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Universidade do Vale do Paraíba
Instituto de Pesquisas e Desenvolvimento
Rodolfo de Jesus
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica
São José dos Campos, SP.
2008
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Rodolfo de Jesus
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica
São José dos Campos, SP.
2008
Dissertação apresentada ao programa de Pós-
Graduação em Física e Astronomia da Universidade
do Vale do Paraíba, como complementação dos
créditos necessários para obtenção do título de
Mestre em Física e Astronomia.
Orientadores: - Prof. Dr. Yogeshwar Sahai
- Prof. Dr. Paulo Roberto
Fagundes.
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Autorizo, exclusivamente para fins acadêmicos e científicos, a reprodução total ou
parcial desta dissertação, por processo fotocopiadoras ou transmissão eletrônica.
Assinatura do aluno:
Data:
J56e
Jesus, Rodolfo de
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”)
e a ocorrência de bolhas de plasmas ionosféricas no setor
brasileiro e japonês usando sondagem ionosférica. / Rodolfo de
Jesus. São José dos Campos: UNIVAP, 2008.
1 Disco Laser.:Color
Dissertação de Mestrado apresentada ao programa de Pós-
Graduação em Física e Astronomia do Instituto de Pesquisa e
Desenvolvimento - Universidade do Vale do Paraíba, 2008.
1.Tempo Espacial 2.Ionosfera 3. Ionossonda 4. Irregularidades
Ionosféricas 5. Tempestades Geomagnéticas I. Sahai,
Yogeshwar, Orientador. II. Fagundes, Paulo Roberto, Co-
orientador. III. Título
CDU: 52-583
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência
de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica.
Rodolfo de Jesus
Banca Examinadora:
Prof. Dr. FERNANDO LUIS GUARNIERI (UNIVAP)
Prof. Dr. YOGESHWAR SAHAI (UNIVAP)
Prof. Dr. PAULO ROBERTO FAGUNDES (UNIVAP)
Prof. Dr. JEAN PIERRE RAULIN ( MACKENZIE )
Prof. Dr. Marcos Tadeu Tavares Pacheco
Diretor do IP&D
São José dos Campos ----------------2008.
Dedicatória
Dedico este trabalho a toda minha família, em especial, à minha mãe, Maria
Aparecida de Jesus, à minha tia, Maria do Carmo dos Santos, ao meu tio, João Silvério
da Silva, e aos meus irmãos, Aurélia Maria da Silva e João Luis da Silva, pelo total
apoio e incentivo em todos os momentos.
AGRADECIMENTOS
Meus sinceros agradecimentos aos professores Dr. Yogeshwar Sahai e ao Dr.
Paulo Roberto Fagundes, pelo empenho com que dedicaram seu tempo e atenção na
orientação desse trabalho.
À Universidade do Vale do Paraíba, que através do Instituto de Pesquisa e
Desenvolvimento (IP&D) forneceu infra-estrutura científica e condições materiais e
humanas que contribuíram para a realização deste trabalho. E também ao grupo de
pesquisadores do laboratório de Física e Astronomia pelo auxílio e companheirismo.
À Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo – FAPESP pela
bolsa de estudo concedida e por todo suporte financeiro concedido para os projetos que
possibilitaram o desenvolvimento desse trabalho.
À Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior – CAPES
pelo apoio financeiro através do fornecimento de bolsa de estudo.
Aos meus colegas de curso, aos meus amigos e a todas as pessoas que me
apoiaram e me acompanharam por estes anos.
Finalmente, agradeço a Deus, por guiar os meus passos ao longo da minha vida.
Estudos de eventos do tempo espacial (“space weather”) e a ocorrência de bolhas
de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando sondagem ionosférica
RESUMO
O objetivo do trabalho é estudar eventos do tempo espacial (“space weather”) e a
ocorrência de bolhas de plasmas ionosféricas no setor brasileiro e japonês usando
sondagem ionosférica. Foram analisados os dados ionosféricos obtidos em S. J. Campos
(Brasil) durante o período de outubro de 2000 a setembro de 2001 (atividade solar alta –
ASA) e março de 2005 a fevereiro de 2006 (atividade solar baixa – ASB) e comparados
com as observações de sondagem ionosféricas obtidos em Okinawa (Japão) durante este
mesmo período. Foi feita a comparação entre estas duas estações porque elas têm
latitudes similares, mas longitudes com diferença de 12 horas local. Também se utilizou
dados da sondagem ionosférica da rede das ionossondas digitais da UNIVAP
localizadas em S. J. Campos (23.2º S, 45.9º O), Palmas (10.2º S, 48.8º O) e Manaus
(2.9º S, 60.0º O), obtidos durante dois eventos de tempestades geomagnéticas intensas
(dezembro de 2006) e muito intensas (novembro de 2004), para estudar a influência
sobre a região F da ionosfera em regiões equatorial e baixa latitude no setor brasileiro.
As comparações durante ASA e ASB em SJC mostram que a presença de spread-F do
tipo range está mais forte, em geral, durante ASA do que ASB, mas em OKI as
ocorrências de spread-F do tipo range, em geral, durante ASA e ASB não apresentam
muita diferença. As comparações entre SJC e OKI durante ASA no solstício de
dezembro mostram que enquanto em SJC apresenta máxima ocorrência de spread-F do
tipo range, em OKI essa ocorrência é praticamente nula. Por outro lado durante os
meses de maio até agosto (solstício de junho) normalmente não ocorre spread-F do tipo
range em SJC, mas durante o período de julho até setembro verifica-se ocorrência de
spread-F do tipo range em OKI. As comparações entre SJC e OKI referente ASB não
mostram tendências de diferença tão clara. Nos dois eventos de tempestades
geomagnéticas investigadas (novembro de 2004, MAN e SJC; dezembro de 2006 PAL e
SJC) foram observadas penetração pontual de campos elétricos magnetosféricos,
iniciado durante a fase principal da tempestade geomagnética, resultando numa rápida
subida da camada F durante o período de pôr-do-sol. Também foi observado Travelling
Ionospheric Disturbances (TIDs) propagando-se de sul para norte devido ao
aquecimento Joule na região auroral, resultando em fortes oscilações da camada F.
Verificou-se a geração de bolhas de plasmas no primeiro evento (novembro de 2004)
durante as noites de 06-07 (geomagnéticamente calmo), 07-08 e 08-09
(geomagnéticamente perturbados). Pode-se mencionar que durante as noites de 09-10 e
10-11 de novembro de 2004 só ocorre spread-F após a meia noite em MAN, pois a
subida (deriva vertical do plasma ionosférico) da camada F na hora do pôr-do-sol foi
inibida pelos ventos termosféricos perturbados. No primeiro evento as variações em
foF2 foram mais acentuadas na noite de 10-11 em comparação com a média dos dias
calmos e em MAN indicam a fase positiva da tempestade enquanto em SJC indicam a
fase negativa. No segundo evento (dezembro de 2006) bolhas de plasma são observadas
durante as noites de 13-14 (geomagnéticamente calmo), 14-15 (geomagnéticamente
perturbado), com elevação da camada no pôr-do-sol mais rápido (mais acentuado)
durante o distúrbio geomagnético de 14 de dezembro. No segundo evento (PAL e SJC)
as variações em foF2 não mostram muita diferença em comparação com a média dos
dias calmos.
Palavra chave: Tempo espacial, ionosfera, região F, ionossonda, bolhas de plasma,
tempestade-geomagnética.
Study of space weather events and the occurrence of ionospheric plasma bubbles
in the Brazilian and Japanese sectors using ionospheric sounding data
ABSTRACT
The objective of this work is to study space weather events and the occurrence of
ionospheric plasma bubbles in the Brazilian and Japanese sectors using ionospheric
sounding data. Ionospheric sounding data obtained in the region of low latitude in the
Brazilian sector have been used to study the variations of large-scale equatorial
ionopheric irregularities with solar activity. An analysis of the ionospheric data obtained
at S.J. Campos (Brazil) during the period of October 2000 - September 2001 (high solar
activity - HSA) and March 2005 - February 2006 (low solar activity – LSA) has been
carried out and are compared with the ionospheric sounding observations obtained at
Okinawa (Japan) during this same period. Comparison between these two stations was
done because they have fairly similar latitudes but longitudes differ by 12 hours in local
time. Also, ionospheric sounding data from the UNIVAP network with digital
ionosondes localized at S.J. Campos (23.2º S, 45.9º O), Palmas (10.2º S, 48.8º O) and
Manaus (2.9º S, 60.0º O), Brazil, obtained during two space weather events with intense
(December of 2006) and very intense (November of 2004) geomagnetic disturbances
were used to study the influence on the equatorial and low-latitude F region in the
Brazilian sector. The comparisons during HSA and LSA at SJC showed that the
presence of spread-F is stronger, during HSA than LSA, however, at OKI the
occurrence of spread-F, in general, during HSA and LSA does not present much
difference. The comparisons between SJC and OKI during HSA showed that while SJC
presents maxim occurrence of spread-F during December solstice months, at OKI
during this period practically no spread-F is observed. On the other hand, during the
months of May to August (June solstice months), normally no spread-F occurs at SJC,
but during the months of July to September spread-F occurs at OKI. The comparisons
between SJC and OKI during the LSA did not show any clear tendency in the
occurrence characteristics at the two stations. In the two events investigated during
geomagnetic storms (November 2004, MAN and SJC located on either side of
geomagnetic equator); December 2006, PAL and SJC located on same side of
geomagnetic equator), both showed prompt penetrations of electric fields of
magnetospheric origin during the geomagnetic storm main phase, resulting in rapid
uplift of the F region during post-sunset period. Also, both the events showed the
presence of Traveling Ionospheric Disturbances (TIDs) propagating from south to north
associated with Joule heating in auroral region, resulting in strong oscillations in the F
region. The presence of plasma bubbles were detected in the first event ( November
2004) during the night of 06-07 (geomagnetically quiet), 07-08 e 08-09
(geomagnetically perturbed). It should be mentioned that on the nights of 09-10 e 10-11
November 2004, spread-F was observed only after mid night at MAN, because the
uplifting of F region during sunset time was inhibited by disturbances thermosphereic
wind. In the first event the variations in foF2 were more accentuated on the night of 10-
11 in comparison with average quiet days variations, with a MAN indicating positive
storm phase while SJC indicating negative storm phase. In the second event
(December 2006), plasma bubbles were observed on the nights of 13-14
(geomagnetically quiet) and 14-15 (geomagnetically perturbed), with post-sunset
uplifting more rapid during the geomagnetic disturbance (14 December). In the second
event, the variations in foF2 at PAL and SJC do not show much difference in
comparison with the average quiet days variations.
Keywords: Space weather, ionosphere, F region, ionosonde, plasma bubles,
geomagnetic-storms.
LISTA DE ILUSTRAÇÕES
Figura 2.11: Observações simultâneas obtidas com a ionossonda e o imageador que
operam em São José dos Campos, dados obtidos em 23 de outubro de 2000. (a)
Ionograma mostrando a presença de espalhamento do tipo range às 23:45
Universal Time (UT). (b) Imagem obtida através da emissão OI 630 nm mostrando
bandas escuras, que são as assinaturas de bolhas de plasma (23:43 UT)............... 19
Figura 2.12: Ionograma com a presença de espalhamento do tipo freqüência obtido em
São José dos Campos durante a noite em 08 de janeiro de 2006, às 05:35 (UT)... 20
Figura 2.13: Ilustração do deslocamento de uma bolha de plasma ao longo do equador
magnético. .............................................................................................................. 22
FONTE: Adaptada da revista Globo ciência, 1998. ....................................................... 22
Figura 2.14: Esboço de um fenômeno magneto-hidrodinâmico análogo às condições
iniciais do desenvolvimento da instabilidade Rayleigh - Taylor na base da camada
F noturna................................................................................................................. 23
FONTE: Adaptada de KELLEY - p. 122. , 1989. .......................................................... 23
Figura 2.15: Perfil de densidade eletrônica típica da região equatorial no período
noturno.................................................................................................................... 23
FONTE: Kelley, 1989, p. 76, modificada por SANTOS, 2005..................................... 23
Figura 2.16: Diagrama esquemático do mecanismo físico da IRT. .............................. 24
FONTE: KELLEY, 1989................................................................................................ 24
Figura 2.17: Reconexão magnética entre o campo interplanetário e o campo
magnetosférico........................................................................................................ 34
FONTE: Adaptado de Gonzalez e Tsurutani, 1992........................................................ 34
Figura 2.18: Interação entre os feixes rápidos e lentos do vento solar.......................... 35
FONTE: Adaptado de Tsurutani et al., 1995.................................................................. 35
Figura 2.19: Fases características de uma tempestade magnética................................. 37
FONTE: Adaptada de Suess e Tsurutani, p. 61,1998..................................................... 37
Figura 2.20: Correlação entre o número de ocorrências de tempestades magnéticas
(vermelho) e o número de manchas no Sol (amarelo)............................................ 37
FONTE: Silva, p. xiii, 2006............................................................................................ 37
Figura 3.1: Ilustração da sondagem da ionosfera por ondas de rádio. .......................... 39
FONTE: Adaptada de Mitra, 1952. ................................................................................ 39
Figura 3.2: Ionograma de São José dos Campos às 20:35 LT, as setas horizontais
indicam os ecos que correspondem a componente ordinária e extraordinária. ...... 40
Figura 3.3: CADI em funcionamento com um PC para o monitoramento e
armazenagem dos dados ionosféricos em São José dos Campos........................... 42
Figura 3.4: Sistema de transmissão da ionossonda digital CADI. ................................ 43
Figura 3.5: Antena de transmissão e recepção da CADI instalada em São José dos
Campos................................................................................................................... 44
Figura 3.6: Médias mensais do índice F10.7 durante o período de janeiro de 1995 a
maio de 2006. O período de meses analisados nesse trabalho durante a ASA e ASB
estão destacados...................................................................................................... 46
Figura 3.7: Localização das ionossondas digitais no setor brasileiro e japonês. .......... 47
Figura 4.1: Porcentagem de ocorrência de spread-F do tipo range em SJC e OKI
durante os meses representativos de ASA e ASB. (a) outubro de 2000 a setembro
de 2001 em SJC; (b) março de 2005 a fevereiro de 2006 em SJC; (c) outubro de
2000 a setembro de 2001 em OKI e (d) março de 2005 a fevereiro de 2006 em
OKI. O número acima de cada barra corresponde ao valor total em horas com
presença de spread-F do tipo range. ...................................................................... 51
Figura 4.2: Presença de spread-F do tipo range em Wakkanai.................................... 55
Figura 4.3: Presença de spread-F do tipo range em diferentes estações do Japão....... 56
Figura 4.4: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE para o período de 7 até
11 de novembro de 2004. As setas verticais indicam os horários que ocorreram os
SSCs. ...................................................................................................................... 58
Figura 4.5: Variações da base da camada F (h’F) ionosférica observadas em MAN e
SJC, entre as 18:00 e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de novembro
de 2004. Também é apresentado nas linhas em vermelho a média de h´F para os
dias calmos (3 dias antes e 3 dias depois do evento) e a média ± desvio padrão do
h´F........................................................................................................................... 59
Figura 4.6: Variações da altura virtual através de seis freqüências diferentes
(isofreqüência) observadas em MAN e SJC em função do UT nos dia 06,07 e 08 de
novembro de 2004. ................................................................................................. 60
Figura 4.7: Variações do parâmetro ionosféricos foF2 em função do UT observadas em
MAN e SJC, entre as 18:00 e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de
novembro de 2004. As linhas em vermelho representam a média e a média ±
desvio padrão das observações dos dias calmos 2, 5, 6, 15, 18 e 19 (3 dias antes e 3
dias depois do evento). ........................................................................................... 62
Figura 4.8: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE entre os dias 13 e 16 de
dezembro de 2006. A seta vertical indica o horário que ocorreu o SSC. ............... 64
Figura 4.9: Variações do parâmetro ionosférico h´F em razão do UT observado em
PAL e SJC, durante os dias de 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006 entre as 18:00
e 12:00 UT. Também mostra através das linhas em vermelho a média e a média ±
desvio padrão das observações dos dias calmos 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2
dias depois do evento). ........................................................................................... 65
Figura 4.10: Variações da altura virtual através de seis freqüências distintas
(isofreqüência) observadas em PAL e SJC em função do UT nos dias 13, 14 e 15
de dezembro de 2006.............................................................................................. 65
Figura 4.11: Variações do parâmetro ionosférico foF2 em função do UT (18 as 12 UT)
observado em PAL e SJC, durante os dias 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006.
