VU) é responsável pelo acoplamento da parte neutra da atmosfera com a parte ionizada. Dependendo da direção relativa da direção dos íons, o acoplamento pode acelerar ou desacelerar o fluido.
O termo
P
é a força associada ao gradiente de pressão que movimenta uma parcela de fluido de uma região de alta pressão para uma região de baixa pressão, isto é, ela tende a remover os gradientes de pressão existentes na atmosfera.
(3) A lei da conservação de energia, também conhecida como a 1ª lei da termodinâmica descreve a variação temporal da densidade de energia nas fronteiras do sistema pelos termos de deposição e perda de energia e é dada por:
T M K K IV EUV UV p dt Q Q Q dP C dt dT 1 (2.5) onde: T é a temperatura do gás Cp é o calor específico do gás
é a densidade do gás P é pressão do gás
EUV UV
Q é a deposição de energia pelo UV e EUV
IV
Q é a perda de energia pelo infravermelho
T M K
K
Q é a energia devido ao transporte molecular e turbulento
O primeiro termo da equação representa a taxa de variação da energia interna de um gás perfeito e o segundo termo representa a taxa de trabalho realizado pelo gás, devido a sua expansão. Para calcular a distribuição de temperatura na termosfera precisamos incluir na equação todos as formas de energia (energia cinética, potencial, interna, radiativa e elétrica) levar em consideração as fontes e os sumidouros de energia, transporte vertical e horizontal, a condução, assim como a transformação da energia cinética em energia interna e energia potencial, e vice-versa.
(4) A equação de estado é uma relação matemática do tipo F(P,,T)0 que existe para qualquer substância. Esta equação descreve o estado da matéria sob um dado conjunto de condições físicas. Para o caso de um gás ideal, a equação de estado é dada pela expressão:
gH M
RT
P (2.6)
onde,
R é a constante universal dos gases T é a temperatura
M é a massa molecular média do gás H é a altura de escala (H=RT/g)
Esta equação é uma boa aproximação para a atmosfera, porém temos que considerar que os termos da equação variam com a altura.
Uma propriedade muito importante da atmosfera neutra da Terra é a de suportar movimentos ondulatórios. A dinâmica da atmosfera neutra consiste em perturbações induzidas por fontes internas e externas, tais perturbações são do tipo ondas atmosféricas que podem transmitir energia e momentum sem transportar matéria. De acordo com o seu período, as principais ondas atmosféricas de interesse geofísico são categorizadas como ilustrado na Tabela 2.1.
Tabela 2.1 – Principais ondas atmosféricas.
Ondas Período Região de ocorrência Acústica < 270 segundos Troposfera
Gravidade ~5 min - ~10 horas Troposfera-Mesosfera-Ionosfera Marés atmosféricas 24,12,8 horas Estratosfera-Mesosfera
Ondas planetárias 2-16 dias Troposfera-Mesosfera Fonte: Adaptada de WRASSE et al. (2004).
As ondas devido à força da gravidade são as ondas de gravidade; e aquelas devido às forças rotacionais são as ondas de escala planetária Rossby (WRASSE et. al, 2004; SCHUNK et al., 2009). As ondas atmosféricas são geradas na estratosfera e mesosfera propagando-se para alturas equivalentes a baixa termosfera. A dinâmica da atmosfera neutra é muito importante no estudo da ionosfera, uma vez que vários estudos mostram um acoplamento entre marés atmosféricas e a dinâmica da ionosfera. As marés atmosféricas controlam o movimento dos ventos neutros (ventos de marés) e também o dínamo da região E. Estudos recentes têm mostrado associações entre ondas de gravidades e instabilidades de plasma na região F da ionosfera. (FAGUNDES et al., 1998; FAGUNDES et al.,2009ab ENGLAND et al.,2010)
Ondas de gravidade - As ondas de gravidade são oscilações com períodos da ordem de minutos a horas e as dimensões espaciais variam de alguns quilômetros a dezenas de quilômetros. Começaram a serem estudadas na década 50, a partir de observações dos perfis irregulares dos ventos na alta atmosfera. Estes perfis observados estavam associados aos modos de propagação de ondas de gravidade da atmosfera, cuja origem é devido ao balanço entre as forças de gravidade e a força gradiente de pressão. Nas últimas décadas, radares operando em VHF, radares de laser, além de outros instrumentos, foram utilizados para caracterizar as ondas de gravidade (HINES 1960; WRASSE et. al., 2007).
