UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA
GRADUAÇÃO EM GEOFÍSICA
DÊNIS ROCHA DA SILVA
EFEITOS DO SSW NA IONOSFERA EQUATORIAL OBSERVADO PELO TEC: ESTUDO DE CASO
Natal/RN 2018
DÊNIS ROCHA DA SILVA
EFEITOS DO SSW NA IONOSFERA EQUATORIAL OBSERVADO PELO TEC: ESTUDO DE CASO
Relatório para a obtenção do título de Graduação em Geofísica Bacharelado pelo Departamento de Geofísica da Universidade Federal do Rio Grande do Norte.
Orientador: Prof. Dr. Manilo Soares Marques
Natal/RN 2018
DÊNIS ROCHA DA SILVA
EFEITOS DO SSW NA IONOSFERA EQUATORIAL OBSERVADO PELO TEC: ESTUDO DE CASO
Relatório para a obtenção do título de Graduação em Geofísica Bacharelado pelo Departamento de Geofísica da Universidade Federal do Rio Grande do Norte.
Aprovada em: / /
Prof. Dr. Manilo Soares Marques Universidade Federal do Rio Grande do Norte
Orientador
Prof. Dr. Josibel Gomes de Oliveira Junior Universidade Federal do Rio Grande do Norte
Membro interno
Prof. Dr. Anderson Luiz Pinheiro de Oliveira Instituto Federal do Rio Grande do Norte
AGRADECIMENTOS
À Deus por toda a graça e sortimento de bênçãos que me foram e que me são concedidos diariamente.
Aos meus pais Desivan Queiroz da Silva e Francisca das Chagas Rocha Paulo por todo amor que me foi dedicado, além de todo suporte e incentivo no alcance das minhas conquistas.
Aos meus familiares, em especial, à minha avó materna Iolanda da Rocha Siqueira Paulo, a quem tenho a mais profunda admiração e a minha prima e melhor amiga Iolanda Raquel Ferreira Paulo por toda a lealdade e incentivo que me foi e é depositado.
Aos meus amigos Lucas Brito e Aline Lopes, que conheci durante o curso e sempre me demonstraram apoio incondicional.
Aos demais amigos que fiz durante a minha jornada, como: Asmminey Nascimento, Bruno Baraúna, Débora Everly, Eryka Nobrega, Emanuel Pereira, Estevão Canello, Gabriela Uchoa, Gilberto Neto, Gustavo Mendonça, Hadassa Peixoto, Igor Barbosa, Italo Dantas, Maria Rayla dos Santos, Miro Feliciano, Rafael Alves, Shaydina Duarte, Suzane Adrielly, Thabita Barbosa, Victor Santos e Yuri Messias, por todos os momentos de descontração e companheirismo por nós compartilhados.
Ao meu orientador Prof. Dr. Manilo Soares Marques por toda a sua disponibilidade em me ajudar no desenvolvimento deste trabalho. A Dra. Régia Pereira por toda ajuda oferecida também no desenvolvimento deste trabalho. Ao Prof. Dr. Gilvan Luiz Borba por me despertar o interesse sobre esse tema de estudo, além da ajuda no desenvolvimento do trabalho.
Aos professores doutores: Francisco Cabral, Frederico Vilalva, Josibel Gomes, Marcos Nascimento, Milton Moraes, Rosangela Maciel, por terem me auxiliado por diversos momentos durante o curso e possuem a minha mais sincera admiração.
A Prof. Dra. Auta Stella Germano pelas sublimes experiências compartilhadas enquanto fui membro do projeto de extensão Planetário Barca dos Céus.
Aos funcionários do departamento de Geofísica: Huganisa Dantas e Geraldo Fernandes por seu exímio profissionalismo.
À PROEX por me conceder bolsa enquanto fui membro do Planetário Barca dos Céus. Ao LABSIS por fornecer o espaço físico e os instrumentos necessários para que este trabalho fosse realizado.
RESUMO
O Aquecimento Estratosférico Súbito (SSW) é um evento meteorológico que ocorre durante os invernos de ambos hemisférios norte e sul. Esse tipo de evento tem diversas consequências que abrangem desde mudanças no clima global, até perturbações na transmissão de sinais de satélite. Essas perturbações são ondas geradas após o evento e que se propagam até a Ionosfera terrestre, causando flutuações na densidade eletrônica da Ionosfera. Uma forma de se analisar se esse fenômeno meteorológico, que é mais comum no hemisférico norte, repercute na região do continente sul-americano é analisando o Conteúdo Eletrônico Total (TEC), que é uma medida que depende da densidade eletrônica do meio. Neste trabalho é feito um estudo de caso para o SSW ocorrido em março de 2016, onde mapas de TEC foram elaborados no intuito de identificar perturbações no TEC causadas pelo SSW nas regiões equatorial e de baixa latitude do continente americano. A análise dos mapas e gráficos elaborados mostra algumas irregularidades presentes que podem ser decorrentes do SSW. Em específico, feições ondulatórias que podem ser ondas consequentes do SSW, além de mudanças claras na amplitude e na hora de ocorrência do Pico de Pré-reversão (PRE) nos dias do evento, quando comparadas aos dias calmos. Adicionalmente, uma tempestade magnética ocorrida no mesmo período pode ter potencializado os efeitos do SSW. O presente trabalho sugere que a análise do TEC é bastante promissora e pode ser eficiente para se investigar os efeitos na Ionosfera decorrentes de um SSW.
ABSTRACT
The Sudden Stratospheric Warming (SSW) is a weather event that occurs during the winters of both the northern and southern hemispheres. This type of event has several saws ranging from changes in global climate, to disturbances in the transmission of satellite signals. These perturbations are waves generated after the event and that propagated to terrestrial ionosphere causing fluctuations in the electron density of the ionosphere. One way to analyze if this meteorological phenomenon, which is more common in the northern hemisphere, has repercussions in the region of the South American continent is analyzing the Total Electron Content (TEC), which is a measure that depends on the electronic density of the medium. In this work a case study was done to the event occurred in March of 2016, and TEC maps were elaborated with the intent to identify disturbances in the TEC caused by SSW in the equatorial and low latitude regions of the American continent. The analysis of the elaborated maps and graphs shows some present irregularities that may be due to SSW. In particular, wave features that may be SSW waves, as well as clear changes in the amplitude and time of occurrence of the pre-reversal enhancement on the days of the event, when compared to calm days. Additionally, a magnetic storm over the same period may have potentiated the effects of SSW. The present work suggests that the TEC analysis is very promising and can be efficient to investigate the effects on the ionosphere due to an SSW. Keywords: SSW. TEC. Ionosphere. Ionospheric Disturbances. PRE. Planetary Waves.