As linhas em vermelho representam a média e a média ± desvio padrão das
observações 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do evento). .................. 67
LISTA DE TABELAS
TABELA 2.2: Característica do spread-F..................................................................... 20
FONTE: WHITTEN e POPPOF, 1971. ......................................................................... 20
TABELA 3.1: Classificação das tempestades magnéticas. ........................................... 48
TABELA 3.2: Mostra a distribuição dos valores Kp de acordo com a atividade
geomagnética.......................................................................................................... 48
LISTA DE ABREVIATURAS E SIGLAS
ASA Atividade solar alta
ASB Atividade solar baixa
AE Índice geomagnético auroral AE
BSSF Total bottomside spread-F
CADI Canadian Advanced Digital Ionosonde
CME Coronal mass ejection (Ejeção de Massa Coronal)
CMI Interplanetary Magnetic Field (Campo Magnético Interplanetário)
Dst Disturbance Storm-Time
EIA Equatorial ionosferic anomaly
EEJ Equatorial electrojet
EMC Ejeção de Massa Coronal
ESF Equatorial spread-F
EUV Extremo Ultravioleta
GPS Global Positioning System
IRI-2001 International Reference Ionosphere
IRT ou RT Instabilidade Rayleigh-Taylor
ISS-b Ionosphere Sounding Satellite b
HILDCAA High Intensity, Long Duration, Continuous AE Activity
Kp Índice geomagnético K planetário
LT Local Time (Hora Local)
RF Rádio Freqüência (onda eletromagnética)
OKI Okinawa (26,3º N, 127,8º L; latitude dip 21,2º N)
MAN Manaus ( 2,9º S, 60,0º O; latitude dip 5,8º N)
PC Microcomputador pessoal
PAL Palmas ( 10.2° S, 48.2° O; latitude dip 6.6º S;)
SJC São José dos Campos ( 23,2º S, 45,9º O; latitude dip 18,6º S)
Spread-F Espalhamento do tipo “range” na região F
SSC Storm Sudden Commencement (Início Súbito da Tempestade)
TADs Traveling atmospheric disturbances,
UDIDA Univap Digital Ionosonde Data Analysis
UNIVAP Universidade do Vale do Paraíba
UV Ultravioleta
UT Universal Time (Hora Universal)
LISTA DE SÍMBOLOS
B
r
Campo magnético
Bz Componente sul do CMI
c Velocidade da luz (3x10
8
m/s)
e Carga eletrônica, C
E Vetor campo elétrico
F 10.7 Fluxo eletromagnético solar com comprimento de onda de 10.7cm, W m
-2
s
-1
f
t
Freqüência da onda eletromagnética transmitida pela ionossonda, MHz
f
p
Freqüência do plasma ionosférico, MHz
foE Freqüência critica no pico da camada E, MHz
foF1 Freqüência critica no pico da camada F1, MHz
foF2 Frequência critíca no pico da camada F2, MHz
g Aceleração da gravidade terrestre, m s
-2
h Altura da camada
h'E Altura virtual da base da região E, km
h´F Altura virtual da base da região F, km
hmF2 Altura real máxima da região F, km
hpF2 Altura virtual do pico da camada F2, km
I Ângulo de inclinação magnética ou ângulo do dip
m
e
ou m Massa dos elétrons, (9,1x10
-31
kg)
n1 Ambiente superior
n2 Ambiente inferior
N Densidade eletrônica
t Tempo de propagação do pulso
1SCE
T Horário do pôr-do-sol para a região E no hemisfério norte
2SCE
T Horário do pôr-do-sol para a região E no hemisfério sul
U Velocidade do vento neutro
m
U Componente meridional do vento total no meridiano geomagnético
V
U Componente vertical do vento total no meridiano geomagnético
V Velocidade
Símbolos Especiais
∇ Operador nabla
∑ Soma dos valores de uma variável
ψ Ângulo onde o raio é refratado
RT
γ
Crescimento da taxa da instabilidade
SUMÁRIO
1 Introdução.................................................................................................................... 1
1.1 Relação solar - terrestre.......................................................................................... 1
1.2 Ionosfera................................................................................................................. 2
1.3 Acoplamento da baixa atmosfera e alta atmosfera ................................................. 3
1.4 Objetivo dessa Dissertação..................................................................................... 4
1.5 Justificativa............................................................................................................. 4
2. Desenvolvimento Teórico........................................................................................... 5
2.1 Atmosfera e Ionosfera Terrestre............................................................................. 5
2.1.1 Atmosfera Terrestre......................................................................................... 5
2.1.2 A atmosfera de acordo com a sua composição iônica (Ionosfera) .................. 7
2.1.2.1 Região D.................................................................................................. 10
2.1.2.2 Região E .................................................................................................. 10
2.1.2.3 Região F................................................................................................... 12
2.1.2.4 Variações ionosféricas devido ao Ciclo Solar......................................... 14
2.2 Irregularidade ionosférica equatorial.................................................................... 18
2.2.1 Irregularidades na ionosfera equatorial ......................................................... 18
2.2.2 Mecanismo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT)..................................... 22
2.2.3 Teoria linear da ocorrência de ESF ............................................................... 24
2.2.4 Variação sazonal e longitudinal na ocorrência de ESF ................................. 26
2.2.5 Variação da ocorrência de ESF em relação ao ciclo solar nos setores
brasileiro e japonês................................................................................................. 28
2.3 Tempo Espacial .................................................................................................... 30
2.3.1 Atividade geomagnética controlada pelo vento solar.................................... 33
2.3.1.1 Tempestades Geomagnéticas................................................................... 34
3 Metodologia................................................................................................................ 38
3.1 Ionossonda............................................................................................................ 38
3.1.1 Teoria básica da ionossonda.............................................................................. 38
3.1.2 Ionogramas ........................................................................................................ 41
3.1.3 Canadian Advanced Digital Ionosonde (CADI) ............................................... 42
3.1.3.1 Características.......................................................................................... 43
3.1.3.2 Transmissor e Receptor ........................................................................... 43
3.1.3.3 Antena...................................................................................................... 43
3.1.3.4 Armazenagem dos dados......................................................................... 44
3.2 Conjunto de dados utilizados................................................................................ 45
3.2.1 Índices magnéticos ........................................................................................ 47
Índice Dst................................................................................................................ 47
Índice Kp ................................................................................................................ 48
Índice AE................................................................................................................ 49
4 Resultados .................................................................................................................. 50
4.1 Estudo comparativo da ocorrência de espalhamento do tipo
range na região F nos
setores brasileiro e japonês......................................................................................... 50
4.2 Efeitos dos dois eventos de tempo espacial sobre a camada F nas regiões
equatoriais e de baixas latitudes no setor brasileiro ................................................... 57
4.2.1 Tempestades magnéticas que ocorreram em novembro de 2004 .................. 57
4.2.2 Tempestade magnética que ocorreu em dezembro de 2006.......................... 63
4.2.3 Comparação entre o primeiro e segundo evento ........................................... 67
5 Conclusões.................................................................................................................. 69
Referências Bibliográficas ........................................................................................... 73
1
1 Introdução
1.1 Relação solar - terrestre
O sol é a fonte de energia para Terra e forte modulador do meio ambiente. A
influência do sol estende-se por todo sistema solar, tanto por ação dos fótons, que
fornecem calor, luz e ionização, quanto pelo contínuo escoamento do gás ionizado com
velocidade supersônica conhecido como vento solar (solar wind). O domínio do vento
solar, que inclui o sistema solar inteiro, é conhecido como heliosfera. A heliosfera, a
magnetosfera, a ionosfera e a atmosfera terrestre têm territórios e identidades próprias,
com processos físicos e químicos específicos, porém com forte interação e troca de
energia e matéria que dependem das condições de limite no sistema Sol-Terra.
O tempo espacial (“
space weather”; SCHUNK e SOJKA, 1996; SONG et al.,
2001) é um ramo recente da ciência espacial que estuda os efeitos das variações
temporais que ocorrem no sol e no vento solar e da forma com que forma estas
variações podem alterar o comportamento da magnetosfera, ionosfera e alta atmosfera
que, por sua vez, afetam o desempenho dos satélites, espaçonaves e equipamentos
elétricos e eletrônicos na superfície terrestre, influenciando as mais diversas atividades
humanas (comunicações, navegação e suprimento de energia etc.). O tempo espacial é o
campo de pesquisa na área espacial que apresentou um rápido desenvolvimento, pois
reuniu o conhecimento científico das relações entre o sol e a terra com o conhecimento
da tecnologia espacial (satélites, espaçonaves, radares e sistemas de posicionamento
global (Global Positioning System - GPS) , etc.
Os diferentes níveis de atividade solar podem produzir diferentes condições no
vento solar e desta forma causar drásticas alterações no acoplamento e regime da
magnetosfera, ionosfera e alta atmosfera (KELLEY, 1989; TOHMATSU; 1990;
SCHUNK e NAGY; 2000). As perturbações solares intensas podem produzir efeitos
notáveis na atmosfera terrestre e se caracterizam por períodos em que uma grande
quantidade de massa (plasma espacial com alta velocidade) da corona solar ou buracos
coronais é injetado no vento solar. Estas perturbações do vento solar, quando atingem a
atmosfera terrestre (magnetosfera), podem gerar tempestades geomagnéticas
(GONZALEZ et al., 1994).
Durante as tempestades geomagnéticas a alta atmosfera pode ser drasticamente
influenciada por estas tempestades (BUONSANTO, 1999). Tais condições incluem um
aumento no arraste atmosférico, aumento nas cintilações atmosféricas (que podem
2
causar perturbações nas comunicações e sinais de navegação), mudanças elétricas nas
superfícies dos satélites causando arco voltaico e precipitação de partículas energéticas
(causando riscos de vida dos astronautas ou danos na operação de satélites e
espaçonaves) e paralisação de centrais elétricas, causando enormes problemas
econômico-sociais.
As perturbações induzidas pelo processo magnetosférico não estão restringidas a
altas latitudes. O aquecimento nas regiões do oval auroral é suficientemente grande para
modificar a circulação média da temperatura global que influencia a estrutura da
ionosfera em baixas e médias latitudes (BUONSANTO, 1999). Além disso, durante
tempestades magnéticas, campos elétricos magnetosféricos podem penetrar na região
equatorial (FEJER e SCHERLIESS, 1997) influenciando diretamente densidades
ionosféricas, composições neutras e temperaturas nesta região. Também, as tempestades
magnéticas geram ondas de gravidade que se propagam de altas para baixas latitudes.
Embora, durante as últimas décadas tenha aumentado significativamente nosso
conhecimento sobre mecanismos de acoplamento ionosfera-termosfera-magnetosfera,
mais precisamente nas regiões de altas latitudes, ainda precisamos trabalhar muito nesta
área especificamente nas regiões de baixas latitudes e equatorial.
1.2 Ionosfera
A ionosfera é a parte parcialmente ionizada da atmosfera terrestre e contém
elétrons e íons livres que são produzidos por fotoionização. Nesta região ionizada
ocorre reflexão de ondas de rádio. A fotoionização é gerada pela ação da radiação do
extremo ultravioleta e raios-x no ar tênue da camada superior da atmosfera. A ciência
ionosférica, cujo assunto permanece muito ativo internacionalmente, tem dois objetivos
principais: medir e prever as variações ionosféricas para benefício da engenharia de
rádio comunicação e de usar o conhecimento da ionosfera para ajudar a entender a física
e a química da camada superior da atmosfera, uma importante parte do ambiente
humano (MITRA, 1952; KELLEY, 1989; TOHMATSU; 1990).
Durante tempestades magnéticas, quando a magnetosfera terrestre está
perturbada pelas alterações de campos elétricos, magnéticos e densidades de partículas
emitidas por distúrbios no sol, a densidade eletrônica pode ser anormalmente diminuída
ou anormalmente aumentada com efeitos resultantes na rádio comunicação (DANILOV
e MOROZOVA, 1985, ABDU 1997).
3
Perturbações no plasma durante a noite ionosférica equatorial são
consideravelmente importantes porque a cintilação causada pelas irregularidades de
densidade eletrônica (comumente referindo se ao Equatorial Spread-F, ou ESF; ABDU
et al., 1998) resultam em interrupção e degradação do sistema de comunicação e
navegação que dependem da ligação de rádio transionosférica. Assim, um melhor
entendimento da física do plasma ionosférico e um conseqüente aprimoramento dos
modelos ionosféricos são ingredientes essenciais para interpretação das observações e
para realizar previsões.
1.3 Acoplamento da baixa atmosfera e alta atmosfera
Os intensos eventos troposféricos conhecidos como frente fria, “jetstreams” e
outros distúrbios de ventos troposféricos, tempestades, vulcões, terremotos, etc., podem
afetar o perfil da densidade eletrônica característica da região F. Este grande número de
distúrbios meteorológicos causam estruturas ondulatórias que se propagam até as alturas
termosféricas com períodos de onda que variam de alguns minutos a horas e são
também conhecido como ondas de gravidade. Os distúrbios ionosféricos viajantes
também são gerados na atmosfera superior devido ao aquecimento Joule e à força de
Lorentz nas altas latitudes, que durante os distúrbios geomagnéticos, apresentam um
papel fundamental na dinâmica e energia da termosfera, podendo ser detectadas por
técnicas de ondas de rádio ionosféricas devido à interação da termosfera neutra com a
ionosfera, como foi mostrado no trabalho pioneiro de Hines (1960). Durante as últimas
décadas, estudos relacionados às ondas de gravidade, particularmente associados com
distúrbios geomagnéticos, têm recebido muita atenção. Os estudos de ondas de
gravidade em altitudes referentes à região F com diferentes origens metereológicas
continuam a ser importantes na zona equatorial e em baixa latitude devido à
possibilidade de elas serem a origem das irregularidades ionosféricas.
Os assuntos de grande interesse atualmente estão ligados ao acoplamento entre
altas e baixas latitudes na alta atmosfera durante as tempestades magnéticas intensas e
influência das perturbações fortes advindas da baixa atmosfera (troposfera) na região F.
Outros assuntos que receberam maior atenção para investigação são estudos sobre
depressões em plasma ionosférico equatorial (“transequatorial plasma bubbles”),
dinâmica e composição da termosfera, química e dinâmica da mesosfera e processos
energéticos em baixas latitudes. Os estudos têm importância na área de rádio
propagação em freqüências largamente usadas para comunicação no Brasil.
4
1.4 Objetivo dessa Dissertação
Os objetivos do trabalho são:
1- Estudar a influência do ciclo solar sobre a formação de irregularidades ionosféricas
de grande escala no setor brasileiro e japonês.
2 - Analisar os efeitos das tempestades geomagnéticas na região F da ionosfera em
regiões equatorial e baixa latitude (setor sul americano).
1.5 Justificativa
Este trabalho é importante porque tanto as irregularidades ionosféricas como as
tempestades geomagnéticas afetam a camada F ionosférica, podendo causar
degradações da comunicação transionosférica (ex: comunicação de longa distância que
utilizam ondas curtas e as comunicações através de satélites).
5
2. Desenvolvimento Teórico
2.1 Atmosfera e Ionosfera Terrestre
Neste tópico é apresentado um resumo sobre a atmosfera e ionosfera terrestre. A
ionosfera é a parte da atmosfera ionizada pela radiação solar na faixa do extremo
ultravioleta e raio-X, localizada entre 60 e 1000 km de altitude. Uma vez que esse
trabalho investiga a formação da irregularidade ionosférica equatorial da região F e o
comportamento da região F durante tempestades geomagnéticas nas regiões equatoriais
e de baixa latitude no setor brasileiro, segue uma breve descrição sobre a atmosfera e
ionosfera terrestre.
2.1.1 Atmosfera Terrestre
A atmosfera terrestre é formada basicamente por gases e sua estrutura está
relacionada com diversos parâmetros (térmicos, químicos, eletromagnéticos), cujos
valores, geralmente combinados, podem variar sensivelmente, em função da hora, da
época do ano, da latitude, da longitude e atividade solar (KIRCHHOFF, 1991).
Pode-se considerar a atmosfera terrestre como uma gigantesca máquina térmica,
alimentada pela energia externa oriunda do Sol que fornece 99,7% da energia utilizada
no sistema Terra – Atmosfera.
A Figura 2.1 mostra o perfil vertical da estrutura da atmosfera dividida em
diferentes regiões, baseada na temperatura, na composição química e nos processos
físicos dominantes.
6
Figura 2.1: Distribuição vertical das regiões da atmosfera terrestre de 0 a 1000 km de altitude, dividida
de acordo com o seu perfil de temperatura ou de acordo com a sua composição.
FONTE: Brasseur e Solomon, (1986 - p.33), modificada por Grellmann, 2005.
A atmosfera de acordo com o seu perfil vertical de temperatura
A atmosfera absorve radiação solar em diversos comprimentos de ondas. A
combinação entre os processos de aquecimento, pela radiação solar, e perda de calor e
energia devido a processos de transporte e processos radiativos gera uma estrutura
vertical de temperatura atmosférica. Esta estrutura forma diferentes camadas chamadas
de Troposfera, Estratosfera, Mesosfera e Termosfera, sendo que o limite entre as
camadas chama-se tropopausa, estratopausa e mesopausa, respectivamente (RISHBETH
e GARRIOTT, 1969).
A troposfera é a camada mais próxima da superfície e se estende até uma altura
de aproximadamente 10 km. Nesta região a temperatura decresce com a altura, sendo
uma diminuição de aproximadamente 6ºC a cada quilômetro até atingir um mínimo de -
40ºC (223K).
A estratosfera está localizada na altitude entre 10 a 45 km, onde a temperatura
aumenta com altura, atingindo o valor máximo de -10ºC (263K). Este aumento de
7
temperatura ocorre por que as suas reações químicas são afetadas pela radiação UV
(2000 ∼ 3000 Å) que é absorvida nessa região pelo ozônio.
A mesosfera está situada entre 45 e 80 km de altitude, onde a temperatura
decresce com a altura. Nesta região os processos radiativos são a principal fonte de
perda de calor e a radiação UV é a fonte de aquecimento.
A termosfera é a camada mais externa que ocupa a região entre 80 e 500 km de
altitude, onde a temperatura cresce rapidamente com a altura e atinge um valor
constante que depende da atividade solar e da variação diurna (~ 600 a 1500 K). A
região acima de 500 km de altitude pode ser chamada de exosfera ou termosfera
exterior.
A atmosfera de acordo com os seus processos físicos
Quando analisada do ponto de vista de processos químicos, pode-se dividir a
atmosfera em: homosfera e heterosfera.
