ESTUDO DAS PROPRIEDADES DA REGIÃO C IONOSFÉRICA UTILIZANDO A REDE SAVNET

INPE-16613-TDI/1591

ESTUDO DAS PROPRIEDADES DA REGI ˜

AO C

IONOSF´

ERICA UTILIZANDO A REDE SAVNET

Hern´an Rivero Gavil´an

Disserta¸c˜ao de Mestrado do Curso de P´os-Gradua¸c˜ao em Geof´ısica Espacial, orientada pelos Drs. Jean-Pierre Raulin, e Alisson Dal Lago, aprovada em 09 de

setembro de 2009

Registro do documento original:

<http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m19@80/2009/11.06.18.11>

INPE

S˜ao Jos´e dos Campos 2009

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INPE-16613-TDI/1591

ESTUDO DAS PROPRIEDADES DA REGI ˜

AO C

IONOSF´

ERICA UTILIZANDO A REDE SAVNET

Hern´an Rivero Gavil´an

Disserta¸c˜ao de Mestrado do Curso de P´os-Gradua¸c˜ao em Geof´ısica Espacial, orientada pelos Drs. Jean-Pierre Raulin, e Alisson Dal Lago, aprovada em 09 de

setembro de 2009

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INPE

S˜ao Jos´e dos Campos 2009

Dados Internacionais de Cataloga¸c˜ao na Publica¸c˜ao (CIP)

Rivero Gavil´an, Hern´an.

R524es Estudo das propriedades da regi˜ao C ionosf´erica utilizando a rede SAVNET / Hern´an Rivero Gavil´an. – S˜ao Jos´e dos Campos : INPE, 2009.

102 p. ; (INPE-16613-TDI/1591)

Disserta¸c˜ao (Mestrado em Geof´ısica Espacial) – Instituto Na-cional de Pesquisas Espaciais, S˜ao Jos´e dos Campos, 2009.

Orientadores : Drs. Jean-Pierre Raulin, e Alisson Dal Lago. 1. Ondas de muito baixa frequˆencia (VLF). 2. SAVNET. 3. Regi˜ao-C. 4. Baixa ionosfera.5. Lyman-a I.T´ıtulo.

CDU 551.590.21:551.510.413.5

Copyright c 2009 do MCT/INPE. Nenhuma parte desta publica¸c˜ao pode ser reproduzida, arma-zenada em um sistema de recupera¸c˜ao, ou transmitida sob qualquer forma ou por qualquer meio, eletrˆonico, mecˆanico, fotogr´afico, reprogr´afico, de microfilmagem ou outros, sem a permiss˜ao es-crita do INPE, com exce¸c˜ao de qualquer material fornecido especificamente com o prop´osito de ser entrado e executado num sistema computacional, para o uso exclusivo do leitor da obra.

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“A diferença entre um homem de sucesso e outro orientado para o fracasso é que um deles esta aprendendo a errar, enquanto o outro está procurando aprender com seus próprios erros”.

Para minha família, os membros e ex-membros do Museu Histórico de Ciências Físicas (MHCF) da Universidade Nacional Maior de São Marcos (UNMSM), os integrantes da área de astronomia do CONIDA e demais amigos a distância.

AGRADECIMENTOS

Ao Professor Pierre Kaufmann, coordenador do Centro de Rádio-Astronomia e Astrofísica Mackenzie, CRAAM, minha gratidão por me dar a oportunidade de trabalhar neste centro durante esses anos.

Agradeço pessoalmente ao doutor Jean-Pierre Raulin por confiar em mim, desde que nos conhecemos na terceira escola de Física Solar de El Leoncito no ano 2005, pela paciência e dedicação que mostrou ao me orientar como pesquisador e por todo o apoio que me brindou enquanto morei em São Paulo, cidade que deixa muita saudade em mim. Agradeço também ao doutor Alisson Dal Lago, como co-orientador deste trabalho por sua disposição, durante todo esse tempo. Sou grato ao doutor Fernando Bertoni, recente visitante de minha pátria querida, pelo apoio, discussões e conselhos ao longo destes últimos meses.

Para minha mãe, Isabel Erasma Gavilán Ramos, por todo seu apoio, confiança e compreensão ao longo desses anos de ausência. Para minha irmã, Dana Ruth Rivero Gavilán, por me animar e por me esperar para me dar a felicidade de poder entregar a ela e ao seu namorado e futuro esposo, Segundo, desejando-lhe muita felicidade.

Aos doutores Polinaya Muralikrishna e Hisao Takahashi, meu agradecimento por ser parte da banca examinadora e pela avaliação deste trabalho, e pelas sugestões.

Dedico este trabalho também para o Licenciado Walter Guevara Day, diretor do departamento de Astronomia da Comisión Nacional de Investigación y

Desarrollo Aeroespacial (CONIDA), que me apoiou desde que foi meu

Para os integrantes e ex-integrantes do Museu Histórico de Ciências Físicas (MHCF), em especial para a doutora Mariella Alzamora Camarena e o licenciado Nicolas Herencia Calampa, por suas palavras e seu apoio.

Um agradecimento para o estudante de doutorado da UNAM, Victor de la Luz, companheiro de condomínio e parceiro de aventuras urbanas em São Paulo e para o grupo de difusão científica “Astromonos” (http://www.astromonos.org/), projeto grupal que trabalhamos juntos nesses últimos meses, desde o princípio e que esperamos ser, com o tempo, um incentivo para a difusão científica em nosso continente.

Para Carla, Alana, Marilú e Rodney, amigos com os quais vivenciei muitos momentos de lazer e diversão. Agradeço também aos meus amigos e amigas que fiz ao longo de minha vida e aos novos, pelas palavras de ânimo e por me auxiliar nos momentos que precisava ser ouvido.

RESUMO

Este trabalho tem como objetivo estudar a intensidade do efeito de fase, ∆c,

devido à região C no amanhecer. Para isso, utilizamos os dados fornecidos pela South America VLF NETwork (SAVNET) e dados complementares similares do período 1970 – 1972. Mostramos que em escalas de longo prazo, da ordem do ciclo solar, o avanço de fase ∆c é relacionado com a variação do

fluxo de radiação solar Lyman-α. Durante o período 2007-2009, as modificações do fluxo de Lyman-α solar não são suficientemente intensas para serem detectadas através de ∆c. A partir do estudo da variação diária de ∆c,

identificaram-se dois regimes bem diferenciados: um regime de variabilidade

lenta que acontece entre março e outubro, onde demonstramos que ∆c é

governado pelas condições de iluminação solar no trajeto de propagação de VLF; e entre outubro e março, ∆c apresenta um regime de variações súbitas

que coincidem com a aparição da anomalia de inverno do hemisfério norte. Mostramos que para esse período não existe uma relação direta entre ∆c e as

variações de temperatura na mesosfera registradas pelo SABER/TIMED, e que as mudanças de temperatura são insuficientes para explicar as variações de ∆c.

STUDY OF THE PROPERTIES OF THE IONOSPHERIC C-REGION USING THE SOUTH AMÉRICA VLF NETWORK

ABSTRACT

This work aims to study the intensity of the phase advance, ∆c, due to the

appearance of the C region at sunrise. For this purpose, we use the data-base supplied by South America VLF Network (SAVNET) and similar additional data for the period 1970 – 1972. We show that on long-term time scales, of the order of the solar cycle, the phase advance ∆c is related to the flux of the solar

Lyman-α radiation. During the period 2007-2009, changes of the Lyman-Lyman-α flux are not intense enough to be detected through ∆c parameter. From the daily variability

of ∆c, two well defined regimes were identified: a slow varying regime between

March and October, where we show that ∆c is driven by solar illumination

conditions over the VLF propagation paths; and between October and March, ∆c

presents a regime with sudden changes that coincide with the appearance of the winter anomaly. We show that for this period there is no direct relationship between time variations of ∆c and mesospheric temperature variations recorded

by the SABER/TIMED, and that temperature changes alone can not explain the ∆c time variations.