LISTA DE ABREVIATURAS E SIGLAS
DST Disturbance Storm Time EUV Extreme Ultraviolet
GNSS Global Navigation Satellite System
GW Gravity Wave
IGS International GNSS Service IPP Ionospheric Pierce Point
MSTID Medium Scale Travelling Ionospheric Disturbance NASA National Aeronautics and Space Administration NOAA National Oceanic and Atmospheric Administration PRE Pre-reversal Enhancement
PRN Pseudorandom Noise
RBMC Rede Brasileira de Monitoramento Continuo SSW Sudden Stratospheric Warming
STEC Slant Total Electron Content TEC Total Electron Content
TECU TEC Units
UNAVCO University NAVSTAR Comsortium
UV Ultravioleta
VTEC Vertical Total Electron Content WMO World Meteorological Organization
LISTA DE FIGURAS
Figura 2.1 – Ilustrando a extensão vertical da Ionosfera e a sua posição de ocorrência dentro da atmosfera, além do seu perfil de densidade do plasma...13 Figura 2.2 – Esquema para a organização vertical das regiões ionosféricas durante o dia e de noite em períodos de máxima (linha continua) e de mínima (linha tracejada) atividade solar...16 Figura 2.3 – Esquema representativo para o efeito fonte. Na imagem B é o campo magnético, G a gravidade e ExB representa a deriva vertical...18 Figura 2.4 – Exemplo do comportamento da densidade eletrônica em um dia de equinócio e nos dias de solstícios de verão e de inverno de 2012. O valor máximo visualizado no período da madrugada, em hora universal, corresponde ao PRE em todas as três situações...19 Figura 2.5 – Esquema apresentando as principais fontes para o SSW...21 Figura 2.6 – a) Mostrando a região de ocorrência do vórtice polar, destacado pelas cores mais quentes, sob condições normais, ou seja, sem perturbações; b) Ilustra o vórtice polar deslocado do eixo de giro do planeta; c) Ilustra o caso do vórtice polar fragmentado, neste caso, em 2 vórtices menores...23 Figura 2.7 – Ilustra sobre como o STEC e VTEC apareceriam em uma situação prática onde se tem um satélite emissor S e uma antena receptora R...27 Figura 3.1 – Formulário para a obtenção dos parâmetros estratosféricos...28 Figura 3.2 – Estrutura em que os dados solicitados através do formulário são apresentados após o preenchimento...29 Figura 3.3 – Gráfico mostrando as mudanças na temperatura estratosférica em 90ºN e na intensidade dos ventos zonais em 60ºN...30 Figura 3.4 – Mapa que contem a posição geográfica das 114 estações utilizadas neste trabalho. As cores apresentadas pelos pontos que marcam as estações são para distinguir as redes em que os dados dessas estações foram obtidos...31 Figura 3.5 – Comportamento do TEC para o intervalo entre 12-19 horas UTC para o dia 06 de março de 2016, que é o primeiro dia do SSW. A linha tracejada marca o equador magnético...33 Figura 3.6 - Mapas de TEC feitos com o método de kriging. Os 4 mapas correspondem a frames intervalados em 15 minutos para o dia 1 de março de 2016, que é um dos dias calmos analisados..35 Figura 3.7 – Quebras de cor nos mapas interpolados para o dia 1 de março de 2016...36 Figura 3.8 – Mapa mostrando os dois perfis utilizados e as estações que os interceptam. O perfil azul contempla: PUIN, AMTE, AMHA e ROCD; E o perfil laranja contem: KOUR, KOUG, BELE, BEPA, BAIR...37
Figura 3.9 – Mapa mostrando a posição das estações em relação as latitudes magnéticas. Os dados de latitude magnética são do modelo IGRF 2010 e a base do mapa é do Google Earth...38 Figura 4.1 – Gráfico do índice Dst para o período entre 07/02 e 07/04 de 2016. A feição que merece mais destaque é a grande redução que atinge o valor mínimo no dia 7 de março de 2016...40 Figura 4.2 – As curvas mostram o comportamento do TEC ao longo dos dias perturbados e a média de TEC para os dias calmos para as estações acima do equador magnético. Os dias a qual cada linha corresponde estão na legenda de cada gráfico...41 Figura 4.3 – Gráficos cujas curvas exibem o perfil do TEC nos dias perturbados e também a média de TEC para os dias calmos para as estações situadas muito próximas ao equador magnético. Os dias correspondentes a cada uma das linhas estão na legenda de cada gráfico...41 Figura 4.4 – Comportamento do TEC registrado nos dias perturbados e a média dos valores de TEC para os dias calmos para as estações situadas abaixo do equador magnético. Os dias que correspondem a cada uma das linhas apresentadas estão na legenda de cada gráfico...44 Figura 4.5 – Gráficos mostrando a variação de horário de ocorrência do pico 1 para os distintos dias perturbados e para a média dos dias calmos para cada uma das estações que compõem os grupos já apresentados. A numeração dos pontos é para diferenciar os dados a que cada ponto corresponde. O 6 corresponde ao dia 6 de março, o 7 ao dia 7 de março, e assim sucessivamente. A letra M corresponde a média dos dias calmos...45
SUMÁRIO
1 INTRODUÇÃO 11
2 REVISÃO BIBLIOGRÁFICA SOBRE A IONOSFERA E O SSW 13
2.1 Ionosfera 14
2.1.1 Efeito fonte, deriva vertical e Anomalia de Ionização Equatorial 17
2.1.2 Ventos neutros 18
2.1.3 Pico de Pré-reversão 19
2.2 Aquecimento Estratosférico Súbito 20
2.2.1 Local de ocorrência do Aquecimento Estratosférico Súbito 21 2.2.2 Causas para a ocorrência do Aquecimento Estratosférico Súbito 22
2.2.2.1 Ondas planetárias 23
2.2.2.2 Ondas de gravidade 24
2.2.2.3 Tides ou marés atmosféricas 24
2.2.3 Efeitos meteorológicos resultantes 25
2.3 Conteúdo Eletrônico Total 26
3 METODOLOGIA 28
3.1 Obtenção dos dados para classificação do SSW 28
3.2 Elaboração dos mapas de TEC 30
3.3 Curvas de VTEC 36
4 RESULTADOS E DISCUSSÕES 39
4.1 VTEC na região ao norte do equador magnético 40
4.2 VTEC na região do equador magnético 42
4.3 VTEC na região ao sul do equador magnético 44
4.4 Análise do comportamento do VTEC nos três grupos de estações 45
5 CONCLUSÕES 49
1 INTRODUÇÃO
A Ionosfera é uma camada da atmosfera terrestre composta por plasma fracamente ionizado e que sofre diversas variações diárias na densidade desse plasma, sendo elas provocadas por diversos fatores internos ou externos a Terra. Essas variações modificam a trajetória que os sinais de satélite descrevem ao penetrar na Ionosfera. Todavia, como boa parte dessas variações é conhecida, já há o entendimento de um perfil característico para o comportamento da Ionosfera ao longo de um dia. Entretanto, nem sempre a Ionosfera se comporta como o esperado, e é importante entender os fatores capazes de perturbar a Ionosfera para se prever prejuízos aos serviços de comunicação.
Partindo dessa problemática, este trabalho se preocupa em analisar um fenômeno interno, ou seja, que ocorre na própria Terra, mas que é capaz de produzir mudanças na dinâmica da Ionosfera. Esse fenômeno é o Aquecimento Estratosférico Súbito (SSW - Sudden Stratospheric Warming) e decorre da colisão de ondas que se propagam na atmosfera com o vórtice polar, que se forma durante o inverno nos polos de ambos os hemisférios norte e sul. Dentre as possibilidades para analisar esse fenômeno, a forma escolhida neste trabalho foi através do Conteúdo Eletrônico Total (TEC - Total Electron Content), que é um parâmetro relacionado a densidade eletrônica da Ionosfera e através desse parâmetro verificar se há mudanças na densidade ionosférica resultantes do SSW, logo, o objetivo desse trabalho é verificar perturbações no TEC causadas por um SSW. Essas mudanças podem ser registro da propagação de ondas, aumentos significantes na amplitude do TEC, mudanças no horário de ocorrência dos picos de densidade e etc.
Sendo assim, foi escolhido um evento SSW ocorrido em 2016, onde analisou-se os dados de TEC relativos aos dias mais ativos desse evento. Posteriormente, elaborou-se mapas de TEC onde estavam contemplados dados de diversas estações localizadas no continente sul-americano e em algumas ilhas caribenhas. Em alguns casos, usou-se o método de kriging para ressaltar a visualização de algumas feições relevantes. Ainda para analisar os dados de TEC, criou-se 2 perfis perpendiculares ao equador geomagnético, onde as estações próximas a esses perfis tiveram os seus dados reunidos em gráficos de TEC versus tempo e analisados individualmente, justo para averiguar se havia influência do SSW em algumas das feições exibidas nos gráficos.
A estrutura exibida para as demais sessões desse trabalho é a seguinte: o capítulo 2 apresenta uma revisão bibliográfica sobre a Ionosfera e sobre o SSW e suas implicações, já o capítulo 3 descreve alguns fenômenos que ocorrem na Ionosfera e podem ter sua dinâmica perturbada pelo SSW. Ainda neste mesmo capítulo há uma abordagem mais detalhada sobre o TEC. O capítulo 4 contempla a metodologia implementada no desenvolvimento do trabalho, enquanto que o capítulo 5 mostra os principais resultados obtidos com a aplicação dessa metodologia. As conclusões obtidas, a partir, dos resultados estão reunidas no capítulo 6 e, posterior a ele, segue a lista de referências utilizadas para estruturar este trabalho.
2 REVISÃO BIBLIOGRÁFICA SOBRE A IONOSFERA E O SSW
A Atmosfera é uma envoltória gasosa que circunda a Terra, sendo composta por gases aprisionados pela atração gravitacional, que foram acumulados durante o desenvolvimento do planeta. Na literatura, a classificação mais conhecida para as camadas atmosféricas deriva do comportamento do gradiente de temperatura, onde a alternância entre gradiente positivo e negativo possibilitaram a divisão em quatro camadas: troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera. A troposfera se estende desde a superfície da Terra até por volta de 15 km de altitude, nessa região a temperatura decai com o aumento da altitude, superior a ela fica a estratosfera que se delimita entre 15 e 50 km de altitude, a temperatura aumenta em função de uma fonte de calor interna que é a camada de ozônio, logo acima fica a mesosfera que se situa entre 50 e 85 km de elevação e sua temperatura decai com o aumento da altura. Sobrepondo todas as demais está a termosfera cujo range de alturas é de 80-600 km e seu gradiente de temperatura aumenta em função do calor oriundo de fontes externas.