A homosfera esta localizada na parte inferior da atmosfera, até 100 km de
altitude, onde a combinação de gases pode ser considerada constante, por apresentar
insignificantes oscilações na proporção gasosa. Dos gases presentes nessa região 78%
são de N
2
, 21% O
2
, e 1% são de argônio (Ar), dióxido de carbono (CO
2
), gases nobres e
outros em porções ainda menores. Os gases de CO
2
, H
2
e O
3
são encontrados em
pequenas proporções, mas são muito importantes por absorverem diretamente a
radiação solar. Nessa região se encontra a camada de ozônio que absorve os raios
ultravioletas, que são prejudiciais à saúde (KIRCHHOFF, 1991).
A heterosfera está localizada entre 100 a 500 km de altitude, onde gases são
distribuídos de maneiras independentes de acordo com a altura. O oxigênio atômico,
hélio e hidrogênio são os componentes majoritários acima de 200 km.
A exosfera está localizada acima de 500 km de altitude, sendo os gases leves
(hélio, hidrogênio) seus componentes majoritários (RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
2.1.2 A atmosfera de acordo com a sua composição iônica (Ionosfera)
A radiação energética do Sol (ex: EUV e raios-X) é responsável por ionizar a
alta atmosfera. Com a ionização produzida, os elétrons livres e íons tendem a se
recombinar, e com isso se estabelece um balanço entre a perda e a produção de íon-
elétron. Aproximadamente 1% de toda a atmosfera terrestre está na forma de um gás
ionizado, chamado de ionosfera. Este gás representa o componente ionizado que
8
estimula importantes fenômenos como: spread-F, anomalia equatorial, eletrojato,
campos elétricos e correntes elétricas, as reflexões das ondas de rádio e vários processos
no plasma na alta atmosfera, pois na baixa atmosfera (troposfera e estratosfera) esses
fenômenos não acontecem (HARGREAVES, 1979).
A ionosfera está localizada entre 70 km até várias centenas de quilômetros de
altitude e é constituída de regiões (camadas) distintas. As principais regiões da ionosfera
são: a região D localizada entre 70 e 90 km de altitude, a região E localizada entre 90 e
150 km de altitude, a região F1 localizada entre 150 e 200 km de altitude e a região F2
localizada entre 200 e 1000 km de altitude. Durante a noite temos apenas a região F e,
algumas vezes, a camada E esporádica (localizada aproximadamente na altitude de 100
km). A Figura 2.2 mostra a ionosfera durante o dia e durante a noite com suas
respectivas regiões.
Região FRegião F
Figura 2.2: Ilustração das diversas camadas ionosféricas que estão presentes durante o dia e durante a
noite.
A ionosfera é ionizada através da radiação solar na faixa espectral do extremo
ultravioleta (EUV) (17-175 nm; 170-1750 Ǻ) e dos raios-X (0,1-16 nm; 1-1600 Ǻ), pelo
9
processo chamado fotoionização (Figura 2.3). A radiação solar também excita e dissocia
constituintes neutros da alta atmosfera.
Elétron livre
Íon positivamente carregado
Radiação Solar
Átomo descarregado
Elétron livre
Íon positivamente carregado
Radiação Solar
Átomo descarregado
Figura 2.3: Ilustração do processo de fotoionização – Representação clássica da formação do par elétron-
íon.
A ionosfera é um plasma que contém cargas elétricas negativas (íons negativos),
elétrons e cargas positivas (íons positivos). O plasma ionosférico interage com as ondas
eletromagnéticas (RF) podendo causar a absorção, refração e reflexão das mesmas. A
região F localizada entre 250 - 400 km de altitude é a região da ionosfera com maior
densidade de plasma. Esta região é considerada a mais importante para a rádio-
comunicação de longa distância.
A perda de ionização acontece por processos de recombinação de pares íons -
elétrons (Figura 2.4), sendo que durante o dia o processo de fotoionização prevalece em
relação ao processo de recombinação devido à presença da radiação solar. Porém, no
período noturno, o processo de recombinação e transporte de plasma controlam a
variação da densidade de plasma. A região F é praticamente a única região da ionosfera
que permanece durante a noite, devida a taxa de recombinação não ser suficientemente
alta para neutralizar todos os pares íons-elétrons (WHITTEN e POPPOF, 1971;
KIRCHHOFF, 1991; KENNETH, 1996.).
Elétron livre
Íon positivamente carregado
Átomo descarregado
Elétron livre
Íon positivamente carregado
Átomo descarregado
Figura 2.4: Ilustração do processo de recombinação de um par elétron – íon.
10
2.1.2.1 Região D
A região D está localizada na parte inferior da ionosfera entre 70 e 90 Km de
altitude. Seu comportamento é diurno, aparecendo no momento em que os átomos
começam a adquirir energia vinda do Sol e permanecendo por alguns instantes no início
da noite. A maior parte da energia eletromagnética é absorvida nessa região.
As reações mais importantes para ionização nessa região estão listadas a seguir
(WHITTEN e POPPOFF, 1971; DENARDINI, 1999):
1) o óxido nítrico (NO) que se apresenta em minoria é
ionizado pela linha Lyman-
∝
do espectro solar a 1216 Ǻ, a qual
penetra abaixo de 95 km de altitude;
2) o oxigênio molecular (
2
O ) e alguns constituintes em
menor quantidade são excitados pelo EUV na faixa espectral de 1027
e 1118 Ǻ;
3) todos os constituintes são ionizados pelo raio-X na faixa
espectral de 2 a 8 Ǻ;
4) raios cósmicos são a maior fonte de ionização, por
afetarem toda a baixa atmosfera (abaixo de 95 km de altitude);
5) em altas latitudes a região D é ionizada por partículas
energéticas do Sol ou de origem auroral; e
6) na região brasileira (região da anomalia do Atlântico Sul)
a ionização também ocorre por causa das partículas energéticas do
cinturão de radiação.
As ondas eletromagnéticas de alta freqüência (MHz) atravessam a região D,
enquanto que as ondas com baixa freqüência (KHz) são refletidas pela região D
(WHITE,1970).
2.1.2.2 Região E
A região E está presente apenas durante o dia, localizada aproximadamente entre
90 e 150 Km de altura; esta é a região da ionosfera onde se tem a máxima condutividade
elétrica. Deve-se mencionar que a camada E é importante por causa da sua interação
com o campo magnético através de intensas correntes elétricas que nela fluem (MITRA,
1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
Em torno de 110 Km a condutividade ionosférica é máxima. Os ventos neutros
que aí predominam transmitem movimento às “camadas condutoras” por colisões, o
11
que, na presença do campo geomagnético, origina as correntes. Assim, esta região é
conhecida também como região do dínamo, pelo seu processo se assemelhar com o que
acontece no gerador convencional de corrente elétrica (dínamo).
Na região E, em algumas ocasiões, a densidade eletrônica nem sempre varia
suavemente com a altura, por isso podem se desenvolver estreitas camadas chamadas de
esporádica E que podem, em alguns casos, permanecer à noite (HARGREAVES, 1979).
A fonte primária de ionização é a emissão de raio-X do Sol, resultando em
diferentes densidades eletrônicas de acordo com os ciclos solares, as variações sazonais
e as variações diárias.
Na região E a ionização ocorre principalmente pelas moléculas de
+
2
O através da
fotoionização
eOhvO +→+
+
22
, para
λ
< 1027 Ǻ
significando que o comprimento de onda é menor do que 1027 Angstrons (1 Ǻ =
10
10
−
m). Deve-se lembrar que, em relação ao comprimento de onda do fóton,
hv
pode
ser escrita como
λ
/hc , onde c corresponde à velocidade da luz (TASCIONE, 1988).
Uma troca rápida de energia ocorre para se obter uma ionização adicional de
moléculas de
2
N através do raio X que produz
+
2
O e
+
NO (TASCIONE, 1988).
Camada E esporádica
A camada E esporádica (Es) pode se formar a qualquer momento. Ela ocorre
normalmente na altitude entre 90 a 120 km (dentro da região E) e pode se espalhar por
uma grande área ou ser confinada a uma pequena região. É difícil saber onde e quando
ocorrerá e quanto tempo irá persistir. A camada E esporádica pode ter uma densidade
eletrônica menor ou igual a da região F, de maneira a ser considerada uma camada
parcialmente transparente e, por esse motivo, a onda de rádio parece ser refratada às
vezes pela região F e em outras ocasiões pela camada E esporádica, a qual obscurece
totalmente a região F e o sinal pode não alcançar o receptor (Figura 2.5)
(HARGREAVES, 1979; TACIONE, 1988).
12
Transmissor Receptor
Figura 2.5: Ilustração de alguns caminhos possíveis quando a camada E esporádica está presente.
- - - - Onda eletromagnética parcialmente transmitida pela camada E esporádica e parcialmente
pela camada F.
Ondas que passam através da E esporádica e são refratadas pela camada F.
2.1.2.3 Região F
Como nas outras regiões, nessa região a estrutura e densidade eletrônica do
plasma são dependentes da hora do dia (de acordo com o ângulo do sol) e atividade
solar. No entanto, a região F consiste em uma única região durante a noite e separa-se
em duas regiões durante o dia (F1 e F2) (WHITTEN e POPPOFF, 1971;
HARGREAVES,1979).
Região F1
A região F1 está acima da região E e abaixo da região F2, localizada
aproximadamente entre 150 a 200 Km de altitude. Sua principal fonte de ionização é a
radiação EUV.
Essa região é definida pela aparição de um pequeno pico da densidade eletrônica
ou apenas uma pequena inflexão do perfil ionosférico em torno de 180 Km, estando
presente apenas durante o período diurno acompanhando o comportamento da região E.
Estudando as reações químicas, observa-se que na região E os íons são quase todos
moleculares (
++
2
,ONO ), e à maiores altitudes quase todos os íons se tornam átomos de
oxigênio e elétrons (
+
O e
−
e ). A transição entre os íons moleculares e os íons atômicos
ocorre a aproximadamente a 170 km de altitude durante o dia, que corresponde à região
onde se localiza a camada F1. (MITRA, 1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969;
KOHL et al., 1996).
13
A região F1 serve de refletora para as ondas de rádio dependo da freqüência
dessa onda, sendo que esta reflexão varia conforme a densidade de plasma ao receber
energia solar. Normalmente o sinal de radiofreqüência incidente que atravessa a região
E também atravessa a F1 e, ao fazê-lo, refrata-se, alterando seu ângulo de incidência
sobre a região F2, onde pode ocorrer reflexão total da onda eletromagnética.
A Tabela 2.1 apresenta as reações fotoquímicas que ocorrem nas regiões E e F.
Tabela 2.1: Reações fotoquímicas que ocorrem na camada E e F.
FONTE: RISHBETH e GARRIOTT, 1969.
Fotoionização
eOhvO +→+
+
eNhvN +→+
+
22
eOhvO +→+
+
22
Transferência ou Troca
OOOO +→+
+
+
22
NNONO +→+
++
2
NNOON +→+
+
+
2
22
NOON +→+
+
+
2222
NOON +→+
++
Recombinação dissociativa
***
2
OOeO +→+
+
** ONeNO +→+
+
***
2
NNeN +→+
+
Região F2
O aparecimento da região F2 ocorre ao nascer do Sol, quando a região F se
desmembra em F1 e F2. A região F2 engloba toda a parte superior da ionosfera entre
200 a 1000 km de altitude e contem um pico (maior densidade de plasma) entre 250 e
400 km, sendo esta última região o principal meio de reflexão ionosférica para
comunicações em altas freqüências a longa distância. Entre 200 e 250 km de altitude a
taxa de perda cai mais rapidamente que a de produção e provoca um aumento na
14
densidade eletrônica com a altura. Acima do pico, assume-se que a densidade eletrônica
decresce exponencialmente com a altitude até fundir-se com o vento solar (MITRA,
1952; RISHBETH e GARRIOTT, 1969; TASCIONE, 1988).
2.1.2.4 Variações ionosféricas devido ao Ciclo Solar
Dentre todas as variações solares conhecidas, o ciclo de manchas solares é um
dos mais marcantes. Este ciclo possui um período de aproximadamente 11 anos.
Durante este período observa-se uma variação numérica e em latitude das manchas
solares, que são regiões na superfície do Sol com campo magnético intenso, que
podem chegar a 3000 Gauss (enquanto na superfície solar o campo magnético é
entorno de 1 a 2 Gauss). Em um ciclo solar inicialmente surgem manchas pequenas e
em quantidades reduzidas, em latitudes solares mais elevadas (aprox. 30º latitude
solar). Gradativamente se formam cada vez mais manchas e de maiores tamanhos,
atingindo aproximadamente 15º de latitude solar durante o período de atividade
máxima. Em seguida as manchas diminuem gradativamente em número com o
descaimento do ciclo (MITRA, 1952; EGELAND et al.,1973). A Figura 2.6 mostra o
diagrama da variação numérica e latitudinal das manchas solares, também conhecido
como “digrama de borboleta”.
1920 1940 1960 1980
Figura 2.6: “Digrama borboleta” que representa o diagrama da variação numérica e latitudinal das
manchas solares.
Em torno da fase do máximo solar existe uma maior ocorrência de flares solares,
que são explosões no Sol que emitem radiação. As manchas solares, que aparecem
como manchas escuras e irregulares na superfície do Sol, são regiões onde a
temperatura é mais baixa (aproximadamente 2000 graus mais baixa do que os arredores)
e os campos magnéticos são centenas ou milhares de vezes mais intensos que o restante
da superfície solar (SILVA, 2006).
A Figura 2.7 apresenta os perfis verticais de temperatura da atmosfera terrestre
nos períodos de alta e baixa atividade solar, em horários diurno e noturno.
15
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 1200 1300 140
0
0
100
200
300
400
500
600
700
800
900
1000
1100
Noite Dia Noite Dia
Solar Mínimo
Solar Máximo
ALTITUDE [Km]
TEMPERATURA [K]
200 250 300
0
20
40
60
80
100
Termosfera
Mesosfera
Extratosfera
Troposfera
Figura 2.7: Classificação das camadas atmosféricas em função do perfil vertical de temperatura, bem
como as variações típicas para os horários diurnos e noturnos em função do ciclo solar de 11
anos
FONTE: Resultados obtidos com o modelo MSIS-9.
Pode-se notar na Figura 2.7 que os perfis verticais de temperaturas diurnas e
noturnas da atmosfera terrestre são diferentes para o mesmo nível de atividade solar,
mas as diferenças de magnitude relacionadas ao ciclo solar de 11 anos são ainda mais
intensas. De forma análoga (Figura 2.8), a ionosfera experimenta variações de
magnitude no seu perfil vertical de concentração eletrônica (ou plasma), semelhante às
observadas nos perfis verticais da temperatura da atmosfera neutra. Em ambos os casos,
o ciclo solar de 11 anos tem um papel de destaque.
16
0,0
5,0x10
5
1,0x10
6
1,5x10
6
2,0x10
6
2,5x10
6
200
400
600
800
1000
1200
Solar Mínimo
Noite
Dia
Noite
Dia
Solar Máximo
ALTITUDE [KM]
DENSIDADE ELETRÔNICA [Ne/cm
3
]
10
1
10
2
10
3
10
4
10
5
40
80
120
160
200
240
F
E
F
E
D
Log [Ne]
Figura 2.8: Perfil vertical das camadas ionosféricas D, E e F sob condições de máxima (dia e noite) e
mínima (dia e noite) atividade solar.
FONTE: Resultados obtidos com o modelo International Reference Ionosphere, IRI-2001.
A Figura 2.9 mostra a variação temporal das médias mensais do índice F10.7
(comprimento de onda de 10,7 cm que corresponde a freqüência de 2800 MHz), a
emissão da radiação Fe de 28.4 nm, a emissão He II de 30,4 nm (extraído da Fig. 1 de
AVRETT, 1992), além do índice do Mg II de 1 de maio de 1980 à 1 de outubro de
1980, sendo que as variações de 28, 4 nm e 30,4 nm correspondem a variação do
extremo ultravioleta (EUV). Contudo a Figura 2.9 mostra que às variações da radiação
solar 10.7 cm pode ser usado como um indicador da variação da radiação na faixa
espectral do ultravioleta (Mg II – 280nm) e extremo ultravioleta (EUV- 28,4 nm e 30,4
nm).
A Figura 2.10 apresenta (acima) as médias mensais das emissões solares na
freqüência de 2800 MHz (comprimento de onda de 10,7 cm) e (abaixo) os números de
manchas solares observados durante o período de janeiro de 1970 a dezembro de 2007.
Note que, existe uma boa concordância entre o número de manchas solares e as
emissões solares na freqüência de 2800 MHz e, em ambos, o ciclo de 11 anos pode ser
facilmente identificado.
17
Figura 2.9: Índice Mg II (curva de fundo), a 30.4 nm (He II) e 28.4 nm (Fe XV) de AE-E, e a 10.7 cm
emissões solares de maio a setembro de 1980.
FONTE:diagrama do topo extraído de AVRETT, 1992.
50
100
150
200
250
NÚMERO DE MANCHAS
SOLARES
ANOS
100
150
200
250
MÉDIA MENSAL DA DENSIDADE DE
FLUXO SOLAR (2800 MHz) (W m
-2
Hz
-1
)
1972 1976 1980 1984 1988 1992 1996 2000 2004
Figura 2.10: Acima: Média mensal da densidade de fluxo solar na freqüência de 2800 MHz
(comprimento de onda de 10.7 cm). Abaixo: Números de manchas solares. Ambos
observados durante o período de janeiro de 1970 a dezembro de 2007.
18
2.2 Irregularidade ionosférica equatorial
Neste tópico são apresentados conceitos envolvidos na geração e evolução das
irregularidades ionosféricas equatoriais. As regiões de irregularidade ionosférica
apresentam densidade eletrônica bem menor do que o ambiente (no interior da
irregularidade a densidade de plasma pode ser até 3 vezes menor que a do plasma
ambiente). A presença de irregularidades ionosféricas resulta na degradação da
comunicação transionosférica, por exemplo, comunicação de longa distância utilizando
ondas curtas e comunicação por satélite.