A maioria destas fontes de geração encontra-se na troposfera, incluem fenômenos meteorológicos como as frentes frias, sistemas convectivos, ventos que sopram sobre montanhas, entre outros. Estas ondas atmosféricas influenciam em larga escala a circulação e a estrutura da atmosfera. As ondas de gravidade transportam energia e momentum entre a baixa e a média atmosfera, sendo uma das oscilações responsável pelo acoplamento dinâmico entre as camadas da atmosfera (KIRCHHOFF, 1991; WRASSE et al., 2007). A Figura 2.3 apresenta um esquema ilustrativo de uma onda de gravidade se propagando verticalmente para cima.
Figura 2.3 – Esquema ilustrando a propagação de uma onda de gravidade em um meio dispersivo (atmosfera) com as propriedades básicas de uma onda de gravidade verticalmente propagante, para k >0, m <0 e ω >0, onde k é o número de onda zonal, m é o número de onda vertical e ω é a frequência intrínseca da onda.
Fonte: Retirado de Vargas (2007).
Quando uma onda de gravidade se propaga na atmosfera neutra é de se esperar que seus efeitos cheguem até a ionosfera, pois através do arraste iônico, o campo do vento dos íons está acoplado ao campo dos ventos neutros.
Marés atmosféricas - As marés atmosféricas são oscilações com períodos submúltiplos do dia lunar ou solar, de escala da ordem de 8, 12 e 24 horas. A principal causa das marés está associada ao aquecimento da atmosfera pela absorção da radiação UV pelas moléculas de ozônio e vapor d’água. As marés são caracterizadas pela variabilidade de curto prazo, que podem resultar de
interações gravitacionais com as ondas planetárias ou as ondas de gravidade, podendo ser globais ou locais (ANDREWS et al., 1987; KIRCHHOFF, 1991). As primeiras verificações da existência de marés na atmosfera foram no século IXX, através de medidas barométricas realizadas nos trópicos (o barômetro é um instrumento que mede a coluna de ar sobre um determinado local sendo, portanto, um indicador de oscilações na atmosfera). Bartels (1928) realizou um registro barográfico de duas estações localizadas em diferentes latitudes e verificou diferentes resultados para diferentes latitudes e horas do dia. Na década de 60 uma explicação satisfatória para as marés começou a surgir através dos trabalhos de Lindzen, Silbert e Kato na chamada teoria clássica das marés. Nesta teoria foi considerado que a atmosfera pudesse ser repartida em modos de oscilações horizontais, cada qual com sua estrutura vertical associada. A partir de 1970, os estudos teóricos de marés atmosféricas foram se aprimorando, muitos processos físicos que não foram considerados na teoria clássica, agora foram considerados e incluídos, como a difusão turbulenta e molecular do calor e momento, resfriamento newtoniano, forças eletrodinâmicas, variações na composição, interações com ventos médios e gradientes meridionais de temperatura (KATO, 1980; ANDREWS et al., 1987).
Ondas planetárias - São movimentos com períodos da ordem de 2, 5 e 16 dias. As ondas planetárias são ondas do tipo horizontal transversal com comprimentos de onda horizontais de milhares de quilômetros (Figura 2.4), cuja força restauradora é a variação do parâmetro de Coriolis com a latitude, associada à conservação da vorticidade potencial. As ondas planetárias também são chamadas de ondas de Rossby.
Figura 2.4 - Mecanismo e propagação de uma onda de Rossby. Campo de perturbação da vorticidade (+ e −) e campo de vorticidade induzida (setas tracejadas).
As ondas equatoriais de escala planetária são geradas principalmente por mecanismos que envolvem sistemas convectivos de nuvens na troposfera tropical. Outras principais fontes de geração das ondas de Rossby são os processos convectivos, as interações não lineares entre marés atmosféricas e ondas de gravidade ou modos diferentes de ondas de marés, as variações isoladas na topografia, o aquecimento diferencial entre continentes e oceanos (KIRCHHOFF, 1991; FORBES, 1997; WRASSE, 2007).
Ventos Termosféricos - As primeiras observações sobre os ventos termosféricos são recentes, realizadas a partir de estudos do arrasto exercido pela atmosfera neutra sobre os satélites artificiais que mudavam a órbita ao entrarem em contato com a atmosfera. O efeito dos ventos é mais pronunciado entre as 21h e 24h LT (KING-HELE et al., 1970; KIRCHHOFF, 1991, KELLEY, 2009).
A radiação solar na faixa do EUV é absorvida entre 100 e 200 km de altura e produz aquecimento e ionização local. A expansão térmica gerada nessa região produz o abaulamento atmosférico o qual induzirá gradientes horizontais de pressão que ocasionam os ventos termosféricos (KIRCHHOFF, 1991). A Figura 2.5 ilustra a formação do vento neutro pela expansão térmica da atmosfera.
Figura 2.5– Formação do vento neutro pela expansão térmica da atmosfera terrestre. Fonte: Retirada de Rees (1989).