Figura 2.1 – Ilustrando a extensão vertical da Ionosfera e a sua posição de ocorrência dentro da atmosfera, além do seu perfil de densidade do plasma.
Fonte: Adaptada de Kelley (2008)
Na Figura 2.1, na porção relativa ao gás neutro são mostradas as camadas atmosféricas além do seu perfil de temperatura com a altitude, que estão lado-a-lado com a porção referente ao gás ionizado, onde se exibe o perfil de densidade da Ionosfera durante o dia e de noite. A Ionosfera, aliás, é o laboratório de estudos deste trabalho e recebe mais atenção nos parágrafos posteriores.
2.1 Ionosfera
A Ionosfera pode ser descrita como uma região da atmosfera superior onde o número de elétrons livres é suficientemente alto para afetar a propagação das ondas de rádio (RISHBETH, 1988). Apesar do seu nome derivar da palavra íon, os gases que compõem a Ionosfera são fracamente ionizados, na verdade, a maior parte da Ionosfera é composta por plasma, que é um gás praticamente neutro que exibe comportamento coletivo (CHEN, 2006). O plasma ionosférico é caracterizado por sua alta condutividade e pelo seu caráter estratificado.
A existência da Ionosfera deve-se a ocorrência de dois processos de ionização. O primeiro deles está ligado a interação entre a Terra e o Sol, onde a radiação extreme ultraviolet (EUV) e os raios-X emitidos pelo Sol, resultam na fotoionização dos átomos e moléculas da atmosfera neutra, esse processo predomina para as médias e baixas latitudes (HARGREAVES, 1992). O outro processo, é mais relevante no período noturno e diz respeito a ionização secundária, resultante da colisão entre as partículas ionizadas que trafegam com alta energia cinética e as partículas neutras contidas na atmosfera. Esse último processo predomina na ionização em altas latitudes e também durante a ocorrência de tempestades magnéticas (RISHBETH; GARRIOT, 1969). O equilíbrio na concentração de elétrons livres é assegurado pela equação da continuidade, escrita na seguinte forma:
𝜕𝑁
𝜕𝑡 = 𝑞 − 𝐿 − ∇. (𝑁𝒗) (𝐸𝑞. 2.1)
Que relaciona a variação temporal da densidade N (que pode ser a densidade eletrônica ou iônica) com a taxa de produção q, a taxa de perda por recombinação L e com o ∇.(Nv) que diz respeito aos elétrons transportados pelos ventos, sendo v a velocidade de deriva média. Em virtude das intensas variações às quais a Ionosfera é submetida, sejam elas por mudanças entre dia e noite, estações do ano, diferenças de latitude, de longitude, de altitude, fases do ciclo solar, e mesmo a ocorrência de eventos solares mais intensos, decorre que a densidade eletrônica da Ionosfera não possui caráter homogêneo, ocorrendo variações nos seus processos dinâmicos que permitem a subdivisão em diferentes camadas. Essas camadas são nomeadas por D, E, F1 e F2.
A camada D se localiza na parte inferior da Ionosfera e é caracterizada pela baixa densidade de ionização e a alta frequência de colisões de elétrons com íons e partículas neutras. Por estar em
¹Lyman-α é uma linha espectral do hidrogênio com comprimento de onda de 1215 Å. ²Lyman-β é uma linha espectral do hidrogênio com comprimento de onda de 1025 Å.
baixas altitudes, a densidade nessa camada é grande, favorecendo o processo de recombinação durante a noite, o que faz com que essa camada só ocorra de dia. A ionização na região D é causada pela fotoionização do óxido nítrico (NO) pela radiação Lyman-α¹, além dos raios-X, raios cósmicos, radiação EUV e partículas energéticas de origem solar, ou auroral, que ionizam a região D nas altas latitudes (HARGREAVES, 1992). Em extensão vertical, essa camada se limita até cerca de 90 km.
Sobreposta a camada D está a camada E. Historicamente, a camada E foi a primeira das regiões ionosféricas a ser identificada e o seu nome deriva dos campos elétricos que circulam por ela, em virtude da sua alta condutividade, e que interagem com o campo geomagnético. Situa-se entre 90 e 150 km, em dias calmos, e suas principais fontes de ionização são os raios-X fracos, a radiação solar Lyman-β² e o EUV. Para as regiões de baixas e médias latitudes a camada E não desaparece completamente de noite, apenas permanece como uma camada fracamente ionizada e uma das possíveis causas para esse fenômeno é a ionização por impacto de meteoros (HARGREAVES, 1992).
Na ocorrência de intensas atividades solares, ou de grandes chuvas de meteoros, forma-se a camada E esporádica, cujos processos de formação são distintos para baixas, médias e altas latitudes. Kirkwood e Nilsson (2000) descrevem que nas médias latitudes a camada E esporádica é causada pelo cisalhamento vertical dos ventos horizontais, resultando no acumulo de íons metálicos e na formação dessa camada. Para baixas latitudes, há dois processos para a formação da camada E esporádica, um deles é o mesmo que impera nas médias latitudes e o outro se relaciona com instabilidades decorrentes do eletrojato equatorial. Já para as altas latitudes, essa camada surge como resposta às emissões aurorais.
Sobreposta a camada E, está a camada F, que durante a noite, se comporta como uma região única, porém durante o dia, a interação com a radiação solar faz surgir uma estratificação interna, que origina as camadas F1 e F2, podendo haver ainda a camada F3, mas sua ocorrência limita-se às latitudes equatoriais. Esta camada se localiza acima de 150 km e é caracterizada pelos seus altos valores de ionização. Suas principais fontes de ionização são a radiação EUV, Lyman contínuo e as linhas de hidrogênio. A região F1 tem início a partir de 150 km de altitude e vai até 180 km, quando atinge o seu pico de densidade eletrônica. A camada F2 está situada sobre a F1 e nela ocorrem os mais altos valores de ionização da Ionosfera, havendo um pico de densidade por volta
de 300-350 km de altitude, onde a altitude desse pico pode variar com a ação dos ventos neutros ou pela atuação de campos elétricos. A Figura 2.2 mostra o perfil de densidade eletrônica da ionosfera durante o dia e a noite, onde percebe-se que durante a noite, com a ausência do sol, os valores de densidade são mais baixos. Também pode-se ver que no período noturno a base da Ionosfera se encontra mais elevada devido ao desaparecimento da camada D, além de apresentar os perfis de densidade em períodos de máxima e de mínima atividade solar, períodos esses que estão atrelados ao ciclo de 11 anos que o Sol possui.
Dentro desse ciclo o comportamento esperado é que em períodos de maior atividade, mais radiação solar é recebida na Terra e, portanto, maiores serão os valores de densidade eletrônica apresentados pela Ionosfera. O inverso é válido para os períodos de menor atividade, onde menos radiação emitida implica em valores mais baixos na densidade ionosférica.
Figura 2.2 – Esquema para a organização vertical das regiões ionosféricas durante o dia e de noite em períodos de máxima (linha continua) e de mínima (linha tracejada) atividade solar.
Fonte: Adaptado de Hargreaves (1992).
Uma vez que se introduziu o ambiente de estudo neste tópico, cabe ao próximo tópico a apresentação em maior detalhe do fenômeno que se está sendo estudado, o SSW, com um enfoque sendo dado a vários âmbitos, desde as causas desse fenômeno, seu local de ocorrência no globo terrestre e na atmosfera, além dos impactos dele no clima troposférico. Nas próximas sessões estão reunidos alguns mecanismos e efeitos dinâmicos da Ionosfera e que são relevantes para este estudo.
2.1.1 Efeito fonte, deriva vertical e Anomalia de Ionização Equatorial
Como já foi dito anteriormente, a Ionosfera é submetida a diversas variações. No trabalho de Thomas e Dufour (1965) há uma equação para a densidade eletrônica Ne da Ionosfera como uma
função da distância percorrida ao longo de uma linha de campo, e essa equação (Equação 2.2) evidencia alguns dos vários fatores que influenciam no conteúdo eletrônico da Ionosfera, em especial a altitude e a latitude.