SUMÁRIO

Pág. LISTA DE FIGURAS

LISTA DE TABELAS

LISTA DE SIGLAS E ABREVIATURAS LISTA DE SÍMBOLOS

1 INTRODUÇÃO ... 27

1.1 A ionosfera... 29

1.2 A baixa ionosfera... 34

1.3 Evidências da existência da região C ... 36

1.4 Química da baixa ionosfera... 40

1.5 Propagação de ondas eletromagnéticas de muita baixa frequência na baixa ionosfera ... 43

1.6 Instrumentação – a rede SAVNET... 52

2 DADOS E METODOLOGIA ... 59

2.1 Seleção de dados VLF ... 59

2.2 Definição de ∆c e L ... 61

2.3 Influência geométrica na intensidade do efeito de fase ∆c... 63

2.4 Dependência do trajeto VLF com a iluminação solar na intensidade do efeito de fase ∆c... 64

2.5 Influência de fenômenos solares e da atividade geomagnética na medida de ∆c ... 66

2.6 Influência de fenômenos atmosféricos no processo de formação da região C ionosférica ... 68

3 RESULTADOS OBSERVACIONAIS... 71

3.1 Evolução temporal de longo prazo do efeito de fase ∆c... 71

3.3 Variabilidade diária do efeito de fase ∆c e comparação com fenômenos

atmosféricos ... 75

4 DISCUSSÃO ... 81

4.1 Sobre a variabilidade lenta do efeito de fase ∆c... 81

4.2 Influência da atividade solar de longo prazo... 85

4.3 Influência da anomalia de inverno na formação da região C ionosférica.... 92

5 CONCLUSÃO...101

LISTA DE FIGURAS

Pág.

1.1 – Classificação da atmosfera ... 29

1.2 – Processo de formação de uma região ionosférica ... 30

1.3 – Relação entre a distância do trajeto óptico e a distância zenital ... 31

1.4 – Regiões ionosféricas e prováveis mecanismos de ionização... 33

1.5 – Medidas de concentração eletrônica como evidencia da existência da região C ionosférica... 37

1.6 Efeito de fase da região C durante máximo e mínimo solar para o trajeto GBR-ATI... 39

1.7 – Esquema de formação de aglomerados iônicos de NO+... 41

1.8 – Perfil da frequência de colisão ... 46

1.9 – Atenuação em condições diurnas e noturnas dos dois primeiros modos de propagação ... 48

1.10 – Atenuação do primeiro modo de propagação de ondas de VLF para diferentes alturas do guia de onda ... 50

1.11 – Velocidades de fase para diferentes alturas de reflexão ... 51

1.12 – Exemplos de antenas receptoras de ondas de VLF ... 52

1.13 – Mapa das estações receptoras da rede SAVNET e transmissoras... 55

1.14 – Equipamento da estação receptora SAVNET de Atibaia (ATI)... 56

2.1 – Trajetos de propagação desde NDK e NAA ... 60

2.2 – Perfil de variação de fase diurna ... 61

2.3 – Definição de ∆c e L ... 62

2.4 – Definição do ângulo α ... 63

2.5 – Variação do ângulo α para distintos trajetos de propagação ... 65

2.6 – Avanço de fase devido a uma explosão solar ... 67

2.7 – Mapa das caixas geográficas de observação e os trajetos de propagação de NAA – PIU, NAA – PLO e NAA – CAS ... 70

3.1 – Variação de longo prazo do efeito de fase ∆c para diferentes trajetos de

propagação de VLF... 72

3.2 – Comparação da variação de ∆c com o fluxo solar, a contagem de explosões solares, o índice Kp e a contagem do fluxo de raios cósmicos ... 74

3.3 – Comparação da variação de ∆c com a temperatura na caixa de observação C1 entre os 30 e 80 km de altitude ... 76

3.4 – Perfis de temperatura na região de observação C1 ... 77

3.5 – Variação diária da temperatura nas regiões C1, C2, C3 e C4... 78

4.1 – Correlação entre ∆c e Vt. ... 82

4.2 –Correlação de ∆c com a sec (χm). ... 84

4.3 – Comparação de ∆c e do fluxo solar Lyman-α ... 86

4.4 –Relação entre o fluxo de Lyman-α e o efeito de fase ∆c... 88

4.5 –Decomposição em ondas de wavelet do fluxo de Lyman-α e de ∆c entre março de 2008 e outubro de 2008 ... 91

4.6 – Variação do efeito de fase ∆c para três diferentes trajetos durante o período perturbado de 2008 ... 93

4.7 – Variação de fase matutina nos dias 06/02/2008, 08/02/2008 e 12/02/2008 observadas nos trajetos de propagação VLF de NAA – PLO e NAA – CAS. ... 95

4.8 –Transformadas wavelet de ∆c e do perfil de temperatura em 43 km de altitude ... 96

4.9 – Comparação entre ∆c e os perfis de temperatura na região C1 entre outubro de 2007 e março de 2008 ... 99

LISTA DE TABELAS

Pág.

1.1 – Potenciais de ionização... 35 1.2 – Localização das estações receptoras da rede SAVNET ... 55 2.1 – Distância dos trajetos de propagação de VLF utilizados ... 59

LISTA DE SIGLAS E ABREVIATURAS

ACP Absorção das Calotas Polares.

AMAS Anomalia Magnética do Atlântico Sul.

ARG Estação emissora de VLF – Argentina.

ATI Estação receptora de VLF da rede SAVNET – Atibaia, Brasil.

CAS Estação receptora de VLF da rede SAVNET – CASLEO, Argentina.

CASLEO Complejo Astronómico El Leoncito.

CRAAM Centro de Radio-Astronomia e Astrofísica Mackenzie.

EACF Estação receptora de VLF da rede SAVNET – Estação Antártica

Comandante Ferraz, Antártica.

GBR Estação emissora de VLF – Grã Bretanha.

GOES Geostacionary Operational Enviroment Satéllites.

GPS Global Position System.

ICA Estação receptora de VLF da rede SAVNET – Ica, Peru.

IHY International Heliophysics Year

INPE Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais.

NAA Estação emissora de VLF – Cuttler, EUA.

NAU Estação emissora de VLF – Aguada, Porto Rico.

NBA Estação emissora de VLF – Panamá.

NDK Estação emissora de VLF – Dakota do Norte, EUA.

NLK Estação emissora de VLF – Jim Creek, EUA.

NOAA National Oceanic and Atmospheric Administration.

NO_VER NO Volume Emission Rate.

NPM Estação emissora de VLF – Havaí, EUA.

NWC Estação emissora de VLF – North West Cape, Austrália.

PAL Estação transmissora de VLF da rede SAVNET – Palmas, Brasil.

PIU Estação transmissora de VLF da rede SAVNET – Piura, Peru.

PLO Estação transmissora de VLF da rede SAVNET – Punta Lobos,

PPS Pulse Per Second

PSRH Post Sun Rise Hump.

ROI Radio Observatorio de Itapetinga.

SABER Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry.

SAVNET South America VLF NETwork, receptores de ondas VLF.

SEC Space Environment Center

SJC Estação receptora de VLF – São Jose dos Campos, Brasil.

SMS Estação receptora de VLF da rede SAVNET – São Martinho, Brasil.

SoftPAL Software Phase and Amplitude Logger

SPA Sudden Phase Anomalies

TIMED Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics.

VLF Very Low Frequency – ondas eletromagnéticas de muita baixa

LISTA DE SÍMBOLOS

Ae Abertura efetiva de uma antena de ondas VLF.

a Raio da Terra.

B Módulo do campo magnético.

Be Magnitude do campo geomagnético.

Brms Campo magnético médio quadrático.

c Velocidade da luz no vácuo.

d Distância entre dois pontos da Terra.

f Frequência da onda.

fmax Fluxo de Lyman-α mensal durante máximo de atividade solar.

fmin Fluxo de Lyman-α mensal durante mínimo de atividade solar.

fn Fluxo de Lyman-α mensal obtido através de medições de ∆c

H Altura de escala

h Altitude

h0 Altura de referência.