2.2.1 Irregularidades na ionosfera equatorial
O trabalho pioneiro de Booker e Wells (1938) utilizando observações de
sondagens ionosféricas em Huancayo, Peru (região do equador magnético), mostrou a
presença dos traços de espalhamento na região F nos ionogramas (as ondas
eletromagnéticas de alta freqüência emitidas pela ionossonda quando são refletidas pelo
plasma ionosférico e retornam ao receptor da ionossonda são armazenadas na forma de
traços conhecidos como ionogramas) na escala em altura, ex: Figura 2.11a, que indica a
presença de irregularidades ionosféricas equatoriais de grande escala, que são
denominadas equatorial spread-F (ESF)
As irregularidades de plasma de grande escala apresentam características
distintas quando observadas por diferentes equipamentos científicos. Quando observada
através de ionossonda, o ionograma torna-se difuso (Figura 2.11a). Porém, utilizando
técnicas ópticas, as irregularidades podem ser observadas através da emissão OI 630 nm
e a assinatura destas irregularidades são bandas escuras (bolhas de plasma) alinhadas ao
meridiano magnético (veja Figura 2.11b). Na Figura 2.11 são mostradas observações
simultâneas obtidas por ionossonda e imageador do tipo all-sky (OI 630 nm). É possível
perceber as diferentes assinaturas da irregularidade de grande escala que estava presente
na noite de 23 de outubro de 2000.
19
(a) (b)
Figura 2.11: Observações simultâneas obtidas com a ionossonda e o imageador que operam em São José
dos Campos, dados obtidos em 23 de outubro de 2000. (a) Ionograma mostrando a presença
de espalhamento do tipo range às 23:45 Universal Time (UT). (b) Imagem obtida através da
emissão OI 630 nm mostrando bandas escuras, que são as assinaturas de bolhas de plasma
(23:43 UT).
Normalmente quando ocorre o descaimento do range spread-F surge o
espalhamento do tipo freqüência (frequêncy spread-F) que pode ser identificado através
dos traços na região F espalhados em freqüência, como apresentado na Figura 2.12. O
espalhamento do tipo freqüência indica irregularidades de pequena escala. A Figura
2.12 ilustra um ionograma noturno com presença de espalhamento do tipo freqüência
em São José dos Campos (SJC).
20
Figura 2.12: Ionograma com a presença de espalhamento do tipo freqüência obtido em São José dos
Campos durante a noite em 08 de janeiro de 2006, às 05:35 (UT).
O espalhamento do tipo freqüência ocorre freqüentemente na região de alta
latitude e o espalhamento do tipo range ocorre com muita freqüência na região
equatorial (WHITTEN e POPPOF, 1971; HARGREAVES, 1995).
Os mecanismos que induzem o aparecimento de spread-F na região equatorial e
alta latitude são diferentes. As comparações das características dessas duas regiões são
mostradas na Tabela 2.2 (ex: WHITTEN e POPPOF, 1971).
TABELA 2.2: Característica do spread-F.
FONTE: WHITTEN e POPPOF, 1971.
Spread-F Equatorial
Spread-F em alta latitude
(1) Ocorre dentro da latitude
zona geomagnética
00
300 até
m
=
λ
~0 incidente há
0
40=
m
λ
Máxima incidência ocorre apenas
na zona auroral
(2) Influência da atividade
magnética ainda não está bem estabelecida
Correlacionado positivamente com
a atividade magnética
(3) Ocorre durante o período
noturno.
Pode ocorrer ao longo do dia, mas
normalmente ocorre à noite.
(4) O espalhamento do tipo range
ocorre mais freqüentemente.
O espalhamento do tipo freqüência
ocorre mais freqüentemente.
21
Schunk e Sojka (1996) mostraram que em baixas latitudes, o campo elétrico
dínamo gerado pelo vento termosférico tem pronunciado efeito na ionosfera equatorial.
Durante o dia o campo elétrico dínamo está orientado para o leste, o que induz a subida
(deriva vertical) da camada F, enquanto a noite o campo elétrico dínamo está orientado
para oeste, o que induz a descida da camada F. Schunk e Sojka (1996) também
mostraram que como a ionosfera tem co-rotação com a Terra na direção do anoitecer, a
componente do vento zonal (direção leste) aumenta, uma vez que o vento flui
predominantemente do lado dia para o lado noite da Terra. O vento zonal intensificado
em combinação com a brusca condutividade do gradiente dia-noite durante o pôr-do-sol,
resulta no aumento do campo elétrico zonal (direção leste). Esta combinação eleva a
região F quando este campo elétrico se movimenta na parte noturna da Terra, sendo o
processo conhecido como aumento do pico pré-reverso.
As irregularidades ionosféricas (regiões com baixa densidade eletrônica em
relação ao ambiente) são geradas na parte mais baixa da região F, depois do pôr-do-sol,
na região do equador magnético, pelo processo de instabilidade Rayleigh – Taylor
(TSUNODA, 1982; MENDILLO et al., 1982). As bolhas de plasma ou depleções de
plasma são geradas na parte inferior da região F quando crescem acima do equador
magnético, carregando baixo fluxo de densidade eletrônica para altas altitudes e se
estendendo para regiões de baixa latitude. Estes fenômenos são conhecidos como bolhas
de plasma transequatorial. Pode-se mencionar que a presença de range spread-F nos
ionogramas em baixa latitude (ex: região da anomalia ionosférica equatorial) aparece
depois de aproximadamente 1 hora da presença no equador magnético. As
irregularidades ionosféricas equatoriais variam de tamanho de alguns centímetros a
várias centenas de quilômetros. As bolhas de plasma ionosféricas bem desenvolvidas
têm dimensão na direção oeste – leste (zonal) de aproximadamente 100 - 200 km e na
direção norte – sul (meridional) transequatorial vários milhares de km. Normalmente
movimentam-se na direção de oeste para leste com velocidade de aproximadamente 100
– 150 m/s (Figura 2.13).
22
Figura 2.13: Ilustração do deslocamento de uma bolha de plasma ao longo do equador magnético.
FONTE: Adaptada da revista Globo ciência, 1998.
As instabilidades ou irregularidades ionosféricas equatoriais que ocorrem na
região F da ionosfera são detectadas e estudadas através de diferentes técnicas, como
ionossonda, experimentos para medir a densidade eletrônica na região F a bordo de
foguetes ou satélites, observações de luminescência atmosférica da região F através de
fotômetros ou imageadores, sistema de posicionamento global GPS (do inglês Global
Positioning System), radares de espalhamento coerente e incoerente, etc.
2.2.2 Mecanismo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT)
Para explicação do processo de formação das bolhas ionosféricas utiliza-se a
teoria linear da instabilidade tipo Rayleigh – Taylor. Dungey, em 1956, apresentou a
teoria linear da instabilidade Rayleigh–Taylor (IRT) que poderia explicar a origem do
ESF. A IRT supõe que em situações de equilíbrio instável, um meio menos denso
localiza-se abaixo de um meio mais denso. Se algum evento (ex: ondas de gravidade,
ventos etc.) introduzir uma pequena instabilidade, em condições consideradas especiais,
a situação de equilíbrio instável pode ser rompida, pois essa pequena instabilidade irá se
intensificar com possibilidades de desenvolver-se gerando as bolhas ionosféricas
(Figura 2.14) (KELLEY, 1989).
23
Bolhas Ionosféricas
Meio mais denso
Instabilidade
Intensificação da instabilidade
Meio menos denso
Bolhas Ionosféricas
Meio mais denso
Instabilidade
Intensificação da instabilidade
Meio menos denso
Figura 2.14: Esboço de um fenômeno magneto-hidrodinâmico análogo às condições iniciais do
desenvolvimento da instabilidade Rayleigh - Taylor na base da camada F noturna.
FONTE: Adaptada de KELLEY - p. 122. , 1989.
Um íngreme gradiente de densidade é gerado entre a base da camada F noturna e
o pico da camada F2 (Figura 2.15) por causa dos processos de recombinação que
provocam uma redução significativa na densidade eletrônica (KELLEY, 1989,
SANTOS, 2005).
Figura 2.15: Perfil de densidade eletrônica típica da região equatorial no período noturno.
FONTE: Kelley, 1989, p. 76, modificada por SANTOS, 2005.
A Figura 2.16 apresenta o modo pelo qual as irregularidades spread-F ocorrem
na região equatorial de acordo com a teoria IRT. Na Figura 2.16, n
1
representa o
ambiente superior, n
2
(=0) representa o ambiente inferior, g a força gravitacional com
24
direção de cima para baixo e
→
B
o campo magnético na horizontal, entrando na página
(KELLEY, 1989).
B
g
Figura 2.16: Diagrama esquemático do mecanismo físico da IRT.
FONTE: KELLEY, 1989.
Observando a Figura 2.16, a qual apresenta um diagrama esquemático do
mecanismo físico da IRT, verifica-se que um fluxo de partículas é gerado devido ao
gradiente de densidade eletrônica. Pelo fato de existir uma proporcionalidade entre o
termo gravitacional e a massa, induz-se a deriva
→→
× Bg que aumenta a velocidade com
que os elétrons se movem. Essa movimentação diferencial provoca uma divergência e
acúmulo de cargas ao redor do início da perturbação, resultando no desenvolvimento de
campos elétricos de perturbação δE que provocam, na região de depleção de plasma,
uma deriva para cima
→→
× BE
δ
dos íons e elétrons, enquanto que na região de alta
densidade, provoca uma deriva para baixo. Com isso, o plasma de alta densidade é
movimentado para baixo e o plasma de baixa densidade é movimentado para cima,
transformando o sistema em um meio instável pelo fato da amplitude de perturbação ser
aumentada (KELLEY, 1989; VIEIRA, 2002).
2.2.3 Teoria linear da ocorrência de ESF
Como discutido por Martinis et al. (2005) (veja também SULTAN, 1996), o
espectro de pequena escala das irregularidades equatoriais coletivamente conhecido
como
equatorial spread-F (ESF) é gerado pela instabilidade Rayleigh-Taylor
25
gravitacional. Uma deriva eletromagnética
→→
×
B
E
para cima é produzida quando o campo
elétrico
→
E
na direção leste está associado com o campo magnético da direção norte, e
essa deriva eleva o plasma ionosférico na região equatorial (de ABREU, 2007). O
crescimento da taxa
RT
γ
da instabilidade pode ser expresso como
⎥
⎥
⎦
⎤
⎢
⎢
⎣
⎡
−−
Β
×
⋅
∇
∑+∑
∑
=
→→
n
in
F
P
E
P
F
P
RT
U
v
gBE
N
N
2
γ
(2.1)
(a) (b) (c) (d) (e)
Se o crescimento da taxa é positivo então a instabilidade será desenvolvida.
Depois de algum tempo (
RT
γ
)
-1
(dezenas de minutos até ~ 1 hora), as irregularidades
estão totalmente desenvolvidas e podem ser detectadas com uma variedade de
equipamentos (ex: ionossondas, radares, satélites, imagiadores
all-sky). Para
desenvolvimento do ESF existem cinco processos que podem ser subdivididos em duas
categorias, sendo dois processos para facilitar a produção e três processos para aumento
/ supressão, como representado pela equação (2.1). Os efeitos ocorrem depois do pôr-
do-sol, quando a razão da condutividade Pedersen
(a) da região F e total das regiões E e
F aproxima-se de 1 e o gradiente da densidade eletrônica (b)
NN /
∇
é grande (b).
Nesta condição, a deriva para cima
→→
× BE (c) pode ser o fator predominante para a
geração do ESF. É geralmente aceito que a rápida subida (elevação) da camada F
durante o pôr-do-sol é a condição mais importante para a ocorrência de ESF
(BITTENCOURT et al., 1997; FEJER et al., 1999; MENDILLO at al., 2001). Outras
perturbações (ex: ondas de gravidade (KELLEY, 1985) e vento (MARUYAMA, 1984))
também são consideradas fatores para a iniciação de ESF. Quando a camada F sobe para
altas altitudes ocorre aumento nos efeitos de redução de freqüência de colisão entre íons
e neutros
in
v que causam um grande aumento em (d). O termo do vento neutro (e)
refere-se a componente perpendicular do campo magnético. No contexto de tubo de
fluxo )cos()(
IUIsenUU
Vmn
+= , onde
m
U e
V
U são as componentes meridional e
vertical do vento total no meridiano geomagnético e I é o ângulo de inclinação
magnética. Raghavarao et al. (1993) discutiram o efeito do vento neutro vertical sobre o
equador magnético, uma região onde o componente vertical é assumido como sendo
pequeno comparado com o meridional. Não existe conclusão evidente que indique a
influência do vento meridional sobre a variação de dia-a-dia do ESF (BITTENCOURT
26
et al, 1997; MENDILLO et al., 2001), enquanto simulações tendem a incluir o vento
meridional como um fator para supressão do ESF.
As taxas de crescimento linear não são apropriadas para serem usadas no estágio
de desenvolvimento da instabilidade não-linear, mas são usadas para responder questões
básicas sobre o crescimento da instabilidade no tempo ou na ionosfera (SULTAN,
1996).
2.2.4 Variação sazonal e longitudinal na ocorrência de ESF
Como é discutido por Mendillo et Al. (1982) além do progresso significativo no
processo de instabilidade Rayleigh-Taylor (IRT) para explicar a ocorrência do ESF, os
trabalhos de Maruyama e Matuura (1984) e Tsunoda (1985) foram muito importantes
para explicar a ocorrência de ESF em função da estação do ano e longitude. As
investigações apresentadas por Maruyama e Matuura (1984) mostraram as distribuições
globais da atividade equatorial do
spread-F observada do satélite Ionosphere Sounding
Satellite b
(ISS-b) utilizando sondagem do topo (topside sounding). Este satélite está em
órbita numa trajetória quase circular com altitude de aproximadamente 1100 km com
ângulo de inclinação próximo de 70 graus. As observações indicam a existência de uma
simetria sazonal-longitudinal em ocorrências de ESF e mostra notável aumento em ESF
nas longitudes do Atlântico durante o período de inverno do hemisfério norte e
longitudes do Pacífico durante o período de verão do hemisfério norte. O aumento em
ESF é moderado em longitudes da Índia durante o período de equinócio. Essas
características observadas estão correlacionadas com ângulo de declinação do campo
magnético terrestre na região equatorial.
Maruyama e Matuura (1984) mostraram que a variação sazonal-longitudinal em
ocorrências de ESF é devido à presença do vento termosférico trans-equatorial no plano
do meridiano magnético na altura da região F, o qual tem um papel na supressão do
crescimento da instabilidade Rayleigh-Taylor guiado pela gravidade e,
conseqüentemente, na atividade de ESF. Considerando a proximidade do setor indiano
com o setor japonês baseado no trabalho de Maruyama e Matuura (1984) isso indica que
no setor japonês as variações anuais do ESF vão ter máximos nos equinócios.
Tsunoda (1985) usando dados de cintilações equatoriais investigou a ocorrência
de ESF em função das estações e longitudes. Tsunoda (1985) mostrou que a máxima
atividade de cintilação sazonal coincide com a época do ano quando o terminador solar
(linha imaginária que divide a parte iluminada da não iluminada de um corpo celeste)
27
está alinhado próximo do tubo de fluxo geomagnético. Também mostrou que a
dependência sazonal da atividade de cintilação equatorial que está correlacionada com o
ESF nos setores com diferentes longitudes é controlada pela declinação magnética e
latitude geográfica do equador magnético (dip). Esta dependência foi mostrada pelas
observações em todas as longitudes nos setores América-África e Índia-Pacífico. As
ocorrências das cintilações equatoriais foram encontradas maximizadas, nitidamente em
muitos casos, durante época do ano quando os pontos conjugados da camada E durante
o período de pôr-do-sol está quase simultâneo. Observações de cintilações em Natal,
Brasil, mostram claramente a relação entre a máxima atividade de cintilação durante o
solstício de Dezembro e os pontos conjugados da camada E durante o período de pôr-
do-sol.
Tsunoda (1985), através das suas investigações, concluiu que a instabilidade
deve ser aumentada pelo gradiente longitudinal na integrada condutividade Pedersen da
região E na forma de um extenso campo elétrico para o leste e correntes alinhadas ao
campo. O papel da corrente elétrica alinhada ao campo na instabilidade generalizada da
deriva do gradiente não tem sido considerado para as teorias referentes à geração da
instabilidade de ESF.
Tsunoda (1985), estudando as observações de cintilações feitas em Huncayo
(incluindo Anco), Peru, durante 1967-1969, 1976-1977 e 1977-1978, mostrou máxima
atividade de cintilação entre fevereiro e abril e entre setembro e novembro, o que indica
contínua dependência sazonal em relação à atividade de cintilação. Tsunoda (1985)
também menciona que a dependência sazonal e longitudinal das cintilações equatoriais
está associada com a elevação da camada F com uma velocidade vertical mais rápida
durante o pôr-do-sol.
Baseado nas observações de cintilações durante 1980 (atividade solar alta) em
Natal, Brasil, (TSUNODA, 1985) pode-se mencionar que a ocorrência de ESF no setor
brasileiro está concentra durante o período de outubro até março, e a máxima ocorrência
de ESF no solstício de dezembro. Similarmente, baseado nas observações de cintilações
durante 1982 (atividade solar alta) em Hong Kong (perto do setor japonês)
(TSUNODA, 1985), a máxima ocorrência de ESF está nos equinócios (março-abril e
setembro-outubro).