𝑁𝑒= 𝑁𝑒0√1
𝜂∑(𝜂𝑖𝑒
−𝑧
𝐻𝑖) (𝐸𝑞. 2.2)
Em que Ne0 é a densidade eletrônica em um nível de referência situado na base da exosfera, Hi é a
altura de referência dos átomos, ηi é a densidade numérica de cada íon positivo (O+, H+, por
exemplo), η é a soma das densidades numéricas de cada um dos íons considerados e o z é um parâmetro que depende da distância entre o centro da Terra e uma altura de referência, da aceleração da gravidade nessa altura, da velocidade de rotação da Terra e da latitude magnética da linha de campo considerada.
Analisando a equação 2.2 pode-se esperar que o maior valor para a densidade eletrônica é obtido quando z é nulo, o que só ocorre para a latitude magnética 0º, ou seja, em pleno equador magnético. O que é plausível visto que a região equatorial recebe a maior parte da incidência radioativa solar, praticamente de forma direta ao meio-dia local. Porém, em virtude da interação entre o campo magnético terrestre (que flui para Norte e é praticamente paralelo sobre o equador), e dos campos elétricos associados aos ventos (que fluem para leste durante o dia), surge uma deriva que movimenta verticalmente as partículas acumuladas no equador com velocidade v proporcional a:
𝒗 = 𝑬𝑥𝑩
𝐵2 (𝐸𝑞. 2.3)
Na Figura 2.3 está ilustrado o funcionamento dessa deriva, onde as partículas acumuladas sobre o equador vão sendo direcionadas às altas altitudes até uma altura limite (chamada de apex da linha de campo), onde por ação gravitacional (G), passam a descer e então seguir o curso ao longo das primeiras linhas de campo que encontram, se depositando entre as latitudes ±10º e ±20º,
Figura 2.3 – Esquema representativo para o efeito fonte. Na imagem B é o campo magnético, G a gravidade e ExB representa a deriva vertical.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018.
esse processo é o chamado efeito fonte. Logo, a maior concentração de elétrons na Ionosfera ocorre nas zonas de baixa latitude magnética e não sobre o equador como era inicialmente esperado, essa é a denominada anomalia de ionização equatorial (EIA – Equatorial Ionospheric Anomaly) ou anomalia de Appleton.
2.1.2 Ventos neutros
A Atmosfera superior tem sua dinâmica fortemente governada pelo calor recebido do Sol, da região auroral e de fontes interplanetárias. O calor gerado por essas fontes resulta em variações de temperatura, que controlam os gradientes de pressão horizontal e a circulação dos ventos (RISHBETH, 1988). Esses ventos, associados com as correntes verticais resultam no sistema global de circulação, que governa o transporte de energia através do globo.
A velocidade dos ventos neutros depende da força de Coriolis (que surge em virtude da rotação da Terra), da viscosidade do ar e do arraste das moléculas e dos íons (ion-drag). Caso a força de Coriolis predomine, o vento flui perpendicular à força do gradiente de pressão, o que
ocorre na baixa Ionosfera. Quando o arraste predomina, como ocorre na camada F durante o dia, o vento flui praticamente paralelo a força do gradiente de pressão.
2.1.3 Pico de Pré-reversão
Considerando um determinado local no globo, analisando-se o comportamento da densidade eletrônica nesse lugar, ao longo de um dia calmo, espera-se ver a ocorrência de um valor máximo de densidade após o pôr-do-Sol, e posterior a esse pico, a inversão do sentido dos ventos, caracterizando o chamado pico de pré-reversão (PRE – Pre-reversal Enhancement), como mostra a Figura 2.4, que exibe o perfil típico para o TEC ao longo das horas de um dia de equinócio, de solstício de verão e de solstício de inverno.
Figura 2.4 – Exemplo do comportamento da densidade eletrônica em um dia de equinócio e nos dias de solstícios de verão e de inverno de 2012. O valor máximo visualizado no período da madrugada, em hora universal, corresponde ao PRE em todas as três situações.
Fonte: Adaptado de Oryema et. al (2016).
O aumento da densidade eletrônica ocorre ao se aproximar do terminadouro (linha que delimita a face da Terra que está de dia, e a face que está de noite), onde há um brusco aumento na deriva vertical da região F, intensificando a EIA. Após cruzar o terminadouro, inverte-se o gradiente de pressão ao qual a região está sendo submetida e, por conseguinte, o sentido dos ventos
também é invertido.
2.2 Aquecimento Estratosférico Súbito
O Aquecimento Estratosférico Súbito (SSW - Sudden Stratospheric Warming) é um fenômeno de ocorrência restrita aos períodos de inverno de ambos os hemisférios norte e sul. Esse fenômeno decorre da interação entre ondas atmosféricas que se deslocam verticalmente e os ventos zonais que circulam sobre a região polar (MATSUNO, 1971). O produto final dessa interação é o aquecimento da região estratosférica, na estação em que ela deveria estar mais fria.
O SSW pode ser classificado em major ou minor, onde na literatura há duas definições clássicas para se categorizar esses eventos. A primeira classificação foi publicada por McInturff, em 1978, que descreveu o aquecimento súbito major como sendo um intenso aumento de temperaturas que ocorre entre 60ºde latitude e vai em direção aos polos geográficos, sob uma pressão de no máximo 10 mbar (que equivale a 10 hPa, e a aproximadamente 31 km de altitude), onde ocorre a inversão do sentido de circulação dos ventos polares (que correm normalmente para oeste, e inverteriam seu sentido para leste), e o aquecimento súbito minor foi descrito como sendo o aumento de pelo menos 25 graus na temperatura estratosférica, em um período de até uma semana. Já a segunda classificação advém de um relatório da Organização Meteorológica Global (WMO - World Meteorological Organization), também publicado em 1978, onde o SSW major é descrito como o aumento de, pelo menos, 30 graus na temperatura estratosférica em até uma semana, ou um aumento de mais de 40 graus, ambos sob pressão máxima de 10 mbar, diferenciado-se de McInturff por não haver a inversão dos ventos como requisito. Por outro lado, o SSW minor é descrito em WMO (1978) da mesma forma que em McInturff (1978). Neste trabalho optou-se por adotar a classificação de McInturff (1978) visto que ela é a mais seguida nos trabalhos consultados.
Existe ainda uma terceira classificação, que recebe o nome de aquecimento canadense, que como o nome sugere, possui ocorrência restrita ao hemisfério norte do planeta, mas é capaz de influenciar as médias e baixas latitudes. Esse aquecimento decorre da amplificação de um anticiclone sobre o Canadá, que se move em direção aos polos, perturbando e enfraquecendo o vórtice polar. Uma vez que a atividade do anticiclone é cessada, o vórtice volta a sua intensidade natural.
2.2.1 Local de ocorrência do Aquecimento Estratosférico Súbito
O SSW ocorre desde a parte superior da tropopausa e se estende pela estratosfera, que é a segunda camada da atmosfera, a partir da superfície. Quanto a sua distribuição global, é limitado às regiões de alta latitude, em ambos os hemisférios, porém as ocorrências de maior notoriedade são registradas no hemisfério norte, ou hemisfério boreal. O fato do SSW ser mais ativo no hemisfério boreal decorre de se haver maior quantidade de zonas continentais nas altas latitudes desse hemisfério. A relação entre o número de zonas continentais e o SSW, deve-se ao fato de que variações topográficas propiciam a formação de alguns tipos de onda responsáveis pela gênese desse evento.
A Figura 2.5 é um esquema didático da dinâmica atmosférica que possibilita a formação do SSW, mostrando algumas das ondas circulantes na atmosfera que podem gerar o SSW, como as ondas planetárias que podem ter como fonte desde variações topográficas, erupções vulcânicas, ciclones e intensas tempestades de raios, além de apresentar outras possíveis fontes como as ondas de gravidade e ondas de maré, sempre posicionando esses mecanismos na altitude em que eles ocorrem, dentro da atmosfera.
Figura 2.5 – Esquema apresentando as principais fontes para o SSW.
Como também pode ser visto na Figura 2.5 as ondas que geram o SSW, podem se originar na região equatorial e se direcionar aos polos, e existem diversas evidências que as ondas geradas pelo próprio SSW também podem ter um alcance global. Ainda na mesma figura é possível ver que o SSW é um bom exemplo do acoplamento entre as camadas atmosféricas, visto que os mecanismos que o desencadeiam transitam entre as distintas camadas atmosféricas durante a trajetória até a região polar.