I Intensidade da radiação incidente solar.

∞

I Intensidade da radiação no topo da atmosfera.

i Intensidade de corrente elétrica.

j Número imaginário.

K Constante de ajuste entre o fluxo de Lyman-α e o efeito de fase ∆c.

L Largura do PSRH.

me Massa do elétron.

n Índice de refração de um meio ionizado.

nn Densidade do gás neutro em função da altura.

N Número de voltas do fio condutor em uma antena de VLF em “loop”.

Ne Densidade eletrônica.

Nm Modo de propagação de ondas de VLF.

qe Carga do elétron.

r Altura de reflexão da onda VLF.

r´ Altura de reflexão perturbada da onda VLF.

S Área do ‘loop’ de uma antena de ondas VLF.

Se Sensibilidade de uma antena de ondas VLF.

s Distância na direção do caminho óptico.

TX Posição de estação emissora VLF.

Vt Velocidade do terminadouro.

X Razão entre a frequência angular de plasma ωN e a frequência angular

ω

YL Razão entre a componente longitudinal de ωB e a frequência angular ω

YT Razão entre a componente transversal de ωB e a frequência angular ω

Z Razão entre a frequência de colisão ν e a frequência angular ω

z Distância zenital

z0 Distância zenital para τ=1

α Ângulo entre o trajeto de propagação e o terminadouro.

β Gradiente de condutividade.

χ Ângulo zenital solar.

χm Ângulo zenital médio solar.

∆ Expressa uma variação.

∆C Diferencia de fase entre o PSRH e o mínimo após do PSRH.

1 −

∆_mzx Inverso de ∆c mensal durante máximo de atividade solar.

1 min −

∆ Inverso de ∆c mensal durante mínimo de atividade solar.

ε Força eletromotriz.

εrms Força eletromotriz média quadrática.

ε0 Permissividade do vácuo.

φ Fase de onda eletromagnética.

φe Fluxo magnético.

λ Comprimento de onda.

vφ Velocidade de fase.

θ Ângulo entre o eixo do “loop” e a direção do campo magnético.

σa Secção transversal de absorção.

τ Profundidade óptica.

Ω Parâmetro de condutividade.

Ω0 Parâmetro de condutividade para uma altura h0.

ω Frequência angular de onda.

ωB Girofrequência do elétron.

ωN Frequência angular do plasma.

ωL Componente longitudinal de ωN com respeito à direção de propagação.

1

A atmosfera terrestre é constituída por gases que circundam a Terra e é classificada em diferentes regiões de acordo com características físicas observadas em diferentes altitudes. Segundo o critério de concentração eletrônica, a parte da atmosfera localizada entre 60 km e 1000 km recebe o nome de ionosfera. Neste trabalho estudaremos a parte da ionosfera situada entre 60 e 80 km de altitude,chamada de baixa ionosfera, que não é acessível a observações utilizando técnicas de balão e que foi pouco estudada utilizando satélites devido a sua baixa altitude. A fraca densidade eletrônica da baixa ionosfera também dificulta estudos através de técnicas de sondagem com radares e ionossondas (BILITZA, 2003).

Um dos procedimentos experimentais utilizados para estudar esta porção da ionosfera é a detecção de anomalias de propagação subionosférica para sinais transmitidos em muito baixa frequência (VLF, Very Low Frequency, 3 – 30 kHz) que se propagam no guia de onda Terra – Ionosfera. Estas anomalias de propagação são causadas por mudanças na condutividade elétrica na baixa ionosfera que, portanto pode ser investigada (McRAE, THOMPSON, 2000).

Utilizando esta técnica detectaram-se mudanças da fase de sinais de VLF no amanhecer em trajetos de propagação longos, que foram interpretadas como a aparição de uma região ionosférica esporádica abaixo de 70 km (NICOLET, AIKIN, 1960; Moler, 1960). A existência desta região foi confirmada através de observações realizadas por foguetes, e a nova região ionosférica recebeu o nome de região C.

Existem muitos trabalhos sobre a origem da região C ionosférica (MOLER, 1960; KUNTZ, 1987, 1991), alguns estudando o papel dos raios cósmicos

28

(ABDU et al. 1973), outros envolvendo a foto-dissociação do oxigênio molecular pela radiação solar Lyman-α no amanhecer (COMARMOND, 1977). Os fenômenos atmosféricos podem influir nas propriedades da região C ionosférica (ABDU et al. 1973) e, em particular, Kuntz (1987) menciona que aquecimentos estratosféricos teriam um papel importante. Aumentos na concentração de NO devidos à aparição de ondas planetárias (MURATA, 1974) foram registradas a partir de 1971 e podem influir também nas propriedades da baixa ionosfera, através de variações de pressão estratosférica e densidade eletrônica (ABDU et al., 2006).

Este trabalho tem como objetivo analisar o comportamento da região C ionosférica em diferentes escalas temporais, estudando as variabilidades de longo (meses, anos) e curto (dias) prazo com o fim de caracterizar efeitos sazonais, bem como efeitos relacionados ao ciclo de atividade solar e detectar variações em escalas temporais diárias. Estes objetivos serão realizados através da utilização dos dados da rede SAVNET.

Iniciamos este primeiro capítulo descrevendo as características da baixa ionosfera, e em seguida uma compilação de evidências que sugerem a existência da região C ionosférica, assim como uma breve resenha sobre a anomalia de inverno. Logo apresentaremos uma descrição da teoria da propagação subionosférica de ondas de VLF, para depois descrever a rede SAVNET, seus objetivos e sua infra-estrutura.

No segundo capítulo, apresentamos a metodologia desenvolvida para tratar os dados obtidos da rede SAVNET e da missão TIMED-SABER e no terceiro capítulo apresentamos nossos resultados sobre a variabilidade das propriedades da região C. As discussões e interpretações dos resultados obtidos serão apresentadas no quarto capítulo, antes de propor as nossas conclusões no quinto Capítulo.

1.1. A IONOSFERA.

A atmosfera terrestre é uma mistura de gases que circunda a Terra e cuja distribuição vertical é descrita em função da altura de escala, H. A atmosfera terrestre pode ser estudada conforme diferentes critérios de classificação, tais como composição química, temperatura, escape gasoso e ionização, como são mostrados na Figura 1.1.

Segundo este último critério, a porção da atmosfera situada entre aproximadamente 60 km e 1000 km de altitude, onde existem quantidades suficientes de elétrons livres para influenciar a propagação de ondas de rádio, recebe o nome de ionosfera.

Figura 1.1 – Nomenclatura da atmosfera segundo a temperatura, composição, mistura e ionização

30

Figura 1.2 – Processo de formação de uma região ionosférica. Fonte: modificada de Ratcliffe (1970).

Um modelo aproximado do processo de formação da ionosfera foi desenvolvido por Chapman, em 1931. Ele mostrou que a taxa de produção de ionização devido a uma radiação monocromática para uma atmosfera plana estratificada varia com a altura, segundo podemos ver na Figura 1.2, onde:

• A altura do pico de produção eletrônica é determinada pela concentração dos gases neutros e a absorção da radiação solar.

• A taxa de produção de elétrons no pico depende da intensidade da radiação e do ângulo zenital solar, χ.

A absorção da radiação solar ao longo do caminho óptico s para uma radiação monocromática de intensidade I é controlada por:

) (h n I ds dI n a

σ

onde dI é a variação da intensidade da radiação incidente devido à absorção pelo gás neutro, nn(h) a densidade do gás neutro em função da altura, σa é a

secção transversal de absorção e ds o elemento de distância na direção do caminho óptico, que segundo a Figura 1.3 é definida como:

χ sec

dz

ds=− (1.2)

sendo χ o ângulo zenital solar.

Figura 1.3 – Representação esquemática do ângulo zenital, χ, a distância do trajeto óptico, s, e a distância zenital, z.