O vento neutro sopra da região diurna para as regiões noturnas e por meio de colisões entre partículas neutras e carregadas gera uma deriva destas partículas. Os íons se deslocam através das linhas de campo geomagnético, enquanto que os elétrons têm seu movimento restrito na direção do campo magnético. Este movimento induz campos alinhados que dependem da configuração do campo magnético da Terra.
Em regiões de alta latitude existe outra fonte de aquecimento que contribui para o acionamento dos ventos. O aquecimento devido à absorção no EUV nas altas latitudes apresenta forte variação diária e horária. Em condições magneticamente calmas, também, existe uma contínua produção de ionização por precipitação de partículas que aquece as regiões mais baixas da ionosfera na zona auroral. Este aquecimento pode aumentar e atingir latitudes mais baixas durante os períodos magneticamente perturbados (MUELLA, 2004).
Os ventos termosféricos desempenham um papel fundamental na dinâmica da ionosfera, interagem de modo efetivo com o plasma desta região e alteram o ambiente ionosférico. Por circularem na região compreendida pela camada F da ionosfera, eles interagem com as partículas ionizadas desta região através do arraste iônico, esta interação é mais intensa no período diurno, sendo que à noite, as partículas ionizadas são dirigidas para altitudes maiores, em função destes ventos serem direcionados para o equador, o que ajuda na manutenção da ionosfera neste período.
2.3 Ionosfera
A ionosfera terrestre pode ser considerada como a porção ionizada da atmosfera e encontra-se situada entre aproximadamente 60 e 1000 km de altitude, esta camada está dividida basicamente em 3 regiões, chamadas de camadas D, E e F, sendo que a camada F é subdividida em camada F1
e F2 (SCHUNK et al., 2009).
A ionização dos constituintes da atmosfera é produzida, em sua maioria, pelo processo de fotoionização, principalmente pela radiação solar ultravioleta e raios X. Outras fontes de
ionização constituem-se de processos colisionais entre partículas excitadas, sejam elas íons, elétrons ou moléculas neutras principalmente.
Durante o dia existe ionização em toda a extensão vertical da ionosfera e a densidade eletrônica é da ordem de 106 e 107 elétrons/cm3, sendo que em altitudes em torno de 300km, a densidade eletrônica do plasma atinge um pico máximo (Figura 2.6).
800 400 200 100 102 103 104 105 106 Densidade Eletrônica (cm-3) A ltitude (km) Região F Região E Noite Dia Região D
Figura 2.6 - Perfis verticais típicos da densidade eletrônica. Fonte: Adaptado de Baumjohann e Treumann (1997).
O plasma da ionosfera se forma principalmente pela ionização dos gases N2, O2 e o O. Uma vez
formado, os íons e elétrons, tendem a se recombinar e reagir com outras espécies de gases para produzir novos íons. A densidade eletrônica depende da velocidade relativa dos processos de perda e de produção da ionização. Em termos gerais a densidade eletrônica é expressa em função da equação da continuidade, dada por:
) (Nv div L q t N (2.7)
Onde q é a taxa de produção da ionização, L é a taxa de perda da ionização por recombinação eletrônica, e div(Nv) expressa a perda de elétrons por transporte, e v é a velocidade das partículas ionizadas (HARGREAVES, 1992).
Durante o dia a densidade eletrônica na atmosfera varia de acordo com a elevação do Sol. Durante a noite quando não há radiação a densidade eletrônica decai. A partir deste modelo
podemos também ver que a ionosfera varia com a altitude, quanto maior a altitude menor é a concentração dos gases e maior é a intensidade da radiação (HARGREAVES, 1992). Portanto, espera-se um máximo de ionização em uma determinada altura intermediária, ver Figura 2.7. Durante a noite, devido à ausência da radiação solar, a camada D desaparece, e a camada F1 e F2
fundem-se e forma somente uma camada, a camada F.
Figura 2.7 – O lado esquerdo da figura apresenta uma ilustração da formação da camada ionizada, e do lado direito temos o perfil vertical da densidade eletrônica da ionosfera.
Fonte: Modificada de Baumjohann e Treumann (1997).
A radiação solar é principal fonte de ionização das moléculas neutras e é representada por: n m n n H h h H h h H n I h
I( ) ( )exp sec exp ( 0) exp ( )
0
(2.8)
Onde I é intensidade de radiação solar, é a taxa de absorção do fóton e é o ângulo zenital formado entre a direção da radiação e a direção vertical do plano de incidência da radiação. H é denominado altura de escala atmosférica,.
A taxa de produção iônica q é dada por meio da Função de Chapman (KIVELSON E RUSSEL, 1996). n m n m m H h h H h h q q exp 1 ( ) exp ( ) (2.9)