2.2.2 Causas para a ocorrência do Aquecimento Estratosférico Súbito
O vórtice polar ocorre acima da tropopausa e decorre da interação entre a estratosfera tropical e a estratosfera polar. A formação do vórtice ocorre quando a quantidade de raios UV recebida na região tropical é menor que a emissão, na faixa do infravermelho, nas regiões polares. Em um estado normal, os ventos do vórtice fluem naturalmente de leste para oeste e o eixo de rotação do vórtice está situado exatamente sobre o polo. Quando as ondas planetárias, por exemplo, oriundas da troposfera se movem verticalmente e se chocam com o vórtice polar, elas são amplificadas e perturbam a movimentação natural dos ventos, o que pode resultar em duas diferentes ocorrências: o deslocamento do vórtice em relação ao eixo polar (Vortex displacement) ou a sua fragmentação em vórtices menores (Vortex split). Um fato adicional sobre o SSW é que o tempo necessário para a estratosfera retornar ao seu estado normal, isto é, o estado pré-aquecimento, é muito maior do que o tempo para o aquecimento em si, pois para um SSW major, por exemplo, o sentido dos ventos só é normalizado cerca de 4-6 semanas após o aquecimento.
Nas duas ocorrências anteriormente descritas, há um ponto comum a ser destacado: a diminuição da intensidade do vórtice polar em virtude do choque das ondas planetárias. Entretanto, para que essas ondas possam perturbar o vórtice, e, por conseguinte, desencadear o aquecimento súbito, é necessário que se esteja em condições propícias, onde a massa e o momento de inércia do vórtice apresentam valores pequenos, o que ocorre quando os ventos zonais estão bem concentrados sobre o polo (LIMPASUVAN et al., 2008). Uma vez cumprido esse pré-requisito, as ondas ficam livres para transportar calor para os polos, levando ao aquecimento da estratosfera polar (MATSUNO, 1971), enquanto que parte do ar frio que compunha o vórtice polar, já enfraquecido, é transportada para o equador.
haja o registro de um evento nesse hemisfério, a sua intensidade será sempre menor que os eventos do hemisfério norte, o que é justificado pelo fato do vórtice austral ser mais intenso que o vórtice boreal e as ondas propagadas geralmente não possuírem amplitude suficiente para perturbá-lo. Em 2002, houve o raro registro de um SSW major sobre a região antártica, esse evento foi singular devido a ocorrência da divisão do buraco da camada de ozônio em dois.
A Figura 2.6 mostra três situações diferentes para o polo norte terrestre, a primeira (2.6a) mostra a região avermelhada, que representa as temperaturas mais baixas, bem centrada em relação ao polo, onde os valores de temperatura vão gradualmente aumentando com a distância ao polo, caracterizando uma condição normal e sem perturbações, por outro lado, a Figura 2.6b mostra a região avermelhada está distante do polo, e que o aumento gradual de temperatura não existe nessa situação, o que caracteriza uma perturbação onde houve o deslocamento do vórtice polar, e na Figura 2.6c é visível duas regiões com baixas temperaturas, o que evidencia que houve a fragmentação do vórtice polar, neste caso, em dois pedaços.
Figura 2.6 – a) Mostrando a região de ocorrência do vórtice polar, destacado pelas cores mais quentes, sob condições normais, ou seja, sem perturbações; b) Ilustra o vórtice polar deslocado do eixo de giro do planeta; c) Ilustra o caso do vórtice polar fragmentado, neste caso, em 2 vórtices menores.
Disponível em: https://www.scisnack.com/2013/12/04/ssw/. Acessado em: 03/10/2018.
Os parágrafos a seguir englobam as definições para ondas planetárias, ondas de gravidade e ondas de maré, que, como já citados, são os principais mecanismos que desencadeiam o SSW.
2.2.2.1 Ondas Planetárias
Ondas planetárias, ou ondas de Rossby, são ondas de ocorrência natural em fluidos em rotação como a atmosfera terrestre, possuindo comprimentos de onda da ordem de centenas de km, além de períodos da ordem de dias. Esse tipo de onda surge na troposfera terrestre, essencialmente como consequência da variação latitudinal do efeito Coriolis e, em geral, são formadas nas zonas de correntes de jato e se propagam globalmente de leste para oeste, entretanto, em virtude do gradiente de pressão entre o equador e os polos, essas ondas podem tender a viajar no sentido dos polos, que são a região de menor pressão, uma vez que se desprendam das correntes de jato.
2.2.2.2 Ondas de gravidade
As ondas que se propagam horizontal e verticalmente por um meio fluido, em que a força restauradora atuante no retorno desse fluido perturbado ao seu estado de equilíbrio, seja a força gravitacional, são as chamadas ondas de gravidade (GW - Gravity Waves). O período dessas ondas pode variar entre alguns minutos e até várias horas, e na atmosfera, elas podem ser geradas por eventos climáticos de grande porte, como, por exemplo, tornados, ou mesmo tempestades de raios.
O colapso das ondas de gravidade na baixa atmosfera pode resultar na formação de ondas planetárias (PAES, 2012), que como relatadas previamente, são geradoras potenciais do aquecimento estratosférico súbito. Essa, no entanto, não é a única relação entre SSW e as GW. Liu e Roble (2002), por exemplo, relatam que durante a ocorrência do SSW, a intensa perturbação dos ventos na região polar resulta no aumento da quantidade de GW que se propagam em direção à mesosfera e à baixa termosfera, o que resulta no resfriamento e no aquecimento dessas camadas, respectivamente.
2.2.2.3 Marés atmosféricas
Similar ao que ocorre com a água que preenche os oceanos da Terra, os gases atmosféricos são influenciados pela atração gravitacional que o Sol e a Lua exercem sobre a Terra. Entretanto, no caso da chamada maré atmosférica, os efeitos térmicos do Sol são mais influentes do que as interações gravitacionais. As perturbações resultantes das marés atmosféricas se propagam em direção a oeste, estando sincronizadas com a posição do Sol e da Lua, alcançando amplitude vertical máxima na região da mesosfera e da baixa termosfera. Existem dois principais modos para
a maré Solar, um modo diurno, com período de 24h, e outro modo semi-diurno, com período de 12h.
O modo semi-diurno solar é a componente de maré principal para a estratosfera e para a mesosfera e o fluxo de ar é controlado pela dinâmica entre a força de elevação, gerada pelas marés, e pela força de Coriolis (HARGREAVES, 1992). Enquanto que o modo diurno predomina para a termosfera acima de 250 km, decorrente da absorção de radiação EUV. O fluxo de ar para a maré na termosfera é influenciado pelos gradientes de pressão estabelecidos com o aquecimento solar, que desvia o percurso dos íons e força os elétrons a seguirem as linhas do campo geomagnético.
Durante o período de inverno, as ondas planetárias amplificadas após o choque com o vórtice polar, podem interagir com as perturbações de maré, levando a um padrão de campos elétricos alterados, que mudam a configuração de dias calmos do efeito fonte e da anomalia de ionização equatorial (PAES, 2012). O inverno também é o período onde as marés lunares são mais intensas, em especial, parte dos modos de maré lunar são amplificados durante a ocorrência do SSW (SRIDHARAN, 2017).
2.2.3 Efeitos meteorológicos resultantes do SSW
Uma vez que todas as camadas da atmosfera interagem entre si, é comum esperar que um evento como o SSW venha a gerar consequências na Ionosfera, por exemplo, e até mesmo na troposfera. As influências na troposfera têm especial relevância, visto que impactam no clima, o que afeta diretamente as atividades humanas. Uma das relações entre SSW e clima, já foi descrita no tópico 2.2.2, onde se relatou que com a diminuição da intensidade do vórtice, parte do ar frio que o compõe é enviado para a estratosfera equatorial, o que modifica a dinâmica climática dessa região.
Um outro exemplo da relação entre SSW e clima decorre da amplificação das correntes de jato (jet streams) nas regiões de média latitude, durante a ocorrência de um SSW, que resulta na formação de anomalias de ar frio no oeste da América do Norte e na Europa e de anomalias de ar quente no leste da América do Norte (FORTIN, 2017). Outra relação notável ocorre na região ártica, onde uma extensão considerável do oceano ártico congela superficialmente durante o inverno. Os picos de congelamento do oceano ártico, coincidem com os períodos em que o SSW são mais observados, o que sugere uma relação entre eles (FORTIN, 2017).