32

Através da equação 1.2, a equação 1.1 é reescrita como:

) ( sec n h I dz dI n a

χσ

A intensidade da radiação pode se escrever mediante a integração da equação 1.3 como:

)

)

(

sec

exp(

∫

−

=

n

h

dz

I

I

χ

σ

onde I_∞ é a intensidade da radiação no topo da atmosfera. A profundidade óptica, τ, é definida como:

∫

=

)

(

sec

h

dz

n

σ

χ

τ

A condição de τ = 1 define a altitude z0 onde a taxa de produção é máxima e

abaixo da qual a radiação cai rapidamente à zero. Na prática, os efeitos de todos os gases para um dado comprimento de onda devem ser considerados, sendo que a ionosfera pode ser modelada por um grande número de camadas de Chapman sobrepostas.

A população total de íons e elétrons depende dos processos de ionização, processos de recombinação de íons, processos de remoção de elétrons, difusão de elétrons e íons, efeitos geomagnéticos e movimento de massas (Whitten e Poppoff, 1971, cap. 8, p. 240). Devido a estes processos, a ionosfera terrestre se estratifica em diferentes regiões, cada uma delas com suas próprias características físicas e químicas. Na Figura 1.4, mostramos uma

representação esquemática do perfil vertical de densidade do plasma ionosférico e os mecanismos físicos mais prováveis para sua formação.

Figura 1.4 – Representação esquemática da ionosfera em latitudes médias e suas prováveis fontes de ionização.

34

1.2. BAIXA IONOSFERA.

A baixa ionosfera se estende entre 60 km e 80 km de altitude e, além dos íons positivos e elétrons, apresenta também uma concentração significativa de íons negativos. Outra de suas características é que a perda de elétrons por processos de transporte é desprezível.

Existem dois mecanismos para explicar a ionização da ionosfera: o primeiro é a absorção de radiação eletromagnética por parte dos constituintes neutros, sendo denominado este processo de fotoionização, e o segundo é a colisão entre partículas energéticas e constituintes neutros, processo chamado de ionização corpuscular.

A fotoionização, conforme mencionado, é produzida pela absorção de fótons, por parte dos constituintes atmosféricos neutros, ionizando o meio. Os íons formados neste processo podem se recombinar ou reagir com outras espécies da atmosfera local resultando em outros íons (HARGREAVES 1992, cap. 6, p. 209). Este mecanismo é importante em baixas e médias latitudes, ficando confinado no hemisfério iluminado pelo Sol. A Tabela 1.1 apresenta os potenciais de ionização e os comprimentos de onda máximos para ionizar os constituintes neutros da ionosfera.

A principal fonte de ionização diurna na baixa ionosfera é a radiação solar Lyman-α (1216 Å) por sofrer pouca absorção em grandes altitudes, sendo o suficientemente energética para ionizar o componente NO (NICOLET, AIKIN, 1960), tornando NO o principal íon na baixa ionosfera. Os raios X duros, que +

são produzidos durante as explosões solares, ionizam todos os elementos constituintes da baixa ionosfera, principalmente o N2 e o O2. A radiação

constituinte menor, o oxigênio excitado no estado O₂(1∆_g) (HARGREAVES, 1992, cap. 6, p. 230).

Tabela 1.1 – Valores dos potenciais de ionização para alguns dos principais constituintes atmosféricos da região da baixa ionosfera.

Espécie Potencial de Ionização (eV) λMAX (Å)

NO 9,25 1340 O2 12,08 1027 H2O 12,60 985 O3 12,80 970 H 13,59 912 O 13,61 911 CO2 13,79 899 N 14,54 853 N2 15,58 796 He 24,58 504

Fonte: Hargreaves (1992, cap. 6, p. 223).

No segundo processo, chamado de ionização corpuscular, a transferência de energia acontece durante a colisão entre partículas energéticas e constituintes da atmosfera. Este processo é mais evidente no lado noturno do planeta, porque não é mascarado pela forte ionização gerada pelo Sol.

A ionização corpuscular é acentuada nos pólos magnéticos do planeta e em regiões onde o campo magnético local apresenta uma intensidade menor, como a região da Anomalia Magnética do Atlântico Sul (AMAS).

Essas partículas energéticas podem vir de outras galáxias, do Sol, da magnetosfera ou da própria ionosfera. Durante tempestades geomagnéticas,

36

além do valor do campo geomagnético diminuir, o número de partículas com energias suficientes para precipitar na atmosfera aumenta, incrementando assim a ionização causada por elas. Excessos significativos de ionização na baixa ionosfera foram observados na região da AMAS devido à precipitação de partículas durante tempestades geomagnéticas (ABDU et al., 2005). Quando precipitações de partículas ocorrem nas calotas polares, os excessos de ionização dão origem aos eventos de Absorção das Calotas Polares (ACP).

1.3. Evidências da existência da região C.

As principais evidências da existência desta região ionosférica provêm de medições de densidade eletrônica realizadas por foguetes e medidas de sondagem utilizando ondas de VLF. Os trabalhos de Mechtly (MECHTLY et al., 1967, MECHTLY et al., 1968) apresentaram uma série de perfis verticais de densidade eletrônica, obtidos por meio de medidas efetuadas por sondas a bordo de foguetes, entre os anos de 1964 e 1969 para condições de sol calmo e ativo. Os resultados mostram a existência de um máximo de concentração eletrônica em aproximadamente 65 km, para χ = 60° (MECHTLY et al., 1967). Posteriormente foi detectado um máximo de concentração eletrônica de 100 elétrons/cm3 em 68 km de altitude, para χ = 85° (MECHTLY et al., 1968), como se pode observar na Figura 1.5.

Trabalhos baseados em técnicas de propagação de ondas de VLF sugerem a existência de uma camada de reflexão no amanhecer mais baixa do que a região D diurna (CHILTON et al., 1964). O sinal recebido mostra avanços súbitos de fase após o amanhecer, que podem ser explicados através da existência de uma região ionizada abaixo da região D (MOLER, 1960). Em 1963, foram registradas em Boulder, EUA e Tucuman, Argentina, as fases e amplitudes de ondas emitidas pela estação transmissora NBA, Panamá. Os resultados confirmam a existência desta região, além de mostrar que os

avanços de fase registrados são maiores quando o trajeto de propagação é mais longo, implicando uma dependência latitudinal (CHILTON et al., 1964).

Figura 1.5 – Densidade eletrônica (Ne) e corrente de elétrons (i) que mostram

um pico de concentração eletrônica associada com a existência da região C ionosférica.

Fonte: Modificado de Mechtly et al. (1968).

Por meio de observações obtidas através de sondagens em rádio, também foi descoberta a existência de duas regiões ionosféricas refletoras (Rasmussen et al., 1980). Segundo esses autores, a região mais baixa (região C) estaria em torno de 63 km com uma espessura de 6 km e com uma condutividade de 1.8 x 10-7 mhos/m, resultados que foram confirmados por Bain et al. (1987).

38

Abdu et al. (1973) observaram que o tempo de duração do avanço de fase produzido pela região C é de aproximadamente 90 minutos. Também os autores afirmam que a atividade geomagnética e variações nas propriedades atmosféricas podem influir na formação da região C. Kuntz (1987) menciona que a aparição de aquecimentos estratosféricos produz uma redistribuição dos constituintes minoritários da alta atmosfera, processo que afetaria a região C.

A intensidade de avanços súbitos de fase relacionados à aparição da região C depende do ângulo que faz o trajeto de propagação VLF com o terminadouro, ou linha de iluminação solar, sendo a intensidade do avanço de fase maior quando o ângulo é menor (COMARMOND, 1977; KUNTZ, 1987; KUNTZ et al., 1991). Kuntz (1987) efetuou médias mensais dos valores de avanços de fase devido à região C que são representados pela diferença de fase dos pontos A e B da Figura 1.6 (a). As médias foram obtidas nos meses de novembro, dezembro, janeiro e fevereiro dos períodos 1968-1971 e 1979-1981, correspondentes a épocas de máxima atividade solar dos ciclos 20 e 21. Observações similares foram obtidas no período 1975-1979, correspondente ao mínimo de atividade solar do ciclo número 20. O autor mostra que os máximos valores de avanço de fase são observados em janeiro desses anos, quando o ângulo entre o trajeto de propagação e o terminadouro é mínimo.