Abdu et al. (1992) estudando as observações de sondagem ionosférica na região
brasileira (Fortaleza e Cachoeira Paulista) também verificaram que o ângulo de
declinação magnética (MARUYAMA e MATUURA, 1984; TSUNODA, 1985) controla
28
todo padrão sazonal durante a noite na região F, controlando o desenvolvimento do
campo elétrico dínamo e o desenvolvimento das bolhas ionosféricas associadas ao
spread-F
. Abdu et al. (1992) mostraram que o baixo valor da diferença em tempo para o
pôr-do-sol local entre os pontos conjugados da camada E (no hemisfério norte e sul)
normalmente favorece o aumento da deriva do pico pré-reverso da camada F e,
conseqüentemente, aumenta a ocorrência de
spread-F. Portanto, espera-se que para
valores de
SCE
T∆ =
21 SCESCE
TT − , onde
1SCE
T é o horário do pôr-do-sol para a região E no
hemisfério norte e
2SCE
T é o horário do pôr-do-sol para a região E no hemisfério sul,
muito pequenos, poderia gerar uma velocidade de deriva ainda maior e,
conseqüentemente, a máxima ocorrência de
spread-F.
Huang et al. (1987) investigaram os dados ionosféricos de Taipei (25,00ºN;
121,53ºL geográfico e 14,04ºN; 191,47ºL geomagnético) durante o período de março de
1960 e junho de 1965 e Chungli (24,95ºN; 121,23ºL geográfico e 13,98ºN; 191,19ºL
geomagnético) durante o período de julho 1965 a agosto de 1982. As estações
investigadas por Huang et al. (1987) estão localizadas no setor longitudinal do Japão. A
variação sazonal de
range spread-F é caracterizado pela máxima ocorrência no verão
(maio, junho, julho e agosto) e a mínima ocorrência no inverno (janeiro, fevereiro,
novembro e dezembro) durante o período de atividade solar baixa. Porém, como a
atividade solar aumenta, a variação sazonal muda, de forma que aparecem duas
máximas ocorrências nos meses de equinócio (março, abril, setembro e outubro) e duas
mínimas ocorrências aparecem nos meses de solstício.
2.2.5 Variação da ocorrência de ESF em relação ao ciclo solar nos setores
brasileiro e japonês
Vários investigadores estudaram a ocorrência de ESF em relação ao ciclo solar
(HUANG et al, 1987; ABDU et al, 1992; SAHAI et al, 2000). Abdu et al. (1992)
baseados nos dados ionosféricos de Fortaleza (3,9º S, 38,6º O; ~4,0º S latitude
dip) e
Cachoeira Paulista, verificaram um forte aumento na ocorrência de ESF em Cachoeira
Paulista nos anos de baixas para altas ocorrências de manchas solares. Entretanto, em
Fortaleza não se observa uma variação considerável nas ocorrências de ESF em relação
à atividade solar. As ESF são geradas na base da região F no equador magnético e,
conforme elas crescem, tubos de fluxo de densidade eletrônica movem-se para altitudes
29
mais elevadas e estende-se para regiões de baixas latitudes. Porém, se as irregularidades
não crescem, então o spread-F será confinado apenas na região do equador magnético.
Sahai et al. (2000) utilizando dados de imageamento
All Sky da emissão OI 630
nm obtido em Cachoeira Paulista, Brasil, estudaram a influência do ciclo solar sobre a
ocorrência das bolhas de plasma ionosférica (ESF). Sahai et al. (2000) concluíram que
1) as ocorrências de bolhas de plasma ionosférica são mais freqüentes durante a
atividade solar alta (ASA) (55%) do que durante a atividade solar baixa (ASB) (33%)
no período entre outubro e março; 2) ESF que atingem altitude muito elevada (≥ 1500
km) no equador magnético são também muito mais abundante durante ASA (66%)
comparado com a ASB (34%).
Huang et al. (1987) verificaram que a máxima ocorrência noturna de
range
spread-F
é maior no verão e muito menor no inverno durante a atividade solar baixa,
enquanto que a máxima ocorrência aparece no equinócio durante a atividade solar alta.
A freqüência máxima de ocorrência do
range spread-F ocorre no verão na atividade
solar baixa e no equinócio na atividade solar alta. A taxa de aumento da ocorrência de
range spread-F é mais rápida do que a de diminuição durante a atividade solar baixa.
Porém, no equinócio da atividade solar alta, o
range spread-F aumenta rapidamente
depois do pôr-do-sol, atinge o máximo de ocorrência em um curto intervalo de tempo e
permanece no máximo por várias horas, então decai gradualmente.
Igarashi e Kato (1995) investigaram a ocorrência de
spread-F (range and
frequency type spread-F
não estão separados nesta análise) utilizando dados de
sondagem ionosférica em cinco estações do Japão, cobrindo latitude de 26,3º N até
49,7º N. A ocorrência de
spread-F em Okinawa (26,3º N, 127,8º L; dip latitude 21,2º
N), localizado abaixo da crista norte da anomalia ionosférica equatorial, mostra
distintamente grande ocorrência de 90 % de
spread-F durante o mínimo de manchas
solares no período de 1987. Durante o período máximo de manchas solares ao redor de
1980, a ocorrência de
spread-F para Okinawa é provavelmente menor que 20%. Estes
resultados são muito diferentes do que os resultados apresentados por Huang et al.
(1987), em Taiwan, para o mesmo setor longitudinal, possivelmente porque Igarashi e
Kato (1995) utilizaram dados conjuntos de
range e frequency type spread-F.
30
2.3 Tempo Espacial
Neste tópico são apresentados os conceitos sobre tempo espacial (space
weather
). O estudo do tempo espacial é um ramo recente da ciência que estuda a
interação Sol-Terra e que está recebendo muita atenção da comunidade científica em
geral. As tempestades geomagnéticas representam uma forma extrema de tempo
espacial. No tempo espacial estudam-se as perturbações nas componentes da
magnetosfera, ionosfera e termosfera terrestre provocadas por fenômenos que ocorrem
no Sol. Com esses estudos pretende-se prever com precisão possíveis influências
provocadas pelos fenômenos do tempo espacial nos sistemas de comunicação,
navegação, satélites, etc (SCHERER et al., 2005).
O Sol é a principal fonte de energia para a Terra e emite radiações
eletromagnéticas que variam entre raios gama até rádio. As radiações solares na faixa do
extremo ultravioleta até raios-X são responsáveis pela formação da ionosfera terrestre.
No Sol, mais precisamente na fotosfera (camada visível do Sol), algumas vezes são
observadas manchas escuras mais conhecidas como manchas solares, que apresentam
um campo magnético muito forte quando comparado com as demais regiões na
superfície do Sol, as quais podem permanecer por algumas rotações solares (cada
rotação solar dura em média 27 dias). O número de manchas solares varia com a
atividade solar (atividade solar alta e atividade solar baixa), que corresponde a um
período de aproximadamente 11 anos (HARGREAVES, 1979; TASCIONE, 1988).
O Sol, além da radiação eletromagnética, emite continuamente partículas
carregadas como elétrons e íons positivos (chamado vento solar) para o meio
interplanetário. Os prótons se propagam com uma velocidade de 400 km s
-1
e com
densidade por volta de 5 partículas cm
-3
durante períodos do Sol que são considerados
calmos. Durante períodos do Sol que são considerados ativos a velocidade de
propagação pode superar 1000 km s
-1
e com densidades superiores a 40 partículas cm
-3
.
(HARGREAVES, 1979; TASCIONE, 1988; SCHUNK e NAGY, 2000)
Erupções solares ocorrem em regiões solares ativas quando fenômenos
energéticos ligados às manchas solares aumentam excessivamente e emitem elevada
quantidade de energia em intervalos que duram de alguns segundos até algumas horas.
Essas erupções aumentam a emissão de radiações eletromagnéticas (conseqüentemente
há um aumento na faixa espectral do ultravioleta e raios-X) que demoram
aproximadamente 8 minutos para alcançarem a Terra e, ao atingirem as camadas
superiores da atmosfera terrestre, causam uma ionização nessas camadas. Quando essas
31
erupções solares estão ligadas com as ejeções de massa coronal (
coronal mass ejection
– CMEs
), elas liberam enormes quantias de matéria do Sol, com velocidades que estão
entre algumas centenas e alguns milhares km s
-1
em um intervalo de muitas horas e
demoram em média aproximadamente de 1 a 3 dias para alcançarem a magnetosfera
terrestre. Conseqüentemente, essa enorme quantia de matéria na forma de partículas
carregadas liberada pelo Sol algumas vezes (dependendo da direção do campo
magnético interplanetário) penetram na magnetosfera terrestre e interagem com a
atmosfera na região de altas latitudes, gerando tempestades geomagnéticas. Dependendo
da intensidade das tempestades geomagnéticas pode-se influenciar o sistema ionosfera-
termosfera em alta, média e baixa latitudes. Pode ser mencionado que as auroras
(boreais e austrais) nas altas latitudes são emissões ópticas geradas durante as
tempestades geomagnéticas (HARGREAVES, 1979; SCHERER et al., 2005).
Recentemente Schunk e Sojka (1996), Abdu (1997), e Buonsanto (1999)
apresentaram estudos detalhados sobre a influência das tempestades geomagnéticas
sobre as regiões de alta, média e baixa latitudes. Entretanto, continuamente são
publicados numerosos estudos individuais sobre a interação magnetosfera-ionosfera nas
regiões equatoriais e de baixas latitudes (BASU et al., 2001; 2005; LIMA et al., 2004;
SAHAI et al., 2004) motivados pelo grande interesse nessas regiões e por causa da falta
de um bom entendimento para prever as respostas do tempo espacial na termosfera e
ionosfera, uma vez que a maior parte da população da Terra vive nas regiões equatoriais
e de baixa latitudes.
A questão importante está em como o sistema ionosfera-termosfera nas regiões
equatoriais e de baixas latitudes responde durante o período de uma tempestade
geomagnética. Também é importante saber como a energia e partículas energéticas
depositadas em altas latitudes durante as tempestades geomagnéticas são conduzidas
para regiões equatoriais e de baixas latitudes. Para este fim, existem três condutores
importantes: campos elétricos, ventos termosféricos perturbados e mudanças na
composição. Os campos elétricos na região F equatorial e de baixa latitude durante as
tempestades geomagnéticas são afetados pelo dínamo vento solar - magnetosfera
resultando numa penetração pontual ou direta do campo elétrico convectivo na
magnetosfera (SÊNIOR e BLANC, 1984; SPIRO et al., 1988), sendo que o distúrbio
dínamo ionosférico gera circulação do vento termosférico global devido ao aquecimento
Joule em altas latitudes (BLANC e RICHMOND, 1980). Um estudo detalhado da
dependência do campo elétrico equatorial durante tempestade geomagnética foi
32
apresentado por Scherliess e Fejer (1997) e Fejer e Scherliess (1997). Como mostrado
por Nicolls et al. (2004), distúrbios em baixas e médias latitudes são criados pelo
transporte de energia das altas latitudes na forma de um distúrbio atmosférico viajante
t
raveling atmospheric disturbances, (TADs) e mudanças na forma do vento global
através do aquecimento direto provocado pelas precipitações de partículas via
aquecimento Joule ou força de Lorentz. Extensão da fase ou tempestade negativa
ionosférica (um decréscimo do pico da densidade eletrônica na região F) durante as
tempestades geomagnéticas indicam mudanças na taxa de composição termosférica
(O/N2) (GREENSPAN et al., 1991; ZHANG et al., 2003; MÉIER et al., 2005).
A resposta da ionosfera durante a tempestade geomagnética é estudada através
das observações dos efeitos da deriva (eletromagnética) de plasma ionosférico, através
da mudança na altura da camada F (estes são mais claramente vistos em h´F;
VANZANDT et al., 1971; REDDY e NISHIDA, 1992) e através das variações em
densidade eletrônica da região F comparadas com os dias calmos. Se a densidade
eletrônica da região F aumenta como um resultado da dinâmica da tempestade, chama-
se de tempestade ionosférica positiva, entretanto se a densidade eletrônica diminui é
chamado de tempestade ionosférica negativa (SCHUNK e SOJKA, 1996)
.
Como são discutidos por Abdu (1997), as modificações na anomalia ionosférica
equatorial (
equatorial ionosferic anomaly -EIA), ESF e eletrojato equatorial (equatorial
electrojet -EEJ
) são produzidos por (a) distúrbio dos campos elétricos resultando da
penetração dos campos elétricos magnetosféricos da alta altitude no equador; (b)
distúrbio do dínamo guiado pelo aumento da circulação termosférica global resultante
da energia da alta altitude; e (c) distúrbios do vento (zonal e meridional) modificando o
dínamo termosférico equatorial. Enquanto os campos elétricos perturbados podem
causar aumento no desenvolvimento ou diminuição deste fenômeno, os ventos
perturbados parecem sempre inibir eles, principalmente os EIA e os ESF. Novos
resultados discutiram a preocupação de buracos no vento meridional e no campo
elétrico perturbado induzido na camada F em baixas latitudes, comprovando inibições
no ESF devido ao vento meridional / trans-equatorial perturbado, expansão em latitude
do EIA alcançando espetacular magnitude durante as tempestades intensas e mostrando
que o tempo local-longitudinal tem dependência com o aumento do EIA.
Sastri et al. (2002) discutem sobre ventos termosféricos perturbados e deriva
vertical do plasma durante perturbações geomagnéticas e mencionam que no equador
magnético e perto do equador magnético a deriva vertical do plasma é gerada
33
essencialmente por causa dos campos elétricos zonais. Contudo, os ventos meridionais
normalmente não afetam muito na produção da deriva vertical do plasma perto do
equador dip, mas ganha importância com aumento do ângulo do dip (I) com máximo
efeito quando I=45º. Conseqüentemente, quanto mais afastado do equador magnético a
deriva vertical do plasma sofre menos influência dos campos elétricos zonais e maior a
influência dos ventos termosféricos perturbados.
2.3.1 Atividade geomagnética controlada pelo vento solar
O campo magnético terrestre controla o ambiente em volta da Terra, o qual é
constituído de partículas, plasmas e configurações de campos. Magnetosfera é o nome
dado para a região que apresenta uma forma distorcida igual à de um cometa.
Entretanto, a magnetosfera não se encontra isolada no espaço e também não é estática.
Ela está localizada na região onde se tem a presença de plasma que flui
ininterruptamente do Sol, sendo chamado de vento solar. A forma da magnetosfera, a
população de partículas e o balanço de energia são controlados pela interação do plasma
do vento solar com o plasma da magnetosfera (RISHBETH e GARRIOTT, 1969;
LEMAIRE e RYCROFT, 1982; AXFORD, 1982; KIVELSON e RUSSELL, 1995).
A atividade solar modula o vento solar que não é constante. O
meio
interplanetário
varia sua velocidade, densidade, temperatura, energia e composição de
partículas, por ser afetado pelos eventos eruptivos do Sol que emitem grandes
quantidades de energia e partículas para o espaço. Os
flares, as ejeções de massa
coronal (
Coronal Mass Ejection –CME) e os buracos coronais, de onde são emitidos os
feixes rápidos, são os principais fenômenos do Sol que afetam o
meio interplanetário
(RISHBETH e GARRIOTT, 1969; GOLDSTEIN, 1998;).
As regiões de alta atividade solar geram o vento solar perturbado que interagem
com a magnetosfera e conseqüentemente provocam efeitos de penetração de partículas,
indução de correntes, alterações do campo geomagnético, etc. O que protege a Terra dos
efeitos diretos do vento solar é o campo magnético que atua como um escudo. Partículas
e campos podem ser penetrados na magnetosfera quando ocorrem condições especiais
de interação entre os dois plasmas e seus campos magnéticos. A atividade solar causa
diversos eventos na magnetosfera, os principais eventos são: as tempestades
geomagnéticas, as subtempestades e os recentemente descobertos HILDCAAs (
High
Intensity, Long Duration, Continuous AE Activity
) (RISHBETH e GARRIOTT, 1969;
Tsurutani e Gonzalez, 1987; GUARNIERI.,2005).
34
Reconexão é o nome dado para o processo em que partículas e energia são
transferidas do vento solar para o interior da magnetosfera. No momento em que a
componente na direção z do campo magnético do meio interplanetário está orientada
para a direção sul, acorre uma interconexão das linhas do campo interplanetário com o
campo geomagnético no lado diurno (DUNGEY, 1961; PETSCHECK, 1964;
ROSTOKER; FALTHAMMAR, 1967; ARNOLDY, 1971; TSURUTANI e MENG,
1972; AKASOFU, 1981; GONZALEZ et al., 1989; 1994, TSURUTANI e
GONAZALEZ, 1997). Após a reconexão, a linha segue sendo arrastada sobre a calota
polar na direção da cauda da magnetosfera. Na seqüência acontece uma nova reconexão
na cauda, e deste modo partículas são injetadas nas órbitas que se localizam mais
próximo da Terra (GONZALEZ et al., 1989; 1994).
A Figura 2.17 mostra o acoplamento entre o Sol,
meio interplanetário e
magnetosfera terrestre, que corresponde a um diagrama do processo de reconexão, onde
energia e partículas são transferidas do vento solar para o interior da magnetosfera.
Figura 2.17: Reconexão magnética entre o campo interplanetário e o campo magnetosférico.
FONTE: Adaptado de Gonzalez e Tsurutani, 1992.
2.3.1.1 Tempestades Geomagnéticas
A tempestade magnética é causada por correntes elétricas que se movem na
direção leste-oeste, no cinturão de Van Allen, podendo afetar a ionosfera terrestre ao
longo de todo o globo terrestre.