Adicionalmente, existem sugestões de relações mútuas entre o SSW e o El Niño, que é o fenômeno de aquecimento das águas do pacífico, capaz de afetar o clima em escala global. Há evidências, por exemplo, de que os eventos de SSW de maior e de menor intensidades possuem duração maior quando ocorre o El Niño do Pacífico central do que no El Niño do leste do Pacífico (LI e TIAN 2017).
2.3 Conteúdo Eletrônico Total
Uma forma de estudar a propagação de perturbações na Ionosfera é através da variação do Conteúdo Eletrônico Total (TEC), que consiste no número total de elétrons contidos em uma coluna cuja seção transversal possui área unitária (1m²), e que a altura abrange verticalmente desde a superfície da Terra até nível máximo de referência, que pode ser, por exemplo, a altura de um satélite. Esse parâmetro é medido em unidades de TEC (TECU – TEC Units), onde 1 TECU equivale a 1016 elétrons/m² e o seu cálculo é possível frente a refração que o sinal GNSS (Global Navigation Satellite System) é submetido ao passar pela Ionosfera. Essa refração gera um atraso de tempo na propagação do sinal, expresso pela equação 2.4, que segue logo abaixo:
𝑑𝑡 = 40,28
𝑐𝑓2 𝑇𝐸𝐶 (𝐸𝑞. 2.4)
Em que dt é o atraso de tempo, c é a velocidade da luz e f é a frequência de propagação do sinal.
Os dados de TEC podem ser apresentados na forma do slant TEC (STEC) ou do Vertical TEC (VTEC), onde o primeiro se refere ao conteúdo eletrônico contido no caminho entre um satélite e um receptor, onde o raio dessa trajetória está inclinado em relação ao zênite, enquanto que o VTEC engloba apenas raios paralelos ao zênite local da posição do receptor. Matematicamente esses dois tipos de TEC estão relacionados na equação:
𝑆𝑇𝐸𝐶 𝑉𝑇𝐸𝐶 = (1 − ( 𝑅𝑒cos(𝜖) 𝑅𝑒+ ℎ𝑠𝑝 ) 2 ) −12 (𝐸𝑞. 2.5)
Em que Re é o raio da Terra, ϵ é o ângulo entre o raio da trajetória do STEC e a linha do zênite e
hsp é a altura da camada ionosférica de referência. A Figura 2.7 é uma representação prática das
duas formas clássicas de se apresentar o TEC. A coluna do STEC, destacada em cor vermelha, aparece sempre paralela ao raio do sinal emitido pelo satélite e discorda por um ângulo ϵ da linha
do zênite para a posição do receptor. Já a coluna do VTEC, de cor alaranjada, aparece sempre paralela a linha zenital da estação.
Figura 2.7 – Ilustra sobre como o STEC e VTEC apareceriam em uma situação prática onde se tem um satélite emissor S e uma antena receptora R.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018.
O TEC está claramente relacionado com a densidade de elétrons da atmosfera, que como já foi relatado, possui valores máximos nas regiões de baixa latitude (±15º), associados à EIA. Em geral, os valores de TEC diminuem nas médias latitudes, retornando a aumentar apenas na região auroral, em função dos processos de aquecimento locais. Em termos da variação diária, os maiores valores ocorrem após o pôr-do-Sol, estando relacionados ao PRE. Entretanto, essas variações típicas de densidade são esperadas no caso da ausência de perturbações, logo, mudanças nesse cenário indicam a ocorrência de fenômenos não tão corriqueiros.
Um exemplo de perturbação no TEC ocorre quando há tempestades magnéticas, as quais, podem elevar o valor de TEC por um período de poucas horas. Ocorrências de SSW, por outro lado, podem perturbar os valores de TEC por diversos dias, após o seu termino. Fagundes et al. (2015) mostram que durante os dias perturbados por um SSW major ocorrido em 2009, o registro
do PRE foi antecipado em cerca de 3 horas nas baixas latitudes e que a amplitude desse pico foi diminuída no hemisfério norte (onde ocorreu o SSW) e aumentada no hemisfério sul, além de ocorrerem picos significantes nas médias latitudes. Yasyukevich (2018) expõe que para vários SSW ocorrentes nos invernos entre 2006-2013, houve a diminuição na amplitude do pico de densidade da camada F2, durante o dia, nas regiões de alta latitude.
3 METODOLOGIA
Neste capitulo está inserida a descrição para a metodologia aplicada no trabalho. Primeiramente compreende a obtenção dos parâmetros necessários para efetuar a classificação do SSW (Tópico 3.1) e, posteriormente, o foco é dedicado à aquisição dos dados de TEC e à confecção dos mapas (Tópico 3.2).
3.1 Obtenção dos dados para classificação do SSW
Uma vez que o SSW é um fenômeno ocorrente na estratosfera, há o interesse em identificar sua ocorrência, com base na consulta de dados referentes aos parâmetros estratosféricos. Neste trabalho se utilizou os parâmetros coletados pelos satélites da NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration), que são armazenados no site do Atmospheric chemistry and Dynamics Laboratory. Para acessar esses dados, é necessário o preenchimento do formulário mostrado na Figura 3.1, que contempla o intervalo de observação desejado, o hemisfério e o nível de pressão de seu interesse. Os dados contidos no site são diários e é possível obtê-los desde primeiro de janeiro de 1979 até o dia anterior em que se está consultando o site.
Figura 3.1 – Formulário para a obtenção dos parâmetros estratosféricos.
Fonte: https://acd-ext.gsfc.nasa.gov/Data_services/met/ann_data.html. Acesso em: 24/05/2018
A partir do formulário mostrado na Figura 3.1, pode-se filtrar os dados fornecidos pelo site de diversas formas. A primeira delas é quanto ao intervalo de tempo, onde pode-se selecionar todos os dados armazenados pelo site (All data), ou selecionar os dados no intervalo entre duas datas inseridas (Data Range), ou ainda optar pelos dados de um intervalo específico de dias, mas em diferentes anos (Seasonal). Referentes ao intervalo de tempo escolhido, pode-se obter os dados para os hemisférios norte e sul, relativos a seis diferentes níveis de altitude (na meteorologia é comum se remeter a altitude através de unidades de pressão, no caso hPa, uma vez que as duas variáveis estão relacionadas no contexto atmosférico).
Ao todo, dezessete opções de parâmetros são ofertadas no formulário. Após a submissão das informações no formulário, os dados são retornados em um arquivo de texto ASCII, onde estão organizados na forma de tabela, como no exemplo da Figura 3.2. A primeira coluna da figura contém unicamente a data ao qual os dados são relativos. A partir da segunda coluna estão os dados em si, onde da primeira linha em diante seguem, em respectivo, o nome do parâmetro (I), latitude do hemisfério selecionado (II), nível da pressão (III), a unidade em que estão os dados (IV) e depois do separador, estão os valores dos parâmetros (V). A forma em que os dados são organizados é
visível na Figura 3.2, que mostra valores de temperatura mínima para o hemisfério norte no período entre 20 e 30 de janeiro de 2010. Cabe salientar que o parametro de temperatura mínima foi usado apenas para exemplificar a saída dos dados e não foi usado neste trabalho.
Figura 3.2 – Estrutura em que os dados solicitados através do formulário são apresentados após o preenchimento.
Fonte: https://acd-ext.gsfc.nasa.gov/Data_services/met/ann_data.html. Acesso em: 24/05/2018
Finalmente, para classificar o SSW seguindo os critérios de classificação de McInturff (1978), descritos na seção 2.2, utilizou-se dois parâmetros disponíveis no formulário da Figura 3.1, as temperaturas na latitude de 90ºN e as velocidades dos ventos zonais em 60ºN, para o intervalo entre 7 de janeiro de 2016 até 7 de abril de 2016. Com esses dados elaborou-se a Figura 3.3, onde duas regiões aparecem destacadas. A primeira, em amarelo, mostra o período onde ocorre um aumento de mais de 50º na temperatura, em apenas 2 dias, além de uma inversão no sentido dos ventos zonais, o que segundo a classificação de McInturff se caracteriza como um SSW major. Na segunda, destacada em azul, ocorre um aumento superior a 50°, porém não há uma inversão nos ventos, o que caracteriza um SSW minor.
Figura 3.3 – Gráfico mostrando as mudanças na temperatura estratosférica em 90ºN e na intensidade dos ventos zonais em 60ºN.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018.