Este resultado é mostrado na Figura 1.6 (b), onde notamos que a variação das medidas efetuadas em janeiro para diferentes períodos de atividade solar é de 38°, ou seja, 5.7 graus/Mm (1 Mm = 1x106 m). Outro fato relevante é que a variação observada no mês de janeiro exibe valores bem menores para os meses de novembro e fevereiro.

Figura 1.6 – (a) Perfil de variação de fase diurno medido em µs no trajeto de propagação GBR – ATI. (b) Variação da intensidade do efeito da região C durante máximo e mínimo solares, no trajeto de propagação VLF GBR - ATI.

Fonte: Modificado de Kuntz (1987).

Muitos estudos afirmam que os raios cósmicos são responsáveis da formação da região C (MOLER, 1960; CHILTON et al. 1964; ABDU et al., 1973; KUNTZ, 1987). Diferentemente, Comarmond (1977) propõe um mecanismo alternativo utilizando o modelo de Turco e Sechrist (1972). Segundo este modelo, a aparição da região C inicia-se com o aumento brusco da concentração de oxigênio atômico ao amanhecer, através da foto-dissociação do oxigênio molecular, segundo a expressão:

O O h

O₂ + ν → + (1.6)

Em altitudes menores que 65 km, os íons negativos CO e 4− − 3

NO predominam

40 2 3 4

O

CO

O

CO

+

→

+

O

O

CO

CO

+

→

+

₊

_→

₊

O

NO

O

NO

O íon O produzido pelas reações 1.8 e 1.9, interage com o oxigênio atômico 2−

mediante um processo de separação associativa, produzindo assim um aumento significativo da concentração de ozônio, acompanhado da liberação de elétrons de acordo com a seguinte equação:

e O O

O2− + → 3 + (1.10)

Este aumento da concentração eletrônica é o responsável pela aparição da região C.

1.4. Química da baixa ionosfera

A química da baixa ionosfera é bastante complexa, devido ao fato que muitos constituintes minoritários participam significativamente nas reações dos íons junto com os constituintes principais. Os constituintes principais que participam nos processos químicos da baixa ionosfera são o O, O2 e N2, enquanto que o

O3, NO, NO2, CO2 e H2O são os constituintes minoritários mais importantes. Pelo

fato que alguns destes constituintes permanecem durante um período relativamente longo, antes de reagir com outros constituintes, o comportamento da baixa ionosfera é, em grande parte, controlado pela atmosfera não ionizada.

Através de medidas de concentração eletrônica efetuada por instrumentos a bordo de foguetes, sabemos que a baixa ionosfera tem uma significativa quantidade de íons positivos e negativos. Os principais constituintes

precursores dos íons positivos são: abaixo dos 65 km o N2 e O2, que são

ionizados pelos raios cósmicos e explosões solares, e entre aproximadamente 70 e 90 km o NO que é ionizado pela radiação Lyman-α e em menor grau o

) (1 2 g

O ∆ pela radiação ultravioleta. No entanto estes íons não permanecem

nesta forma, pois sofrem reações de transferência de carga dadas por:

2 2 2 2 O O N N+ + → + + (1.11) 2 2 NO NO O O+ + → + + (1.12)

Com relação à composição iônica, a baixa ionosfera é caracterizada por dois regimes: a dominada por íons moleculares que são dominantes na baixa ionosfera superior (região D) e os aglomerados iônicos que predominam na baixa ionosfera inferior (região C). A formação de aglomerados iônicos, e sua subseqüente hidratação, particularmente aquelas relacionadas com NO+, tem

forte influência na densidade de partículas carregadas. Na Figura 1.7, mostramos como a partir do NO+, inicia-se a formação de aglomerados com este íon, através de N2, CO2 e H2O.

Figura 1.7 – Esquema de reações para a formação de aglomerados iônicos de NO+

42

Todos os processos mostrados na Figura 1.7 são dependentes da temperatura, e aumentos de temperatura podem diminuir o coeficiente de recombinação efetiva dos aglomerados iônicos e aumentar a concentração de NO que leva ao incremento da densidade eletrônica nessas regiões (TAUBENHEIM, 1983), sendo um dos mecanismos propostos para explicar a origem da anomalia de inverno.

Os íons negativos conservam uma porção substancial da carga negativa na baixa ionosfera. Sua existência foi predita teoricamente baseada em variações de densidade eletrônica diurna, e confirmadas por medições de densidade eletrônica através de sondas a bordo de foguetes. A formação de íons negativos primários inicia-se com a junção eletrônica do oxigênio molecular

M O M e

O2 + + → 2− + (1.13)

e após subseqüentes reações químicas ocorre a formação de íons como NO , 3− −

3

CO e HCO , dos quais o ₃− NO é especialmente estável devido à sua elevada ₃−

afinidade eletrônica. Os íons negativos estão presentes em altitudes abaixo dos 80 km, onde a pressão atmosférica é suficientemente alta para que o processo de três corpos mostrado na equação 1.13 seja eficiente.

No período diurno, a presença da radiação solar atua na dissociação dos íons negativos, sendo a foto-dissociação a responsável pela maior variação dia/noite no equilíbrio entre os íons negativos e os elétrons. Segundo Sechrist (1968), a concentração dos íons negativos da baixa ionosfera, também é influenciada por flutuações de temperatura, devido a que a fotoquímica do NO é dependente da temperatura.

1.5. Propagação de ondas eletromagnéticas de muita baixa frequência na baixa ionosfera

Uma técnica disponível para estudar a baixa ionosfera é através da análise das propriedades de ondas eletromagnéticas na faixa de VLF (Very Low Frequency, 3 – 30 kHz), que podem se propagar livremente em longas distâncias no guia de onda Terra - Ionosfera sem apresentar uma forte atenuação. Variações da velocidade de fase e amplitude destas ondas essencialmente refletem alterações das propriedades elétricas da baixa ionosfera.

Comparando com outros procedimentos instrumentais utilizados para estudar a ionosfera, como radares de espalhamento coerente, a técnica de propagação de ondas de VLF permite obter observações contínuas a custos relativamente baixos. As propriedades da propagação de ondas de VLF, além de ter aplicações na pesquisa da baixa ionosfera, foi utilizada como sistema de navegação global antes da aparição do GPS e das comunicações via satélite (BARR et al., 2000).

As ondas de VLF têm comprimentos de onda entre 10 e 100 km, o que sugere que a construção de antenas transmissoras eficientes é difícil e dispendiosa, devido à sua enorme infra-estrutura. Em certas ocasiões as características geográficas naturais locais são utilizadas como suporte. Assim existem antenas penduradas através de fiordes, na Noruega, ou construídas em vulcões extintos no Havaí (BARR et al., 2000).

A propagação de uma onda eletromagnética através de um meio ionizado é controlada pelo índice de refração, n, deste meio que depende de suas

44

magnético Be e frequência de colisão dos elétrons, ν. A expressão de n é dada

pela equação de Appleton – Hartree (HARGREAVES 1992, cap. 2, p. 25)

2 1 2 2 4 2 2 ) 1 ( 4 ) 1 ( 2 1 1 ⎥ ⎦ ⎤ ⎢ ⎣ ⎡ + − − ± ⎥ ⎦ ⎤ ⎢ ⎣ ⎡ − − − − − = L T T Y jZ X Y jZ X Y jZ X n (1.14) onde:

• X é uma relação entre a frequência angular de plasma, ωN, e a

frequência angular da onda, ω, dada por:

2 2

ω

ω

X = (1.15)

onde ωN é expresso por:

e e e e N N m q N 9 0 2 ≈ = ε ω (1.16)

qe é a carga do elétron, me é a massa do elétron, e ε0 é a permissividade do

vácuo.