35
Existem no Sol os buracos coronais, que são regiões de linhas de campo aberto
de onde o plasma flui em maior velocidade e, conseqüentemente, diminui a densidade
na região. O vento solar rápido é lançado destes buracos com velocidade de
aproximadamente 800 km/s. Como o vento solar está “distorcido” por causa da rotação
do Sol, no instante em que o vento solar normal das regiões de baixa latitude solar, com
velocidade de 400 Km/s, entra em contato com o vento mais rápido, são gerados
choques (Veja a Figura 2.18). No momento que este choque (não completamente
desenvolvido na distância de 1 AU) colide com a Terra, o campo magnético terrestre é
comprimido e em conjunto ocorre à intensificação da corrente de Chapman-Ferraro
(ROSTOKE e FALTHAMMAR, 1967; GONZALEZ et al., 1994; KIVELSON e
RUSSELL, 1995; TSURUTANI e GONZALEZ, 1997). Com a utilização das redes de
magnetômetros, que são instrumentos que permitem a monitoração do campo magnético
terrestre e estão espalhados por todo o globo, identificam-se entre as tempestades
geomagnéticas semelhanças muito próximas ou podendo até ser consideradas idênticas.
A componente horizontal sofre um decréscimo que pode durar várias horas (fase
principal) e na seqüência mostra uma recuperação gradual com o tempo de duração de 1
a 4 dias. Durante as tempestades o campo magnético terrestre (que normalmente é da
ordem de 30000 a 60000 nT) acaba sofrendo variações de 50 a mais de 500 nT
(RISHBETH e GARRIOTT, 1969; SILVA, 2006).
Figura 2.18: Interação entre os feixes rápidos e lentos do vento solar.
FONTE: Adaptado de Tsurutani et al., 1995.
Para o desenvolvimento de uma tempestade intensa (Dst < -100 nT), necessita-se
de um campo magnético interplanetário Bz com valor de pelo menos -10 nT que se
36
mantenha durante um período mínimo de 3 horas. Entretanto, para o desenvolvimento
de uma tempestade considerada moderada (-100 ≤ Dst ≤ -50) é necessário um campo
magnético interplanetário de no mínimo -5 nT e que se mantenha durante 2 horas
(GONZALEZ e TSURUTANI, 1987; GONZALEZ et al., 1994).
Duas estruturas solares podem levar ao desenvolvimento das tempestades:
ejeções de massa coronal e interação entre feixes do vento solar com diferentes
velocidades. A teoria mais aceita é que as ejeções de massas coronais rápidas que
provocam distúrbios no vento solar são as geradoras das tempestades magnéticas mais
intensas, pelo menos durante períodos de máxima atividade. As ocorrências das
tempestades normalmente acontecem entre 1 a 4 dias depois da matéria ser ejetada do
Sol (GONZALEZ e TSURUTANI, 1987).
Durante vários anos foi suposto que a corrente de anel era formada por íons de
hidrogênio. Mas estudos mais recentes, através de observações feitas por satélites, têm
verificado que uma porcentagem significativa da corrente de anel em faixas de energia
abaixo de aproximadamente 17 Kev é formada por íons de oxigênio e hélio e que com
isso a ionosfera deve ser considerada como uma enorme fonte para a corrente de anel no
decorrer da tempestade (SHELLEY, 1979; SMITH e BEWTRA; HOFFMAN, 1981).
Porém o vento solar é responsável por gerar os íons da corrente de anel com energia
maior que 600 Kev, por esta última apresentar uma composição diferente da citada
acima (WILLIAMS, 1980).
A Figura 2.19 apresenta um gráfico do índice Dst (índice que mede a variação
do campo magnético terrestre) com as três fases características de uma tempestade
geomagnética, sendo a primeira o início súbito, a segunda a fase principal e a terceira a
fase de recuperação. Na fase de recuperação inicia-se a dissipação da corrente de anel,
que reduz o seu campo resultante e conseqüentemente o campo magnético vai
retornando às suas condições normais.
37
Fase de recuperação
Tempestade
Fase principal
Fase
inicial
Início
súbito
Fase de recuperação
Tempestade
Fase principal
Fase
inicial
Início
súbito
Figura 2.19: Fases características de uma tempestade magnética.
FONTE: Adaptada de Suess e Tsurutani, p. 61,1998.
De acordo com a Figura 2.20 observa-se facilmente que as tempestades
magnéticas intensas (em vermelho) estão associadas com o ciclo de atividade solar
apresentado (em amarelo) através do número de manchas solares (SILVA, 2006).
Figura 2.20: Correlação entre o número de ocorrências de tempestades magnéticas (vermelho) e o
número de manchas no Sol (amarelo).
FONTE: Silva, p. xiii, 2006.
Enquanto ocorre a tempestade em altas latitudes, a mesosfera e ionosfera
recebem partículas da cauda da magnetosfera por meio das correntes alinhadas ao
campo. Auroras são geradas, quando essas partículas liberam energia ao colidirem com
partículas locais na ionosfera, por ser essa a região de maior densidade. A expansão da
aurora na direção do equador é proporcional à intensidade da tempestade (AKASOFU e
CHAPMAN, 1972)
38
3 Metodologia
3.1 Ionossonda
A seguir serão apresentados detalhes do equipamento utilizado para obtenção
dos dados ionosféricos estudados durante essa investigação. A ionossonda digital é
usada para sondagens ionosféricas e fornece parâmetros ionosféricos [ex: h´F (altura
mínima virtual da camada F), foF2 (freqüência do pico da camada F2), hpF2
(aproximadamente altura máxima da camada F2)]. Os parâmetros ionosféricos são
obtidos a partir dos ionogramas, utilizando o programa UDIDA (UNIVAP
Digital
Ionosonde Data Analysis
) (PILLAT, 2006). Os dados ionosféricos do setor japonês
foram observados em OKINAWA, o acesso aos ionogramas é realizado através do site
http://wdc.nict.go.jp/cgi-bin/ionog/manualfv.
3.1.1 Teoria básica da ionossonda
Durante a década de 1920 - 1930 foi desenvolvido um equipamento chamado
ionossonda, que transmite pulsos de rádio freqüências (RF) para exploração das regiões
ionosféricas (MITRA, 1952). No início as ionossondas eram analógicas e baseadas na
tecnologia de válvulas, assim as suas dimensões eram grandes comparadas com as
dimensões das que utilizam tecnologia de circuito integrado. Porém, recentemente,
foram desenvolvidas ionossondas digitais (REINISCH, 1986a, 1986b; MACDOUGALL
et al., 1995; REINISCH, 1996; CADI, 1997) que são compactas e possibilitam a
gravação dos ionogramas em microcomputadores. Estes ionogramas digitais podem ser
reduzidos de forma a extrair os parâmetros ionosféricos com auxílio de programas de
computador.
O princípio de funcionamento da ionossonda baseia-se na transmissão dos
pulsos de rádio-freqüência e após alguns
s
µ
, a onda transmitida é refletida pela
ionosfera. Então a medida do tempo entre a transmissão e a recepção do pulso de RF
fornece informações sobre a altura da camada ionosférica para uma determinada
freqüência definida.
As quantidades ionosféricas que podem ser medidas pela sondagem ionosférica
através desta técnica são (MITRA, 1952):
a) O tempo de propagação do sinal, que corresponde ao intervalo entre o tempo
de transmissão e recepção do sinal;
b) A intensidade do sinal refletido;
39
c) O estado de polarização do sinal recebido.
A Figura 3.1 ilustra a sondagem da ionosfera através da ionossonda, mostrando
como a onda eletromagnética transmitida se propaga até chegar ao receptor.
Ionosfera
Transmissor Receptor
Figura 3.1: Ilustração da sondagem da ionosfera por ondas de rádio.
FONTE: Adaptada de Mitra, 1952.
Considerando a Figura 3.1, o segmento AB será a parte mais baixa do estrato
ionizado, sendo que da base até o topo existe um aumento na densidade eletrônica. A
onda incidente em AB forma um anglo
i com a vertical; assumindo que o estrato de
igual ionização está horizontal e que o índice de refração da região logo abaixo do
segmento AB é uma unidade, no ponto S temos o ângulo
ψ onde o raio é refratado.
O índice refrativo é governado pela densidade eletrônica, campo magnético do
meio, freqüência e polarização da onda transmitida. Estes parâmetros conduzem a
algumas propriedades importantes para as ondas que se propagam na ionosfera:
• O índice de refração é proporcional à densidade eletrônica;
• O índice de refração é inversamente proporcional à freqüência da
onda transmitida.
Contudo, dependendo do sentido da polarização da onda transmitida, podemos
ter ecos que correspondem as componentes ordinárias (polarização linear) e
extraordinárias (polarização não linear) no ionograma. Este é um resultado do campo
magnético, que faz com que a ionosfera seja bi-refringente.
Como a altura de reflexão da onda eletromagnética transmitida pela ionossonda
é proporcional à freqüência desta onda, então conforme a freqüência da onda
40
transmitida aumenta ocorrem reflexões da onda em maiores altitudes. Para as ondas
ordinárias, isto ocorre apenas quando a freqüência da onda eletromagnética transmitida
(
t
f ) é igual ou menor a freqüência do plasma (
p
f
). Se a freqüência transmitida é maior
que a freqüência do plasma, as ondas penetrarão a camada e não serão refletidas, sendo;
0
2
2
1
επ
m
en
f
e
p
= (3.1)
onde
e
n é a densidade de elétrons por m
3
, e representa a carga do elétron , m a massa do
elétron, e
0
ε
a permissividade elétrica do vácuo.
No exemplo da onda extraordinária, existem outros fatores que influenciam (ex:
o campo magnético tem um efeito adicional) e a reflexão da onda eletromagnética
transmitida ocorre em uma freqüência que mais elevada do que a onda ordinária que
corresponde à metade da girofrequência do elétron
(MITRA, 1952; HARGREAVES,
1979).
A Figura 3.2 mostra um ionograma de São José dos Campos às 20:35 LT, com
os traços que representam os ecos da componente ordinária e extraordinária.
ordinária
extraordinária
ordinária
extraordinária
Figura 3.2: Ionograma de São José dos Campos às 20:35 LT, as setas horizontais indicam os ecos que
correspondem a componente ordinária e extraordinária.
41
Considerando que o transmissor e receptor estão localizados muito próximos um
do outro, podemos utilizar o tempo de propagação do pulso para calcular a altura da
camada, como:
t
c
h
2
=
(3.2)
onde h corresponde à altura da camada, c a velocidade da luz e t o tempo de propagação
do pulso.
No entanto, esta medida da altura fornece apenas informações sobre a altura
virtual da camada ionosférica, devido à onda eletromagnética propagar-se no meio
ambiente com velocidade ligeiramente menor do que a velocidade da luz no vácuo,
sendo que no plasma a onda propaga-se com velocidade ainda menor do que quando ela
esta se propagando no meio ambiente.
3.1.2 Ionogramas
Os pulsos de rádio de alta freqüência transmitidos pela ionossonda quando são
refletidos pela ionosfera e retornam ao receptor da ionossonda são armazenados na
forma de traços chamados de ionogramas.
Nos ionogramas, os parâmetros apresentados são as alturas virtuais (designadas
como o h'E, o h'F e o h'F2, etc.) e as freqüências críticas (designadas como o foE, o
foF1 e o foF2, etc.) de cada camada, podendo esses parâmetros serem reduzidos
manualmente ou pelo computador (REINISCH, 1986a, 1986b; WAKAI et al., 1986;
REINISCH et al., 1989). Tipicamente, uma estação de ionossonda armazena em seus
arquivos um ionograma a cada 15 minutos, mas esse intervalo de tempo pode variar,
podendo ser gravado um ionograma a cada 2, 5, 30 ou 60 minutos. Quando a análise dos
dados é feita manualmente, geralmente apenas as gravações de hora em hora são
reduzidas aos dados numéricos. Felizmente as ionossondas modernas com
procedimentos de análises automáticas dirigidas por computador, geralmente reduzem
os dados rotineiramente de todos os ionogramas gravados.
Os parâmetros ionosféricos usados neste trabalho são os seguintes:
1 – h´F: Altura mínima virtual da onda ordinária da região F;
2- foF2: Freqüência crítica da onda ordinária da região F;
3- hmF2: Altura real máxima da região F;
4- hpF2: Altura do pico da camada da região F. Está altura está bem próximo do
hmF2 considerando a camada F como parabólica e sem ionização entre a região F e E.
42
Batista et al, 1991 mostraram que durante o dia a diferença entre o hpF2 e o hmF2 pode
chegar a até 50 Km, mas durante a noite a diferença está em torno de 10 Km. Pode-se
mencionar que é muito mais simples determinar o valor da altura do pico da camada F
aproximado pelo hpF2. Para a determinação do hmF2 necessita-se de um programa
específico (true – height analysis) que utiliza várias entradas obtidas pelo ionograma.
5- Irregularidades ionosféricas equatoriais: spread-F do tipo range e freqüência.
3.1.3 Canadian Advanced Digital Ionosonde (CADI)
A ionossonda do tipo CADI é utiliza pelo Grupo de Física e Astronomia da
UNIVAP para observar o que ocorre na ionosfera.
A CADI trata-se de uma ionossonda digital avançada, desenvolvida pela Rede
Canadense de Pesquisa Espacial. Consiste em um equipamento de baixo custo e
compacto, sendo considerada ideal para o monitoramento rotineiro e pesquisa
ionosférica. (MACDOUGALL et al., 1994).
O sistema de transmissão e recepção da CADI usa pulsos de onda de rádio de
alta freqüência (1 – 20 MHz) transmitido na direção vertical. O sistema integra técnicas
de codificação de fase, placas de circuitos impressos e um microcomputador pessoal
(PC) para fazer sondagens ionosférica e propiciar um equipamento com o tamanho
significativamente menor e de baixo custo. O sistema também pode ser operado com
múltiplos receptores para estudos relacionados a deriva ionosférica.
Na Figura 3.3 é mostrada a CADI sendo utilizada em conjunto com um
computador para o monitoramento e armazenamento dos dados ionosféricos de São José
dos Campos.
Figura 3.3: CADI em funcionamento com um PC para o monitoramento e armazenagem dos dados
ionosféricos em São José dos Campos.
43
3.1.3.1 Características
A altitude de sondagem da ionossonda está localizada entre 100 a 1000 km. No
entanto, o interesse deste trabalho se concentra na região F. Sabe-se que a base e o pico
da camada F estão localizados dentre as seguintes faixas de altitude 200 – 250 km e 300
-350 km, respectivamente.
3.1.3.2 Transmissor e Receptor
A Figura 3.4 mostra o transmissor sendo este a única parte do sistema básico que
fica externo ao microcomputador, localizado em um pequeno chassi com um tamanho
de aproximadamente um PC. O mesmo produz 600 W de potência de pico do pulso
transmitido numa faixa compreendida entre 1 a 20 MHz, sendo que são emitidos 40
pulsos por segundo (MACDOUGALL et al., 1994). O sistema de transmissão da CADI
usa uma seqüência de código de pulsos, denominada de seqüência Barker de 13 bits de
comprimento, de modo que a saída do pulso corresponda a 13 x 40 µs = 520 µs, sendo
este pulso codificado em fase por ± 90º. O código Barker possibilita uma melhora de 11
dB na taxa de sinal / ruído, e isso permite a obtenção dos ecos dos sinais em alturas
menos elevadas (ABALDE et al, 2001).
Figura 3.4: Sistema de transmissão da ionossonda digital CADI.
3.1.3.3 Antena
O processo de transmissão e recepção utiliza uma antena do tipo delta duplo, em
que um delta é usado para a transmissão, utilizando um mastro com um comprimento de
aproximadamente 20 m, pois é através do tamanho da antena que se torna possível uma
performance que satisfaça o sistema de freqüências abaixo e em torno de 2 MHz
(MACDOUGALL, et al., 1994). Conseqüentemente, o outro delta é usado simplesmente
como um sistema receptor. Através de cabos coaxiais é que ocorre a conexão do
44
transmissor e receptor com os sistemas de antenas. A Figura 3.5 mostra a antena de
transmissão e recepção da CADI instalada em São José dos Campos.
Figura 3.5: Antena de transmissão e recepção da CADI instalada em São José dos Campos.
A CADI opera simultaneamente em dois modos :
1) Com varredura de 180 freqüências variando de 1 a 20 MHz com uma
resolução temporal de 300 s (5 min), sendo que destas medidas são gerados os
ionogramas.
2) Opera apenas com seis freqüências pré-selecionadas (3,1; 4,1; 5,1; 6,3; 7.1, e
8,1 MHz) com amostra da altura da resolução temporal (100 s) e com essas medidas são
gerados os gráficos de isofreqüência.
3.1.3.4 Armazenagem dos dados
A ionossonda digital recebe os dados e armazena os mesmos em arquivos, cuja
estrutura permite que possa ser identificado o ano, mês e dia em que a aquisição foi
realizada e, desta forma, torna-se possível, sem maiores dificuldades, a construção de
um banco de dados. Esses dados contêm uma estrutura como: amhhhh.md4 ou
amhhhh.md3 em que a=ano, m=mês (a=01, b=02 c=03 ..., m=12), hhhh(hora e minutos)
e, finalizando, coloca-se a extensão. Respectivamente as extensões md4 e md3
executam as varreduras completas e as varreduras com alta resolução temporal. Sendo
que a cada dia completo de observações existem 24 arquivos do tipo md4 e 24 do tipo
md3, estando cada arquivo (md4 ou md3) relacionados a uma hora completa de
45
observação. Com isso, cada arquivo correspondente ao tipo md4 agrupa 12 ionogramas
completos com 180 freqüências e ao tipo md3 agrupa 36 ionogramas com somente 6
freqüências.
Os dados são organizados através de banco de dados, de maneira que os dados
sejam reunidos de acordo com o observatório e a data de observação. Por isso, com essa
organização fica extremamente fácil realizar a busca e aplicar ações diretas à seleção de
dados.