Em virtude dos SSW major serem mais intensos e, como tal, possuírem maior potencial para causar perturbações na Ionosfera do que um SSW minor, escolheu-se analisar os dias em que o evento major esteve ativo, pois mais efeitos consequentes podem ser visualizados.
3.2 Elaboração dos mapas de TEC
Como já introduzido nos capítulos anteriores, a abordagem adotada neste trabalho baseia-se no debaseia-senvolvimento de uma ferramenta que elabora mapas de TEC e que permita o acompanhamento do TEC em um intervalo de tempo definido. Para este estudo, o intervalo selecionado diz respeito ao período mais ativo de um SSW major ocorrido em março de 2016.
Esse SSW foi um dos mais intensos ocorridos nos últimos anos e com potencial para gerar perturbações no TEC em um âmbito global. Entretanto, o foco desse trabalho é para a análise do TEC nas regiões equatoriais e de baixa latitude magnética situadas na América do Sul. Com esse intuito foram escolhidas 114 estações situadas no continente latino-americano e que fazem parte das seguintes redes de dados GNSS: RBMC (Rede Brasileira de Monitoramento Contínuo), disponível em: https://ww2.ibge.gov.br/home/geociencias/download/tela_inicial.php?tipo=8, rede IGS International GNSS Service), cujos dados se situam em: ftp://igs.ensg.ign.fr/pub/igs/data/) e a
rede de servidores UNAVCO (University NAVSTAR Consortium), que contempla dados GNSS de diversas outras redes, acessível em: http://www.unavco.org/data/gps-gnss/data-access-methods/dai2/app/dai2.html#). Dentre as redes utilizadas, apenas na RBMC é necessário efetuar um cadastro antes de realizar o download dos dados. A localização dessas estações pode ser vista na Figura 3.4.
Figura 3.4 – Mapa que contem a posição geográfica das 114 estações utilizadas neste trabalho. As cores apresentadas pelos pontos que marcam as estações são para distinguir as redes em que os dados dessas estações foram obtidos.
Fonte: Google Earth, acessado em 22/08/2018.
Os dados fornecidos pelas estações, como já descrito, são dados GNSS. Esses dados foram usados como arquivos de entrada no programa Gopi Seemala Model para obter os dados de TEC. Cabe ressaltar que o Gopi Seemala Model retorna tanto os dados de STEC quanto os de VTEC para cada uma das estações. Uma vez em posse desses dados, efetuou-se a interpolação dos dados que possuíam o mesmo tempo de registro, mas que eram de diferentes PRNs (Pseudorandom Noises) e, por fim, elaborou-se os mapas de VTEC para os dias mais ativos do SSW (de 6-11 de março de 2016) e para dias calmos de referência que precederam a ocorrência do SSW (de 28 de fevereiro até 3 de março de 2016).
satélite, o que é corrigido ao se utilizar o VTEC em um modelo onde os elétrons livres na Ionosfera se concentram em uma camada infinitesimal de altura H, onde está situado o chamado Ionospheric Pierce Point (IPP, que é um ponto de referência situado nessa camada de altura H). Portanto, usar o VTEC é, de uma forma mais prática, fazer uma média dos valores de STEC que estão próximos a uma estação, e concentrar esse valor médio justo no IPP.
Quanto a elaboração de mapas para os dias de evento e para os dias calmos, a justificativa para a escolha desses períodos é justamente para permitir uma comparação entre os comportamentos da Ionosfera nessas duas situações. No caso da ocorrência de comportamentos muito destoantes entre esses dois períodos, aprofundou-se a investigação quanto aos mecanismos que estavam perturbando a configuração normal da Ionosfera, dando especial enfoque em buscar se esses mecanismos podem ser consequências do SSW. A Figura 3.5 mostra o exemplo de um mapa de VTEC gerado para a área de estudo, em que, os quadrados aparentes na figura mostram os valores de TEC registrados pelos satélites para o dia 6 de março de 2016, com frames para o intervalo entre 12-19h, intervalados de uma em uma hora. Os caracteres em forma de ‘x’ em cor azul correspondem a localização das estações usadas neste trabalho.
Ao observar os frames da Figura 3.5 é possível perceber um crescimento gradativo nos valores de VTEC que vem ocorrendo de leste para oeste, onde as cores mais quentes, que correspondem aos valores mais altos aparentes nas imagens, se situam sempre na porção leste, fato que decorre da rotação da Terra e evidencia as regiões em que a radiação solar está incidindo com maior intensidade.
Figura 3.5 – Comportamento do TEC para o intervalo entre 12-19 horas UTC para o dia 06 de março de 2016, que é o primeiro dia do SSW. A linha tracejada marca o equador magnético.
Os mapas da Figura 3.5 mostram claramente uma grande mudança no comportamento da ionosfera, entretanto, a perturbação evidenciada é de grande escala, e em virtude de sua alta dimensão, mascara perturbações de escala menor, que podem ser interessantes para este estudo. Na tentativa de melhorar a resolução dos mapas optou-se por utilizar o método de kriging para interpolar os valores de TEC, como implementado por Foster e Evans (2008).
A Figura 3.6 mostra exemplos de mapas de VTEC elaborados com o uso do método de kriging para o período entre 1h-1h45 do dia 1 de março de 2016, intervalados em 15 minutos. Por comparação com os gráficos da Figura 3.4, nota-se uma maior qualidade na exibição dos dados, o que torna mais fácil visualizar contrastes entre os valores de TEC, inclusive, possibilitando a visualização de irregularidades de menor escala no plasma ionosférico, como as bolhas de plasma, por exemplo, que são visualizadas no interior nas formas retangulares destacadas nos frames que compõem a Figura 3.6, e correspondem as zonas de menor densidade, isto é, de coloração azulada.
Esse método de interpolação, no entanto, possui restrições de uso, visto que extrapola os valores de TEC exibidos, por exemplo, nos quadrados da Figura 3.5, para que eles preencham os espaços em branco adjacentes, causando o aumento no percentual de erro associado aos dados, visto que os valores atribuídos no preenchimento não são necessariamente reais, o que torna necessário efetuar uma minimização da variância entre os dados de entrada e os dados de saída, de maneira a se obter a melhor interpolação possível, entretanto, esse tipo de análise aumentaria a complexidade do trabalho e demandaria atenção especial, o que mudaria o foco do trabalho.
Figura 3.6 - Mapas de TEC feitos com o método de kriging. Os 4 mapas correspondem a frames intervalados em 15 minutos para o dia 1 de março de 2016, que é um dos dias calmos analisados.
Fonte: Elaborada pelo autor, 2018.
Em contraponto, em função das limitações do método, em especial, a dependência de uma análise mais detalhada sobre a variância, ocorrem em alguns instantes de tempo, quebras nas cores exibidas nos mapas interpolados, como pode ser visto nos frames da Figura 3.7, que também são para o dia 1 de março de 2016, mas correspondem a horários posteriores ao da Figura 3.6. Em virtude da complexidade para readequar a interpolação e corrigir essas quebras, o uso do método de kriging foi restrito há casos específicos, onde ela adequou-se, como o da Figura 3.6.
Figura 3.7 – Quebras de cor nos mapas interpolados para o dia 1 de março de 2016.
Fonte: Elaborado de autor, 2018.
Uma vez que os mapas de TEC não interpolados não exibiam resolução adequada para visualizar as perturbações ionosféricas e que os mapas interpolados necessitariam de enfoque especial para evitar essas quebras de cores, optou-se por efetuar outra análise sobre o TEC e em vez de analisar os mapas, em si, analisar as curvas de TEC exibidas em cada um dos dias estudados, semelhante ao estudo feito por Fagundes et al. (2015), entretanto, o presente trabalho aborda um outro evento SSW, com mais dias de evento analisados, além de contar com um número maior de estações, compreendendo de forma mais ampla os efeitos do SSW no TEC. O próximo tópico contempla a descrição do método usado para analisar o comportamento do VTEC nos dias estudados.
3.3 Curvas de VTEC
A primeira abordagem adotada com esse âmbito foi a criação de dois perfis sobre o mapa das estações, onde esses perfis estão orientados perpendiculares ao equador magnético. Procurou-se Procurou-sempre posicionar esProcurou-ses perfis de forma a que eles cruzasProcurou-sem regiões com uma boa densidade de estações. A Figura 3.8 mostra os perfis traçados em azul e em laranja, e estão em destaque as estações mais próximas aos perfis e que, portanto, tiveram seus dados analisados.