• YL representa a razão entre a componente longitudinal de ωB com

respeito à direção de propagação, ωL, e ω, dado por:

ω

θ

ω

ω

ω

cos

Y

=

=

e e e B m B q = ω (1.18)

• YT é uma relação entre a componente transversal de ωB com respeito à

direção de propagação, ωT, e ω, dado por:

ω

θ

ω

ω

ω

sen

Y

=

=

Z é a razão entre a frequência de colisão dos elétrons e a frequência angular

da onda, ω:

ω

ν

=

Z (1.20)

• j representa o número imaginário, onde j2 _{= -1.}

A frequência de colisão, ν, para altitudes entre 50 e 100 km de altitude é bem representada por uma exponencial, dada por (Wait e Spies, 1964):

) 15 . 0 exp( 10 816 . 1 ) (h = × 11 − h ν (1.21)

onde h é a altitude. Na Figura 1.8, mostramos a variação de ν em função da altura onde notamos que para uma altitude de 70 km, a frequência de colisão é da ordem de 4 ⋅106

Hz, ou seja, bem maior do que a frequência das ondas de VLF (3 – 30 kHz).

Com isto, e podendo considerar que para altitudes correspondentes com a baixa ionosfera YT → 0 e YL → 0, podemos re-escrever a equação 1.14 como:

46

Figura 1.8 – Perfil da frequência de colisão, indicando seu valor em 70 km de altura.

ω

ων

ω

O termo Ω, ou parâmetro de condutividade (WAIT, SPIES, 1964), é definido pela razão entre 2

N ω e ν:

ν

ω

=

Ω

A densidade eletrônica e a frequência de colisão ν variam de forma exponencial com a altura na baixa ionosfera, o que faz com que o perfil de Ω em função da altura seja bem representado por:

) ( exp ) (h = Ω₀ h−h₀ Ω β (1.24)

onde h0 é a altura de referência, que é a altura na qual Ω(h = h0) = Ω0 = 2.5 •

105 s-1 e β é o gradiente de condutividade, ou seja, a taxa de variação de Ω com a altura.

Em condições quiescentes, o valor geralmente adotado para β é de 0,3 km-1, durante o dia e 0,5 km-1, durante a noite (WAIT, SPIES, 1964). Utilizando as equações 1.16, 1.21, 1.23 e 1.24, pode-se determinar o comportamento da densidade eletrônica da baixa ionosfera em função da altura através da seguinte equação: ) 15 . 0 ) ( exp( 10 427 . 1 ) (h 7 h h₀ h N_e = ×

β

Existem dois métodos para estudar a propagação de ondas de VLF: a teoria de raios (ray – tracing) e a teoria de modos de propagação de guia de onda (Wait, 1959). A teoria de raios é conveniente para distâncias menores que 1000 km, quando o número de reflexões é pequeno. Para distâncias maiores que 1000 km, o número de raios a ser considerado aumenta, incrementando o grau de complexidade dos cálculos, razão pela qual a teoria de raios deixa de ser útil.

O modelo mais conveniente para descrever a propagação subionosférica de ondas de VLF em grandes distâncias é a teoria de modos do guia de onda, onde as características de cada modo dependem das condições de fronteira do guia de onda. Esta teoria considera a superfície da Terra e a baixa ionosfera como as bordas, inferior e superior, respectivamente, de um guia de onda.

O campo eletromagnético em um ponto do guia pode ser derivado em termos dos modos do guia de onda e as características de cada modo de propagação são governadas pela taxa de atenuação e a velocidade de fase. A taxa de atenuação representa a perda de potência do sinal da estação transmissora por unidade de distância, e é medida em decibels/Mm. Quaisquer mudanças nas propriedades elétricas da baixa ionosfera ou da Terra ao longo do trajeto

48

de propagação podem, correspondentemente, modificar a taxa de atenuação e a fase de ondas recebidas em longas distancias (Watt, 1967, cap. 3.5, p. 319).

Figura 1.9 – Curvas de atenuação para o primeiro e segundo modo de propagação em função da frequência.

Wait e Spies (1964) mostraram que a atenuação do modo 1 (Nm = 1) é menor

do que a atenuação do modo 2 (Nm = 2) durante o dia, o que é ilustrado na

Figura 1.9 e, portanto, o modo Nm = 1 é o modo dominante para a propagação

diurna de sinais de VLF, propagação que se realiza então com grande estabilidade. Podemos conferir na Figura 1.9 que durante a noite, quanto maior a frequência, menor é a atenuação do modo 2, que se torna comparável com a atenuação do modo 1 em torno dos 30 kHz. Esta situação produz uma variabilidade acentuada para os sinais noturnos de fase e de amplitude.

A Figura 1.10 mostra o comportamento da taxa de atenuação do modo 1 em função da frequência da onda, para diferentes alturas de guia de onda. Portanto, um abaixamento da altura do guia de onda, originado pelo amanhecer ou por eventos transientes de ionização, poderá causar tanto um aumento, quanto um decréscimo da atenuação do sinal, dependendo da sua frequência.

Por outro lado, a variação de fase diurna produzida por uma diminuição da altura do guia de onda, ∆φ, é relacionada à variação de velocidade de fase, ∆vφ do primeiro modo de propagação através da relação:

c v d φ λ φ = ∆ ∆ 360 (1.26)

onde λ é o comprimento de onda, d o comprimento da parte iluminada do

trajeto e c é a velocidade da luz no vácuo. A velocidade de fase do primeiro modo de propagação pode ser definida, considerando a superfície terrestre perfeitamente condutora, como (MURAOKA et al., 1977):

⎟ ⎟ ⎠ ⎞ ⎜ ⎜ ⎝ ⎛ + − = ₂ 2 32 2 1 r a r c v_φ λ (1.27)

50

onde r é a altura de reflexão da onda de VLF e a é o raio da Terra. A velocidade de fase, ν_φ, depende da frequência da onda, das condutividades elétricas da superfície terrestre e da baixa ionosfera.

Figura 1.10 – Curvas da atenuação diurna do primeiro modo para diferentes alturas do guia de onda.

Na Figura 1.11, mostramos a velocidade de fase em função da frequência para diferentes alturas de reflexão, onde evidenciamos que a velocidade de fase aumenta quando a altura de reflexão diminui independentemente da frequência. A partir da equação 1.27 podemos reescrever a variação de fase, ∆φ, definida na equação 1.26 em relação à variação da altura da base da ionosfera, ∆r = r´ – r, onde r´ é a altura de reflexão da ionosfera perturbada (Muraoka et al., 1977). r r a d _∆ ⎟⎟ ⎠ ⎞ ⎜⎜ ⎝ ⎛ + − = ∆ 2₃ 16 2 1 360 λ λ φ (1.28)

Esta relação nos permitirá relacionar observações de avanços de fase que traduzem mudanças do perfil de condutividade nesta região com abaixamentos correspondentes da baixa ionosfera.

Figura 1.11 – Velocidade de fase em função da frequência da onda para diferentes alturas de reflexão.

52

1.6. INSTRUMENTAÇÃO – A REDE SAVNET.

Dois tipos de antenas são comumente utilizadas em cada estação receptora de ondas de VLF. Antenas de tipo dipolo elétrico vertical (“whip antenna”) e antenas de tipo quadro (“loop antenna”), como mostradas na Figura 1.12.

Figura 1.12 – Exemplos de antenas tipo vertical (esquerda) e tipo “loop” ou quadro (direita).

Uma antena de tipo vertical, usualmente um monopolo vertical de até 6 metros de comprimento, é sensível ao campo elétrico da onda de VLF que provoca uma oscilação dos elétrons constituintes do material condutor da antena, induzindo uma corrente elétrica que é posteriormente detectada.