O código do programa original da CADI, que se encontra escrito na linguagem
Borland C e executado através da interface DOS, apresenta recursos visuais restritos e
ainda não fornece recursos computacionais para a redução dos dados e por este motivo
os dados são reduzidos manualmente. Mas esse código foi convertido para a linguagem
do Visual Basic pelo Grupo de Física e Astronomia da UNIVAP em São José dos
Campos para facilitar a utilização do programa original da CADI e o nome desse novo
programa é UNIVAP Digital Ionosonde Data Analysis (UDIDA).
3.2 Conjunto de dados utilizados
A primeira investigação estudou a ocorrência de espalhamento do tipo range na
região F da ionosfera em São José dos Campos (SJC, 23,2º S, 45,9º O; latitude dip 17,6º
S, hemisfério sul), Brasil, localizado na região da anomalia ionosférica equatorial (sul) e
Okinawa (OKI, 26,3º N, 127,8º L; latitude dip 21,2º N, hemisfério norte), Japão,
localizado na região da anomalia ionosférica equatorial (norte) durante o período de
atividade solar alta (ASA; outubro de 2000 a setembro de 2001) e atividade solar baixa
(ASB; março de 2005 a fevereiro de 2006). As duas estações estão separadas em
aproximadamente 180º em longitude. O site http://wdc.nict.go.jp/cgi-
bin/ionog/manualfv foi utilizado para adquirir os dados ionosféricos de OKI. Nesse
trabalho foi analisada a presença de spread-F do tipo range nos ionogramas obtidos em
SJC e OKI a cada 30 minutos entre as 19:00 e 05:00 hora local.
A Figura 3.6 mostra a variação temporal das médias mensais do índice F10.7
entre o periodo de janeiro de 1995 a maio de 2006. Este índice é um bom indicador do
ciclo solar de 11 anos. O período de baixa e alta atividade solar utilizada neste estudo
está destacado na figura.
46
50
100
150
200
250
03/2005-02/2006
1995 1999
1997
2001 2003
2005
MÉDIA MENSAL DA DENSIDADE DE
FLUXO SOLAR (2800 MHZ) (W m
-2
Hz
-1
)
ANOS
10/2000-09/2001
Figura 3.6: Médias mensais do índice F10.7 durante o período de janeiro de 1995 a maio de 2006. O
período de meses analisados nesse trabalho durante a ASA e ASB estão destacados.
O segundo tópico investigado foram os efeitos das tempestades geomagnéticas
sobre a camada F nas regiões equatoriais e de baixa latitude no setor brasileiro. Os dois
eventos investigados são: perturbações geomagnéticas que ocorreram no começo de
novembro de 2004 e dezembro de 2006. Foram analisados os dados ionosféricos entre
18:00 e 12:00 UT de SJC, Palmas (PAL; 10,2° S, 48,2° O; latitude dip 6,6º S;) e
Manaus (MAN; 2,9º S, 60,0º O; latitude dip 5,8º N), especificamente cobrindo a parte
noturna. (Obs. SJC e PAL; UT = LT + 3 e MAN; UT = LT + 4). Utilizou-se o site
http://ftp.gwdg.de/pub/geophys/kp-ap/tab para adquirir os dados do índice Kp, os
horários em que ocorreram as SSC e os dias geomagnéticamente calmos, enquanto o
site http://swdcwww.kugi.kyoto-u.ac.jp/index.html foi utilizado para adquirir os índices
Dst e AE.
1- No primeiro evento (duas tempestades muito intensas e uma tempestade
intensa) foram analisadas observações realizadas em MAN e SJC entre os dias 6 e 11 de
novembro de 2004, de modo que foi feita uma média dos 6 dias calmos (3 antes e 3
depois do evento) desse mês..
2- Para o segundo evento (uma tempestade intensa) foram analisados os dados
de sondagem ionosféricas obtidos em PAL e SJC entre os dias 13 e 16 de dezembro de
2006. Também foi feita uma média dos 5 dias calmos (3 dias antes e 2 dias depois do
evento) desse mês.
A Figura 3.7 mostra a localização das ionossondas digitais utilizadas nessa
dissertação.
47
(45,5º N, 141,7º L)
(35,7º N, 139,5º L)
(31,2º N, 130,6º L)
(26,3º N, 127,8º L)
(45,5º N, 141,7º L)
(35,7º N, 139,5º L)
(31,2º N, 130,6º L)
(26,3º N, 127,8º L)
Figura 3.7: Localização das ionossondas digitais no setor brasileiro e japonês.
3.2.1 Índices magnéticos
A monitoração dos distúrbios magnéticos é realizada com a utilização de
estações terrenas, as quais estão instaladas em observatórios magnéticos que detectam a
intensidade do campo geomagnético, conseqüentemente fornecendo a intensidade e
duração das tempestades magnéticas. Existem vários índices, mas os mais comumente
utilizados são o Dst, “Disturbance Storm-Time”, o Kp, “Planetarische Kennziffer”, ou
índice planetário e o AE, “Auroral Electroject” (RISHBETH e GARRIOTT, 1969).
Índice Dst
O índice Dst (Disturbance Storm-Time), é armazenado em unidades de nano
Tesla (nT) com resolução temporal de uma hora, sendo este índice uma medida da
variação da componente H em relação aos períodos considerados calmos.
Com a medida da componente horizontal (H) do campo geomagnético, através
das estações que se localizam em baixas latitudes e estão distribuídas longitudinalmente,
determina-se o índice Dst. Este índice é obtido por meio da subtração da componente de
períodos considerados calmos com o valor médio das componentes H das estações de
observação. Obtido o resultado dessa subtração, multiplica-se pela secante da latitude
média das estações de observação (ROSTOKER et al., 1987).
A tempestade magnética é classificada conforme a sua intensidade que é
fornecida pelo Dst, como apresentado na Tabela 3.1
48
TABELA 3.1: Classificação das tempestades magnéticas.
Intensidade da tempestade Dst (nT)
Muito intensa < -250
Intensa -100 a -250
Moderada -50 a -100
Fraca -30 a -50
Índice Kp
O índice Kp global (planetary index) é obtido através de uma média que utiliza
13 observatórios que se distribuem entre 46 e 63 ao norte e -46 e -63 ao sul do equador
geomagnético (KOMJATHY, 1997). A cada 3 horas é determinado o nível local das
variações geomagnéticas K, através do simples cálculo da diferença entre o maior e
menor valor adquirido da componente horizontal do campo magnético, pois esta
componente é a que sofre mais variações com os distúrbios. Este índice é fornecido
diariamente com uma escala de 28 níveis, que varia de 0 ( para período muito calmo)
até 9 (para período muito perturbado), de modo que cada intervalo apresenta mais três
subníveis (RISHBETH e GARRIOTT, 1969). O índice K contém características locais e
por esse motivo necessita-se aplicar uma tabela de conversão (GFZ, 2003) para excluir
os efeitos locais e conseqüentemente gerar o índice Kp global.
A Tabela 3.2 mostra a distribuição dos valores Kp de acordo com a atividade
geomagnética.
TABELA 3.2: Mostra a distribuição dos valores Kp de acordo com a atividade geomagnética.
Comportamento Kp
Muito calmo 0 a 1
Calmo 1 a 2-
Normal 2- a 3+
Perturbado 3+ a 4+
Muito perturbado 4+ a 9
49
Índice AE
Na região auroral, para estudar a atividade geomagnética, utiliza-se o índice AE,
pois este índice magnético maximiza a contribuição do eletrojato auroral. Para obtenção
deste índice são feitas medidas das variações da componente horizontal H do campo
geomagnético, obtidos de observatórios distribuídos de maneira uniforme ao longo da
região auroral no hemisfério norte (KAMIDE, 2004). Através de um valor base mensal
normalizam-se os dados para cada estação e em seguida, subtrai-se dos dados
adquiridos esse valor para cada minuto do mês analisado.
50
4 Resultados
4.1 Estudo comparativo da ocorrência de espalhamento do tipo range na região F
nos setores brasileiro e japonês
A seguir são apresentados os estudos referentes às ocorrências do aparecimento
de espalhamento do tipo range na região-F da ionosfera em SJC e OKI durante o
período de atividade solar alta (ASA; outubro de 2000 a setembro de 2001) e atividade
solar baixa (ASB; março de 2005 a fevereiro de 2006). As duas estações analisadas
(SJC e OKI) estão separadas em aproximadamente 180º em longitude. Deve-se
mencionar que os spread-F do tipo range observados em SJC e OKI foram
possivelmente gerados na região equatorial e podem ser chamados de equatorial
spread-F (ESF).
A Figura 4.1 mostra a variação mensal da ocorrência de spread-F do tipo range
durante ASA e ASB em SJC e OKI. A variação mensal é apresentada em porcentagem
(número de horas com presença de spread-F por mês/ números de horas observadas por
mês) e o número absoluto de horas com presença de ESF é apresentado na parte
superior das barras.
O período considerado nessa investigação compreende o início da noite (19:00
LT) e o final da noite (5:00 LT).
51
0
5
10
15
20
25
30
0
00
45
59
1
84
77
59
12
N / D
1
2
11
10
912
7
6
5
8
4
3
S.J. CAMPOS OUTUBRO de 2000 - SETEMBRO de 2001
ATIVIDADE SOLAR ALTA
PORCENTAGEM DE OCORR
Ê
NCIA
DE SPREAD-F
MESES
21
0
5
10
15
20
25
30
15
21
34
33
10
8
7
6
16
26
N / D
A
TIVIDADE SOLAR BAIX
A
S.J. CAMPOS MARÇO DE 2005 - FEVEREIRO DE 2006
6
8
11
10
7
2
1
12
9
5
4
3
PORCENTAGEM DE OCORRÊNCIA
DE SPREAD-F
MESES
12
(a) (b)
0
5
10
15
20
25
30
0
0
3
2
20
71
35
33
4
29
6
ATIVIDADE SOLAR ALTA
OKINAWA OUTUBRO de 2000 - SETEMBRO de 2001
11
2
12
9
1
10
8
465
7
3
PORCENTAGEM DE OCORRÊNCIA
DE SPREAD-F
MESES
28
0
5
10
15
20
25
30
0
0
15
22
9
5
11
4
12
75
27
OKINAWA MARÇO DE 2005 - FEVEREIRO DE 2006
ATIVIDADE SOLAR BAIXA
12
2
1911
10
8
7
6
5
43
PORCENTAGEM DE OCORRÊNCIA
DE SPREAD-F
MESES
40
(c) (d)
Figura 4.1: Porcentagem de ocorrência de spread-F do tipo range em SJC e OKI durante os meses
representativos de ASA e ASB. (a) outubro de 2000 a setembro de 2001 em SJC; (b) março
de 2005 a fevereiro de 2006 em SJC; (c) outubro de 2000 a setembro de 2001 em OKI e (d)
março de 2005 a fevereiro de 2006 em OKI. O número acima de cada barra corresponde ao
valor total em horas com presença de spread-F do tipo range.
A Tabela 4.1 mostra a comparação de ocorrência de ESF para os períodos
representativos de ASA e ASB, para ambas as localidades.
TABELA 4.1: Total de horas de dados analisadas e com ocorrência de ESF no período de ASA e ASB,
para SJC e OKI.
SJC OKI
Horas observadas Horas c/ ESF Hora observadas Horas c/ ESF
ASA 3350 358 (10,7%) 3401 231 (6,8%)
ASB 3340 188 (5,6%) 3259 220 (6,7%)
Em SJC, durante ASA (Veja a Figura 4.1a e a Tabela 4.1) foram analisadas 3350
horas de dados, sendo que houve a ocorrência de ESF em 358 horas, ou seja, 10,7% das
horas observadas houve ocorrência de ESF. Note na Figura 4.1a que entre os meses de
52
outubro a fevereiro houve uma maior ocorrência de ESF, com uma máxima ocorrência
em dezembro e janeiro. Entretanto, entre os meses de maio a agosto praticamente não
houve ocorrência de ESF em SJC.
Durante a ASB em SJC (Veja a Figura 4.1b e a Tabela 4.1) analisaram-se 3340
horas de dados, porém foi verificada a ocorrência de ESF durante 188 horas (5,6%).
Também se verifica uma maior ocorrência de ESF entre os meses de outubro a
fevereiro. Sendo que se verifica a máxima ocorrência de ESF entre outubro e novembro.
Porém durante os meses de junho a setembro, observa-se a menor ocorrência de ESF.
Em OKI, durante o período de ASA (Veja a Figura 4.1c e a Tabela 4.1)
analisaram-se 3401 horas de dados, contudo a ocorrência de ESF foi observada durante
231 horas (6,8%). Observando a Figura 4.1c verifica-se que a maior ocorrência de ESF
está entre os meses de julho a setembro, com a máxima ocorrência de ESF no mês de
setembro. Contudo, durante os meses de novembro a fevereiro a ocorrência de ESF é
muito baixa, sendo que nos meses de dezembro e janeiro não se observa a ocorrência de
ESF.
No período de ASB em OKI (Veja Figura 4.1d e a Tabela 4.1) foram analisadas
3259 horas de dados, mas desses dados analisados, 220 horas (6,7%) continham a
presença de ESF. Note na Figura 4.1d que entre os meses de maio e julho concentra-se a
maior ocorrência de ESF, com máxima ocorrência no mês de julho. Porém, nos meses
de março e abril não é observada à ocorrência de ESF.A comparação entre a ASA e
ASB em SJC (Veja a Tabela 4.1 e as Figuras 4.1a e 4.1b, respectivamente) mostram
aumento na presença de ESF em SJC durante os meses de outubro até abril, mas a
presença de ESF está mais forte durante ASA do que ASB. Estes resultados estão de
acordo com o trabalho (SAHAI et al., 2000). Porém Sahai et al., (2000) utilizaram a
observação da emissão OI 630 nm, via imageador do tipo all sky, para caracterizar a
ocorrência de bolhas de plasma.
Os resultados também apresentaram concordância com Tsunoda (1985) que
investigou a variação sazonal da ocorrência de ESF para diferentes longitudes no setor
brasileiro (utilizando cintilações).
A ocorrência de ESF durante ASA e ASB em OKI (veja a Tabela 4.1 e as
Figuras 4.1c e 4.1d, respectivamente) não indicam uma clara tendência da variação
sazonal, como a observada em SJC (setor brasileiro). Todavia observa-se um aumento
na ocorrência de ESF durante o período de verão na ASB e equinócios na ASA. A
Figura 4.1c mostra máxima ocorrência de ESF em setembro durante ASA e a Figura
53
4.1d em julho durante ASB. Estes resultados são bem diferentes do que os resultados
apresentados por Igarashi e Kato (1995) referente à OKI, que mostraram uma
diminuição na ocorrência de spread-F durante ASA comparando com ASB.
Possivelmente os resultados apresentados por Igarashi e Kato (1995) são diferentes dos
apresentados neste trabalho porque eles não diferenciaram spread-F do tipo range e
freqüência. Entretanto os resultados obtidos neste trabalho para OKI são semelhantes
aos obtidos por Huang et al. (1987) que utilizaram observações realizadas em Taipei e
Chungli, Taiwan, ambas as localidades estão situadas ao sul de OKI.
A Tabela 4.2 mostra a variação sazonal (estação do ano de SJC e OKI) da
ocorrência de ESF, para a ASA e ASB.
TABELA 4.2: Quantidade de horas observadas para cada estação do ano e a quantidade de horas em que
houve a ocorrência de ESF, durante ASA e ASB.
SJC (ASA) OKI (ASA)
Horas
analisadas
Horas c/ ESF Horas analisadas Horas c/ ESF
Verão 1200 265 (22,0%) 1075 101 (9,4%)
Outono 610 33 (5,4%) 610 91 (14,9%)
Inverno 1230 1 (0,1%) 1147 5 (0,4%)
Primavera 310 59 (19,0%) 569 34 (6,0%)
SJC (ASB) OKI (ASB)
Horas
analisadas Horas c/ ESF Hora analisadas Horas c/ ESF
Verão 890 70 (7,9%) 1118 154 (13,8%)
Outono 610 38 (6,2%) 559 15 (2,7%)
Inverno 1230 37 (3,0%) 1026 51 (5,0%)
Primavera 610 43 (7,0%) 556 0 (0,0%)
As comparações entre SJC e OKI (Veja a Tabela 4.2 e as Figuras 4.1a e 4.1c,
respectivamente) referentes à ASA, mostram máxima ocorrência de ESF em SJC
durante os meses de dezembro e janeiro (solstício de dezembro) e em OKI durante o
mês de setembro (equinócio). Os gráficos também mostram que enquanto em SJC
apresenta máxima ocorrência de ESF no solstício de dezembro, em OKI durante este
período praticamente não existe a ocorrência de ESF. Por outro lado durante os meses
de maio até agosto (solstício de junho) normalmente não ocorre ESF em SJC, mas
durante o período de solstício de junho ocorre ESF em OKI.
As comparações entre SJC e OKI (Veja a Tabela 4.2 e as Figuras 4.1b e 4.1d,
respectivamente) referentes à ASB, mostram tendências de máxima ocorrência em ESF
no verão em SJC e OKI.
54
As diferenças sazonais entre as ocorrências de ESF observadas nos dois setores
estão possivelmente relacionadas com a diferença na declinação magnética
(TSUNODA, 1985) ou diferença no vento meridional (MARUYAMA e MATURA,
1984). Tsunoda (1985) também menciona que as dependências sazonais e longitudinais
das cintilações equatoriais estão provavelmente associadas com a elevação da camada F
com uma velocidade vertical mais rápida durante o pôr-do-sol.