Figura 3.8 – Mapa mostrando os dois perfis utilizados e as estações que os interceptam. O perfil azul contempla: PUIN, AMTE, AMHA e ROCD; E o perfil laranja contem: KOUR, KOUG, BELE, BEPA, BAIR.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018.
Para cada uma dessas estações destacadas na Figura 3.8, elaborou-se gráficos que mostram o comportamento do TEC durante os dias do SSW major, além do comportamento médio do TEC durante os dias calmos. Os gráficos estão agrupados de acordo com a posição das estações em relação ao equador magnético, como mostrado na Figura 3.9, onde há um grupo formado por seis estações localizadas ao norte do equador magnético, um grupo para as sete estações que se localizam praticamente no equador magnético (entre as latitudes magnéticas 0º e 5° tanto norte quanto sul), e o último grupo para as três que se situam ao sul da linha do equador magnético.
Cada um desses grupos de estações possui um subtópico próprio no capitulo de resultados, visto que a eletrodinâmica na Ionosfera é diferente em cada um desses três ambientes e analisá-los de maneira uniforme iria diminuir a confiabilidade das interpretações. Cabe salientar, que algumas das estações exibidas não estão no mesmo fuso horário, logo, alguns dos comportamentos cíclicos típicos de um dia normal na Ionosfera, podem aparecer defasados em virtude disso.
Figura 3.9 – Mapa mostrando a posição das estações em relação as latitudes magnéticas. Os dados de latitude magnética são do modelo IGRF 2010 e a base do mapa é do Google Earth.
4 RESULTADOS E DISCUSSÕES
Este trabalho se baseia na análise de dados de VTEC, a fim de analisar se é possível identificar feições que possam ser interpretadas como perturbações relacionadas com o SSW ocorrido em 2016. Entretanto, para assegurar que o SSW fosse o mecanismo precursor das perturbações registradas no período de estudo, entre 6 de março a 11 de março de 2016, é importante analisar se o período em questão está calmo em relação a fontes de perturbação externas. Com tal intuito, analisou-se o Disturbance storm time index (Dst index), que é um índice para a intensidade da chamada corrente de anel, que é uma corrente elétrica transportada por partículas carregadas aprisionadas na magnetosfera terrestre. Quando essa corrente é enfraquecida, indica a provável ocorrência de uma tempestade magnética, que é um fenômeno que decorre da interação entre a radiação oriunda do Sol e a magnetosfera terrestre.
A Figura 4.1 mostra o gráfico do índice Dst, elaborado para o período entre 7 de fevereiro e 7 de abril de 2016, onde percebe-se a ocorrência de um vale bastante acentuado justamente no dia 7 de março, onde é alcançado o valor de -58 nT, o que caracteriza uma tempestade magnética moderada segundo Loewe e Prölss (1997 apud GONZALEZ et. al, 1994), e essa tempestade é provavelmente a maior contribuinte para os elevados valores de TEC exibidos nesse dia. Os dados do índice Dst foram obtidos no site: https://omniweb.gsfc.nasa.gov/form/dx1.html.
Na Figura 4.1 também estão destacadas as três fases da tempestade magnética, a fase inicial, que contempla um leve aumento no Dst, e é sucedida pelo decrescimento até alcançar o vale, o que corresponde a fase principal e, por fim, o período necessário para que os valores do Dst se normalizem, é a chamada fase de recuperação. Nota-se que os dias perturbados pelo SSW analisados nesse trabalho estão todos contidos em alguma das fases dessa tempestade magnética, logo, os registros de perturbações nesse período possivelmente são combinações dos efeitos do SSW e da resposta ionosférica nas diferentes fases da tempestade.
Figura 4.1 – Gráfico do índice Dst para o período entre 07/02 e 07/04 de 2016. A feição que merece mais destaque é a grande redução que atinge o valor mínimo no dia 7 de março de 2016.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018.
Todas essas fases da tempestade ocorrem durante os dias perturbados pelo SSW, portanto, algumas das feições ondulatórias identificadas nas curvas dos dias que sucedem 7 de março, podem estar associadas com fase a recuperação da tempestade. Cabe salientar, que no exato dia 7 de março, as perturbações exibidas no TEC são predominantemente influenciadas pela fase principal da tempestade magnética.
4.1 VTEC na região ao norte do equador magnético
Os gráficos inseridos na Figura 4.2 mostram os valores de TEC relativos as estações AMCO, AMTE, KOUG, KOUR, PUIN e SAGA, que estão situadas ao norte do equador magnético. O padrão estabelecido nesses gráficos, para os dados, também é seguido nos outros subtópicos, onde a linha vermelha mais espessa mostra a tendência média do TEC para os dias calmos, que corresponde ao período de 28 de fevereiro a 3 de março de 2016, e as linhas mais finas exibem o comportamento do TEC para cada um dos dias perturbados pelo SSW, período entre 6 de março e 11 de março de 2016.
Figura 4.2 – As curvas mostram o comportamento do TEC ao longo dos dias perturbados e a média de TEC para os dias calmos para as estações acima do equador magnético. Os dias a qual cada linha corresponde estão na legenda de cada gráfico.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018
Analisando o comportamento do TEC ao longo das horas na Figura 4.2, é possível perceber, tanto para os dias perturbados quanto para a linha de tendência média dos dias calmos, a existência de um padrão. Onde, em geral, ocorrem dois grandes picos de TEC ao longo do dia, o primeiro
deles (de agora em diante nomeado de Pico 1) ocorre logo após a meia-noite em hora universal, correspondendo ao PRE, enquanto que o segundo pico (de agora em diante nomeado de Pico 2) ocorre por volta de 20h em tempo universal (mais ou menos 17h em horário local). Há também um grande vale que ocorre na madrugada, e antecede o crescimento do TEC provocado pelo surgimento do Sol e o consequente inicio da ionização, oriunda da radiação solar. Cabe destacar que há grandes mudanças nas amplitudes dos picos, em uma mesma estação, de um dia para outro.
Outro caso notável presente nos gráficos da Figura 4.2, é na curva que corresponde ao dia 7 de março (azul), onde ocorre a fase principal da tempestade magnética e exibe a maior amplitude para o Pico 1 na maioria das estações, excetuando a estação PUIN, que é a mais distante do equador magnético, e a Ionosfera sobre essa estação apresenta um quadro distinto. Um comportamento também comum em diversas curvas é a exibição de seguidos picos e vales, o que remete a um caráter oscilatório, como pode ser visto, por exemplo, n os dias perturbados da estação KOUR no período entre 15-24h. Essas feições podem ser o registro da propagação de ondas na Ionosfera.
4.2 VTEC na região do equador magnético
Nesse grupo estão as estações AMHA, BELE, BEPA, IMPZ, POVE, ROCD e ROJI que se situam na região entre as latitudes magnéticas 5° norte a 5° sul, portanto, muito próximas do equador magnético. A Figura 4.3 mostra os gráficos de TEC para essas estações citadas.
Figura 4.3 – Gráficos cujas curvas exibem o perfil do TEC nos dias perturbados e também a média de TEC para os dias calmos para as estações situadas muito próximas ao equador magnético. Os dias correspondentes a cada uma das linhas estão na legenda de cada gráfico.
Fonte: Elaborado pelo autor, 2018
Comparando os gráficos da Figura 4.3 nota-se o mesmo perfil de dois picos e um vale. Entretanto, os picos aparecem mais bem definidos e aparentemente, não muito perturbados, se comparados aos exibidos na Figura 4.2, pois raramente ocorrem feições oscilatórias como as visualizadas para alguns casos da Figura 4.2, porém ainda podem ser vistos, por exemplo, no
intervalo entre 15-20h para o dia 10 de março, para a estação BEPA. Entretanto, mesmo nesses casos onde o comportamento oscilatório é identificado, os picos secundários são muito pouco destacados, pois possuem baixa amplitude. Novamente, a maior amplitude para o pico 1 é registrada no dia 7 de março, comportamento esse que é comum a todas as estações desse setor equatorial.
4.3 VTEC na região ao sul do equador magnético
Para este que é o último dos grupos, estão contidas as estações BAIR, MABS e MSCO. Os gráficos referentes a estas estações estão na Figura 4.4.
Figura 4.4 – Comportamento do TEC registrado nos dias perturbados e a média dos valores de TEC para os dias calmos para as estações situadas abaixo do equador magnético. Os dias que correspondem a cada uma das linhas apresentadas estão na legenda de cada gráfico.