Uma antena de tipo quadro é sensível à componente magnética da onda detectada e possui uma resposta direcional. Quando o plano do quadro aponta na direção do transmissor, a antena apresenta uma resposta máxima e se obtém o maior ganho. Uma antena de tipo quadro assemelha-se a uma bobina de indução composta de N voltas de fio condutor, e pode ter diferentes formas

geométricas, e usualmente utilizam-se duas antenas com planos ortogonais para detectar transmissores localizados em todas as direções.

A lei de indução de Faraday estabelece que a força eletromotriz induzida ε(t)

em uma antena quadro é diretamente proporcional à variação do fluxo magnético que atravessa o plano da antena, segundo a relação:

dt t d t₎ e( ) ( φ ε =− (1.29)

O fluxo magnético é definido como:

) cos( ) ( ) ( θ φe t =NB t S (1.30)

sendo θ o ângulo entre o eixo do quadro e a direção do campo magnético, S representa a superfície do quadro, N o número de voltas e B(t), o módulo do vetor do campo magnético aplicado dependente do tempo, que é definido como: ) cos( ) (t B0 t B = ω (1.31)

Substituindo as equações 1.29 e 1.30 na equação 1.28, além de lembrar que ω

= 2πf, onde f é a frequência da onda, temos:

) cos(

2π θ

ε_rms = fNB_rmsS (1.32)

sendo εrms e Brms as médias quadráticas da força eletromotriz e do campo

54

Sabendo que o produto entre N e S representa também a área efetiva da antena (Ae), podemos calcular a sensibilidade da antena (Se), que é definida

como a razão entre εrms e Brms. Utilizando a equação 1.31 podemos calcular a

sensibilidade Se e temos que:

) cos(

2π _e θ

e fA

S = (1.33)

Uma forma de aumentar a sensibilidade da antena é de aumentar sua abertura efetiva, o que pode ser feito através do aumento do número de voltas e/ou do aumento do diâmetro da antena.

A rede SAVNET (South America VLF NETwork) é um projeto internacional liderado pelo Brasil e inclui a colaboração de Argentina e Peru, e conta com oito estações receptoras VLF localizadas na América do Sul. SAVNET é parte do esforço internacional para estudos em pesquisa heliofísica, programa científico conhecido como International Heliophysical Year (IHY). A SAVNET envolve aproximadamente 10 grupos internacionais de pesquisa, 20 pesquisadores e muitos estudantes das instituições participantes (RAULIN et al., 2009a, b).

SAVNET tem como objetivos principais monitorar a atividade solar em diferentes escalas temporais, tanto de perturbações solares rápidas (explosões solares), como variações devidas ao ciclo de atividade solar, e estudar a estrutura espacial da Anomalia Magnética do Atlântico Sul (AMAS). Outros objetivos prevêem obter diagnósticos na baixa ionosfera de possíveis efeitos eletromagnéticos relacionados com atividade sísmica, e a detecção de fontes celestes de raios X e raios gama. SAVNET está composta por 8 estações receptoras VLF, 3 estações localizadas no Brasil, 3 no Peru, 1 na Argentina e 1 na Estação Antártica Comandante Ferraz (EACF), cujas localizações geográficas são ilustradas na Figura 1.13 e cujas coordenadas geográficas são apresentadas na Tabela 1.2.

Tabela 1.2 –Localização geográfica das estações receptoras da rede SAVNET.

Estação receptora (RX) Coordenadas geográficas

ATI 23° 11’ S 46° 33’ W CAS 31° 32’ S 68° 31’ W EACF 53° 43’ S 29° 43’ W ICA 14° 01’ S 75° 44’ W PAL 53° 43’ S 29° 43’ W PLO 12° 30’ S 76° 47’ W PIU 05° 10’ S 80° 38’ W SMS 29° 43’ S 53° 43’ W

Figura 1.13 – Mapa mostrando a localização das estações receptoras da rede SAVNET (losangos vermelhos) e algumas estações transmissoras VLF (triângulos amarelos).

As estações receptoras da rede SAVNET rastreiam sinais de estações transmissoras de ondas de VLF localizadas em Cuttler-EUA (NAA),

Aguada-56

Porto Rico (NAU), North Dakota-EUA (NDK), Jim Creek-EUA (NLK), Havaí-EUA (NPM) e North West Cape-Austrália (NWC).

A rede SAVNET completa foi instalada entre abril de 2007 e abril de 2009. Cada um dos receptores da rede conta com três antenas e pré-amplificadores, uma antena vertical, duas antenas do tipo quadro apontando para direções aproximadamente ortogonais.

Em cada base contamos com um receptor compacto de GPS (Global Positioning System), uma placa de áudio utilizada como um conversor Analógico/Digital (A/D) e um computador dotado do código SoftPAL (Software Phase and Amplitude Logger) que é utilizado para registrar a fase e amplitude dos sinais de VLF. Na Figura 1.14 mostramos a base localizada no Rádio Observatório do Itapetinga (ROI), Atibaia, onde foi desenvolvida a instrumentação da rede, e realizados os testes pertinentes.

Figura 1.14 – Equipamento de uma estação receptora de ondas de VLF da rede SAVNET instalado no Rádio Observatório do Itapetinga (ROI), Atibaia.

O sinal proveniente de cada antena é amplificado e digitalizado, utilizando a placa de áudio. A fase do sinal φ é comparada com um sinal temporal fornecido pelo cristal da placa de áudio, sendo este último escravizado ao sinal 1 Pulse Per Second (PPS) gerado pelo sistema de GPS. Ao final obtém-se uma precisão da ordem de 0.03 - 0.1 microssegundos para as medidas de fase.

Com isto, a SAVNET pode descrever a evolução temporal da fase tanto em períodos longos como durante as variações diurnas ou durante fenômenos solares transientes, sem deriva de fase importante.

2 DADOS E METODOLOGIA

Nesta dissertação, utilizamos dados da rede SAVNET desde que começou a operar em maio de 2006, para os diferentes trajetos de propagação entre as estações receptoras PIU, PLO, CAS e ATI e as estações transmissoras NAA e

NDK. Isto se deve ao fato de estes trajetos terem componente norte-sul

importante o que facilita a observação da região C. Na Tabela 2.1, apresentam-se as coordenadas geográficas e as frequências de funcionamento das estações emissoras, as estações receptoras pertencentes à rede SAVNET, que foram utilizadas neste trabalho e o comprimento de cada trajeto de propagação, expresso em Mm. Na Figura 2.1, representamos cada um destes trajetos de propagação de VLF.

Tabela 2.1 – Estações transmissoras e receptoras utilizadas, com suas

respectivas coordenadas geográficas e frequências de operação. Estação Transmissora (TX) Coordenadas geográficas Estação Receptora (RX) Frequência (kHz) Distância (Mm) ATI 7.87 CAS 8.54 PLO 6.46 NAA 44° 39´ N, 67° 16´ W PIU 24.0 5.72 PLO 6.92 PIU 6.02 NDK 46° 21´ N, 98° 20´ W CAS 25.2 9.21

Complementamos nossa base de dados com observações efetuadas entre julho de 1971 e setembro de 1972 para o trajeto NAA – SJC (SALES, 1973) e

60

os resultados obtidos por Schaal et al. (1970), período que abarca o máximo de atividade solar do ciclo solar 20. Para aqueles anos, a frequência de operação do transmissor NAA era de 17.6 kHz e a unidade utilizada para medir os avanços era o milionésimo de segundo. Para padronizar os avanços de fase utilizados nesse período em função da frequência da emissora f, com os da rede SAVNET utilizamos a seguinte equação:

6 10 ] [ ] [ 360 ] [ = ∆ × − ∆φ graus f Hz φ µs (2.1)

Figura. 2.1 – Porções dos círculos máximos, ou trajetos de propagação, entre os transmissores NAA (linha vermelha) e NDK (linha verde) com as estações receptoras PLO, PIU e CAS.

2.2. Definição de ∆c e L.

Figura. 2.2 – Variação da fase diurna no trajeto de propagação NAA – CAS no dia 07/02/2008, onde está visível o efeito da região C entre 11:00 e 13:00 UT.

Na Figura 2.2, mostra-se um perfil temporal típico da fase da onda em 24 kHz emitida pelo transmissor NAA e recebida no CASLEO (CAS), entre 00:00 UT e 24:00 UT do dia 07/02/2008. A ocorrência da região C ionosférica pode ser evidenciada pelo aumento de fase visto entre 11:00 UT e 13:00 UT e corresponde a um avanço de fase até 11:50 UT, seguido de um atraso de fase de aproximadamente 80 graus.

Na Figura 2.3, apresenta-se um detalhe do perfil anterior entre as 11:00 UT e 15:00 UT, onde podemos identificar o máximo avanço de fase no fim do amanhecer, conhecido também como Post SunRise Hump ou PSRH (ponto A), assim como o mínimo da fase após o PSRH (ponto B).

62

Figura. 2.3 Variação da fase diurna para o trajeto NAA – CAS, onde definimos L e ∆c. O ponto A mostra o PSRH, o ponto B mostra o

mínimo após o PSRH.

A partir desses pontos de referencia podemos definir os seguintes parâmetros:

(i) a intensidade do efeito de fase ∆c, que é medido em graus:

B A c=φ −φ

∆ (2.2)

(ii) a largura L do PSRH, medida em horas.

O parâmetro L é relacionado com a duração do processo de recombinação dos elétrons responsáveis pela aparição da região C (COMARMOND, 1977). Neste trabalho utilizaremos o efeito de fase ∆c, já proposto por diferentes autores

(ABDU et al., 1973; COMARMOND, 1977; KUNTZ, 1987; KUNTZ et al., 1991) para caracterizar o comportamento diário da região C, o que também permitirá fazer comparações diretamente com os resultados obtidos nesses trabalhos.

2.3. Influência geométrica na intensidade do efeito de fase ∆c.

Segundo Comarmond (1977), o efeito do avanço de fase gerado pela região C é detectado quando o ângulo α entre o terminadouro e o trajeto de propagação é pequeno, sendo mais intenso quando α < 20°. O ângulo α apresenta uma variação apreciável ao longo do ano para alguns dos trajetos VLF da rede SAVNET, o que exigiu o desenvolvimento de um algoritmo que calculasse α.

Figura. 2.4 – Cálculo do ângulo α entre o terminadouro e o trajeto de propagação VLF entre o transmissor TX e o receptor RX.

O algoritmo parte da suposição de que a Terra é perfeitamente esférica e que a posição da estação transmissora TX e da estação receptora RX pertencem ao mesmo círculo máximo. O valor de α foi obtido utilizando-se trigonometria

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esférica e calculado no momento em que o terminadouro abandona o trajeto de propagação. Neste instante, é definido o ponto P do terminadouro que tem a mesma latitude do ponto onde o terminadouro ingressa ao trajeto de propagação VLF.

Na Figura 2.4, mostramos o caso em que o terminadouro ingressa pelo ponto TX e sai pelo ponto RX. O cálculo de α é feito segundo a fórmula:

)

sin(

)

sin(

)

cos(

)

cos(

)

cos(

cos

c

b

c

b

a

⋅

⋅

−

=

α

sendo a, b, e c as distâncias angulares calculadas a partir do centro do planeta. Os resultados de nosso algoritmo são apresentados na Figura 2.5, onde mostramos a variação do ângulo α para os trajetos NAA-PLO e NDK-PLO. Para trajetos leste-oeste, o período do ano durante o qual o ângulo α apresenta valores menores que 20° é limitado. No entanto, isto não acontece para trajetos com direção norte-sul que são paralelos com o terminadouro (α = 0) durante os equinócios, e para os quais α é sempre pequeno ao longo do ano.

2.4. Dependência do trajeto VLF com a iluminação solar na intensidade do efeito de fase ∆c.

A iluminação solar e o ângulo α são dois parâmetros relacionados, porém, α independe das latitudes geográficas do transmissor e do receptor, enquanto a iluminação solar varia com a porção dos trajetos iluminados localizados no hemisfério norte e/ou hemisfério sul.

Figura 2.5 – Variação do ângulo α para os trajetos de propagação de VLF NAA-CAS e NDK-CAS.

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Com o intuito de estimar a iluminação solar para os diferentes trajetos de propagação da rede SAVNET e dado que estes são extensos, dividimos cada trajeto de propagação VLF em cem partes iguais. Para cada porção calculamos o valor do ângulo zenital a cada instante e estimamos uma média, χm, para o

trajeto total iluminado. Com isto, estabelecemos a iluminação solar que será proporcional à função sec (χm).

2.5. Influência de fenômenos solares e da atividade geomagnética na medida de ∆c.

Durante nosso estudo evitamos a presença de possíveis fenômenos solares e geomagnéticos que podem influenciar a medida da intensidade do efeito de avanço de fase ∆c.

Durante as explosões solares, a radiação solar apresenta um aumento brusco em uma ampla faixa do espectro eletromagnético. Em particular, o aumento do fluxo de raios – X produz na baixa ionosfera um aumento da densidade eletrônica (DAVIES, 1990), o que é detectado em sinais de VLF como um aumento na fase do sinal. As explosões solares que acontecem durante o aparecimento da região C, podem dificultar as nossas medidas de ∆c. Para

evitar esta influência, calculamos a variação diária média do fluxo de raios X para o canal de 0.5 - 4 Å, entre as 11:00 UT e 14:00 UT, calculada com dados obtidos do satélite GOES-10. Similarmente, ∆c não é medido em dias onde

acontece uma explosão solar cujo pico de emissão é maior do que 5 10-7 W/m2 (classe B5). Na Figura 2.6 mostramos um exemplo, onde um avanço de fase produzido por uma explosão solar no dia 05 de maio de 2007, impede a medida do efeito de fase ∆c.

Figura 2.6 – Avanço de fase devido a uma explosão solar no dia 05/05/2007 entre as 12:30 e 13:30 UT, detectada nos três trajetos de propagação (NAA – PLO, NAU – PLO e NDK – PLO).

Embora os efeitos das tempestades geomagnéticas sobre ∆c são

desconhecidos, estas perturbações poderiam afetar a sua medida. As tempestades geomagnéticas acontecem quando a componente do campo magnético interplanetário aponta na direção sul ao momento de interagir com o campo magnético terrestre, o que desencadeia, entre outros fenômenos, uma

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precipitação de partículas carregadas, cujos efeitos são mais evidentes nos pólos magnéticos terrestres e na região da Anomalia Magnética do Atlântico Sul.

As condições de propagação de ondas VLF, durante a precipitação de partículas, dependem do índice magnético Kp, fazendo que a altura de referência h0 diminua-se à medida que Kp aumenta (Da Costa, 1989). Portanto,

foi preciso identificar o aparecimento de tempestades geomagnéticas que, a princípio, poderiam influenciar as medidas de ∆c. Para este fim calculamos os

valores médios diários entre as 09:00 UT e 15:00 UT do índice Kp, índice que foi obtido da página do SEC-NOAA (http://www.swpc.noaa.gov/). Evitou-se medir ∆c nos dias com média deste índice acima de 4.

A possível influência diária dos raios cósmicos também foi descartada. Para isto, registramos a atividade diária do fluxo de raios cósmicos utilizando as contagens obtidas pelo detector CARPET, localizado no CASLEO, Argentina.

2.6. Influência de fenômenos atmosféricos no processo de formação da região C ionosférica.

Para evidenciar como fenômenos atmosféricos podem influir na medida de ∆c,

utilizamos dados do instrumento SABER (Sounding of the Atmosphere using Broadband Emission Radiometry) durante o período 2007 – 2009. SABER é parte da missão TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics).

O instrumento SABER é um radiômetro de banda ampla que mede a radiância no infravermelho em 10 bandas espectrais diferentes, entre 1.27 e 15 µm. Estas medidas servem para analisar os processos químicos e energéticos que