De acordo com Abdu et al. (1985, 1992) a atividade solar controla a velocidade
de subida das bolhas de plasma e, portanto as suas características morfológicas. Assim,
a medida que as bolhas de plasma sobem na região equatorial, elas são estendidas na
direção dos pólos e atingem baixas latitudes. Este movimento na direção dos pólos é
causado porque as irregularidades ionosféricas estão conectadas as linhas de campo
magnético da terra. Porém, se as irregularidades não se desenvolvem, então o ESF será
confinado na região do equador magnético. Pode-se mencionar que Batista et al. (1996)
apresentaram resultados da variação sazonal da deriva vertical do plasma equatorial no
setor brasileiro durante o pôr-do-sol no período de ASA e ASB. Este trabalho de Batista
et al. (1996) também indica que no solstício de junho a ocorrência de ESF é fraca
devido à baixa altitude da camada F alcançada durante o pico pré-reverso.
Algumas vezes, especificamente durante tempestades geomagnéticas, ocorre
spread-F em baixas latitudes cuja fonte está localizada em médias latitudes e não com
ESF. Portanto, os resultados obtidos do estudo de ocorrência de ESF realizado em SJC e
OKI podem ser ligeiramente afetados pelos períodos perturbados.
A Figura 4.2 mostra as observações ionosféricas de Wakkanai, Kokubunji,
Yamagawa e Okinawa do dia 10 de novembro de 2004 (às 18:45 LT). Note que apenas
em Wakkanai (médias latitudes) tem-se a ocorrência de spread-F do tipo range. Uma
observação que deve ser feita é que no mês de novembro de 2004 ocorreu uma
tempestade muito intensa.
55
ALTURA (km)ALTURA (km)
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
1 5 10 15 20 2
5
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz) FREQUÊNCIA (MHz)
Wakkanai Kokubunji
Yamagawa
Okinawa
10 / 11 / 2004 18:45 LT
ALTURA (km)ALTURA (km)
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
1 5 10 15 20 2
5
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz) FREQUÊNCIA (MHz)
Wakkanai Kokubunji
Yamagawa
Okinawa
10 / 11 / 2004 18:45 LT
Figura 4.2: Presença de spread-F do tipo range em Wakkanai.
A Figura 4.3 apresenta as observações ionosféricas de Wakkanai, Kokubunji,
Yamagawa e Okinawa do dia 10 de novembro de 2004 (às 20:30 LT). Note que às
20:30 LT (40 minutos mais tarde de ter iniciado o spread-F em Wakkanai, veja Figura
4.2) observa-se a ocorrência de spread-F do tipo range em todas as estações.
56
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
ALTURA (km)
ALTURA (km)
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
Wakkanai Kokubunji
Yamagawa
Okinawa
10 / 11 / 2004 20:30 LT
200
400
600
200
400
600
200
400
600
200
400
600
ALTURA (km)
ALTURA (km)
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz)
FREQUÊNCIA (MHz)
1 5 10 15 20 25 1 5 10 15 20 25
Wakkanai Kokubunji
Yamagawa
Okinawa
10 / 11 / 2004 20:30 LT
Figura 4.3: Presença de spread-F do tipo range em diferentes estações do Japão.
Os principais resultados deste estudo são:
1- O estudo atual mostrou que em SJC a presença de spread-F do tipo range é
mais freqüente durante ASA do que ASB. No entanto, em OKI não se verifica uma
diferença significativa da ocorrência de ESF durante ASA e ASB.
2- As comparações entre SJC e OKI durante ASA mostram que, enquanto em
SJC apresenta máxima ocorrência de spread-F do tipo range no solstício de dezembro,
em OKI durante este período praticamente não existe a ocorrência de spread-F do tipo
range. Por outro lado durante os meses de maio até agosto (solstício de junho)
normalmente não ocorre spread-F do tipo range em SJC, mas durante o período de
julho até setembro observa-se a ocorrência de spread-F do tipo range em OKI.
3- As comparações entre SJC e OKI referentes à ASB mostram tendências de
máxima ocorrência de spread-F do tipo range no verão.
4- Os resultados obtidos neste estudo referentes a spread-F equatorial do tipo
range podem incluir alguns poucos casos de spread-F do tipo range gerado em médias
latitudes durante tempestades geomagnéticas. Note que, este fato não compromete os
resultados obtidos nesta investigação.
57
4.2 Efeitos dos dois eventos de tempo espacial sobre a camada F nas regiões
equatoriais e de baixas latitudes no setor brasileiro
Nesta seção são apresentados os estudos referentes ao comportamento da
camada F em baixas latitudes e região equatorial, setor brasileiro, durante dois eventos
de tempo espacial. Os eventos investigados são referentes às perturbações
geomagnéticas que ocorreram em novembro de 2004 e dezembro de 2006. O primeiro
evento está relacionado com uma seqüência de tempestades, sendo uma muito intensa e
seguida de uma tempestade intensa. Neste evento foram analisados os dados de
sondagem ionosféricas obtidos em MAN e SJC (MAN; Tempo Universal (UT) =
Tempo Local (LT) + 4 e SJC; UT = LT + 3) entre os dias 7 e 11 de novembro de 2004.
No segundo evento (uma tempestade intensa) foram analisados os dados de sondagens
ionosféricas adquiridos em PAL (PAL; UT = LT + 3) e SJC entre os dias 13 e 16 de
dezembro de 2006.
4.2.1 Tempestades magnéticas que ocorreram em novembro de 2004
Entre os dias 1 e 10 de novembro de 2004 o Sol estava muito ativo sendo
detectados vários flares solares e CMEs durante um curto período de tempo
(TRICHTCHENKO et al., 2007). Durante o período de 7-11 de novembro foram
observadas duas supertempestades geomagnéticas (considerando Dst
min
< -250 nT
condição para supertempestade) uma com Dst
min
= -373 nT em 8 de novembro as 07:00
UT e outra com Dst
min
= -289 nT em 10 de novembro entre as 10:00 e 11:00 UT e uma
tempestade intensa com Dst
min
= -223 nT em 9 de novembro as 22:00 UT. A Figura 4.4
mostra as variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE para o período de 7 até 11
de novembro de 2004. Os quatro inícios súbitos da tempestade (SSCs) são indicados
pelas setas verticais.
58
0
3
6
9
11 NOV 2004
10 NOV 20049 NOV 2004
8 NOV 2004
Kp
7 NOV 2004
-400
-300
-200
-100
0
100
Dst (nT)
09:31
TEMPO UNIVERSAL (UT)
3500
2500
1500
500
18:28
10:52
02:56
0 4 8 12 16 200 4 8 12 16 200 4 8 12 16 20
AE (nT)
0 4 8 12 16 20
0 4 8 12 16 20 24
Figura 4.4: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE para o período de 7 até 11 de novembro
de 2004. As setas verticais indicam os horários que ocorreram os SSCs.
A Figura 4.4 mostra que nos dias 7 – 8 de novembro de 2004 entre as 23:00 e
01:00 UT o índice Dst estava decrescendo rapidamente, 52 nT/hora. Como é discutido
por Wyagant et al., 1998; Basu et al., 2001; Basu et al., 2005, esta rápida diminuição no
índice Dst gera a condição apropriada para a penetração pontual do campo elétrico de
origem magnetosférica para a região equatorial. A Figura 4.4 também mostra aumento
no índice AE a partir do dia 7 de novembro de 2004, que indica aquecimento e geração
de ventos termosféricos perturbados na região auroral, de modo que estes ventos levam
em média aproximadamente entre 7 e 9 horas para atingir as regiões de baixas latitudes
e equatoriais.
A Figura 4.5 mostra as variações do parâmetro ionosférico h´F em função do UT
observado em MAN e SJC, abaixo e acima respectivamente, durante os 6-7, 7-8, 8-9, 9-
10 e 10-11 de novembro de 2004, entre os horários de 18:00 às 12:00 UT . A fim de
realizar comparações entre o períodos perturbado e calmo a Figura 4.5 apresenta a
média de h´F para dias calmos 2, 5, 6, 15, 18 e 19 de novembro (3 dias antes e 3 dias
depois do evento). As linhas vermelhas representam a média de h´F e a media ± desvio
padrão de h´F. Pode-se mencionar que a noite de 6-7 de novembro de 2004 é
considerada geomagneticamente calma.
59
200
300
400
500
600
10-11 NOV 2004
09-10 NOV 2004
08-09 NOV 200407-08 NOV 2004
h´F (Km)
06-07 NOV 2004
MAN
F
R
SPREAD - F
200
300
400
500
600
h´F (Km)
SJC
18 22 2 6 10 12
18 22 2 6 1018 22 2 6 1018 22 2 6 10
10:52
02:56
18 22 2 6 10
18:28
UT
09:31
Figura 4.5: Variações da base da camada F (h’F) ionosférica observadas em MAN e SJC, entre as 18:00
e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de novembro de 2004. Também é
apresentado nas linhas em vermelho a média de h´F para os dias calmos (3 dias antes e 3
dias depois do evento) e a média ± desvio padrão do h´F.
A Figura 4.6 apresenta uma outra forma de visualizar a variação diurna da altura
da camada F. O gráfico do tipo isofreqüência (variações das alturas virtuais para as
freqüências 3, 4, 5, 6, 7, 8 MHz) nos dias 06, 07 e 08 de novembro de 2004 obtidos em
MAN e SJC. Note que este tipo de gráfico apresenta com maior riqueza as variações de
altura que ocorreram na camada F comparada com a variação do h´F.
60
0 0
0 0
0 00 0
0 00 0
Figura 4.6: Variações da altura virtual através de seis freqüências diferentes (isofreqüência) observadas
em MAN e SJC em função do UT nos dia 06,07 e 08 de novembro de 2004.
Estudos anteriores mostraram que no setor brasileiro, durante os meses de
novembro até fevereiro, normalmente ocorre uma forte formação de irregularidades
ionosféricas equatoriais de grande escala (bolha de plasma) (SAHAI et al. 2000).
Portanto, o período analisado entre 6 e 8 de novembro ocorre durante a alta temporada
de geração bolhas de plasma. Neste sentido é importante conhecer como a geração de
bolhas de plasma é afetada por tempestades geomagnéticas.
Observando a Figura 4.5 nota-se que em MAN, nas noites de 06-07
(geomagneticamente calmo), 07-08 e 08-09 (geomagneticamente perturbado), no
horário de pôr-do-sol ocorreu elevação da camada F (h´F) acompanhando as variações
observadas nos dias calmos (em vermelho). No início destas noites observa-se a
ocorrência de ESF em MAN e SJC. Deve-se mencionar que em MAN, no início das
noites de 6-7, 7-8 e 8-9 (aproximadamente entre as 23:00 e 02:00 UT), depois da rápida
subida (elevação ou deriva vertical) da camada F e a indicação de ESF, não foram
observados ionogramas e que depois desse período existe novamente a indicação da
ocorrência de ESF.
61
As Figuras 4.5 e 4.6 mostram a rápida subida da camada F em MAN e SJC na
noite de 07-08 de novembro de 2004, por volta das 23:00 UT, indicando a penetração
do campo elétrico de origem magnetosférica, provavelmente relacionado com a rápida
diminuição do índice Dst (veja a Figura 4.4). Em SJC durante a maior parte da noite de
07-08 de novembro de 2004, a camada F apresentou forte oscilação, indicando a
presença de distúrbios ionosféricos viajantes “traveling ionospheric disturbances
(TIDs)”, associados com os ventos termosféricos perturbados gerados pelo aquecimento
Joule na zona auroral, evidenciado pelo grande aumento do índice eletrojato auroral
(AE) durante várias horas antes da ocorrência das oscilações. Entretanto, as observações
em MAN não mostram os TIDs devido a localização norte do equador magnético e
baixo ângulo dip.
A Figura 4.5 também mostra que em MAN, durante as noites de 9-10 e 10-11 no
horário de pôr-do-sol, a camada F não acompanhou as variações dos dias calmos,
indicando que a subida da camada F foi inibida pelo efeito da tempestade geomagnética.
Como foi discutido por Abdu (1997) o vento termosférico perturbado gerado a partir do
aquecimento Joule na região auroral causa inibição no aumento do pico pré-reverso.
Portanto, as inibições na altura (h´F) da camada F durante a hora do pôr-do-sol nos dias
09 e 10 de novembro de 2004 estão possivelmente associadas com os ventos
termosféricos perturbados. Mas nas noites de 09-10 e 10-11 em MAN ocorreu a subida
da camada F as 02:00 UT e 22:00 UT respectivamente. A rápida subida da camada F em
MAN no dia 09-10 é provavelmente causada pela penetração pontual do campo elétrico.
Como esse fenômeno é um efeito global, as grandes variações neste mesmo horário em
SJC no dia 09-10 também apresenta a subida da camada F devido a campo elétrico. A
subida da camada F no dia 10-11 é mais lenta comparada com o dia 09-10 e
provavelmente é causada pelo campo elétrico gerado pelo vento termosférico
perturbado. Pode-se mencionar que depois da subida da camada F nos dias 09-10 e 10-
11 ocorre geração de irregularidade ionosférica equatorial. Uma vez que as
irregularidades ionosféricas equatoriais não foram observadas nessas noites em SJC,
significa que não foram geradas bolhas de plasmas e as irregularidades ficaram
limitadas na região equatorial (WHALEN, 2002).
No entanto, as variações em h´F em SJC mostram grandes oscilações nas noites
de 07-08, 08-09, 09-10 e 10-11. As oscilações na noite de 07-08 começaram às 22:00
UT, aproximadamente mais de 6 horas depois do aumento observado no índice AE.
Contudo, essas oscilações observadas em SJC durante as noites perturbadas entre 07 e
62
11 de novembro de 2004 são geradas, possivelmente, pelos ventos termosféricos
perturbados em combinação as vezes com o campo elétrico pontual.
A Figura 4.7 mostra as variações da freqüência crítica da camada F (foF2) em
função do UT observadas em MAN e SJC, entre as 18:00 e 12 UT de 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-
10 e 10-11 de novembro de 2004. Também são apresentados, através das linhas em
vermelho, a média e a média ± desvio padrão das observações dos dias calmos 2, 5, 6,
15, 18 e 19 (3 dias antes e 3 dias depois do evento).
0
3
6
9
12
15
18
MAN
foF2 (MHz)
10-11 NOV 2004
09-10 NOV 200408-09 NOV 2004
07-08 NOV 2004
foF2 (MHz)
SJC
10:52
02:56
18:28
09:31
0
3
6
9
12
15
18
10:52
02:56
15 19 23 3 7 9
15 19 23 3 7
15 19 23 3 7
15 19 23 3 7
119233
18 22 2 6 10 12
18 22 2 6 10
18 22 2 6 10
18 22 2 6 10
18 22 2 6 10
LT
UT
F
R
SPREAD - F
18:28
09:31
06-07 NOV 2004
Figura 4.7: Variações do parâmetro ionosféricos foF2 em função do UT observadas em MAN e SJC,
entre as 18:00 e 12:00 UT dos dias 6- 7, 7- 8, 8-9, 9-10 e 10-11 de novembro de 2004. As
linhas em vermelho representam a média e a média ± desvio padrão das observações dos
dias calmos 2, 5, 6, 15, 18 e 19 (3 dias antes e 3 dias depois do evento).
Os efeitos da tempestade geomagnética sobre a freqüência crítica da camada F
(foF2) são normalmente estudados em termos da fase positiva e negativa da tempestade,
como já foi apresentado nas seções anteriores. Danilov e Marozova (1985) indicam que
a fase negativa é devida ao aquecimento Joule na região auroral, que resulta no
decréscimo na razão de O/N
2
, que corresponde à diminuição na densidade eletrônica
(foF2), enquanto a fase positiva é gerada pela combinação de vários mecanismos.
Vários investigadores estudaram as fases positivas e negativas (RUSTER e KING,
1976; TANAKA, 1979; PROLSS, 1993). Tanaka (1979) investigou a variação do foF2
ao redor do mundo utilizando informações de 42 estações com ionossondas para
63
analisar o período de 15-18 de junho de 1965, a fim de estudar as ocorrências das
tempestades ionosféricas positivas ao redor do mundo. Tanaka (1979) relata que um dos
mecanismos para fase positiva observada na região equatorial é atribuído à circulação
dos ventos termosféricos, pois a tempestade equatorial positiva é observada depois da
fase negativa. O segundo mecanismo mencionado por Tanaka (1979) é referente ao
aumento no foF2 durante o entardecer. Pode se mencionar que a Figura 4.7 para MAN
mostra grandes aumentos no foF2 durante o entardecer nos dias 08-09 e 09-10. Estes
aumentos no foF2 estão talvez relacionados ao segundo mecanismo indicado por
Tanaka (1979).
A Figura 4.7 mostra que em SJC nos dias 09-10 entre as 08:00 e 12:00 UT e 10-
11 entre as 18:00 e 08:00 UT, ocorre uma forte diminuição no foF2, comparado com as
variações dos dias calmos, indicando a fase negativa da tempestade. Pode-se mencionar
que as variações em foF2 em MAN não apresentam essa característica da fase negativa,
possivelmente porque as duas estações estão localizadas em hemisférios magnéticos
opostos. Como discutido anteriormente, a fase negativa da tempestade indica a mudança
na composição (O/N
2
). As diferenças observadas referentes às variações no foF2 em
MAN e SJC estão possivelmente associadas com a tempestade negativa assimétrica
“assimetric negative storm”, devido à diferença no aquecimento Joule nas regiões
aurorais no hemisfério norte e sul.
4.2.2 Tempestade magnética que ocorreu em dezembro de 2006
Neste evento foram estudadas observações de sondagens ionosféricas obtidas em
PAL e SJC, ambas localizadas no mesmo hemisfério magnético (sul do equador
magnético) e afastadas por uma distância de aproximadamente 1450 km. Este segundo
evento estudado apresenta uma perturbação geomagnética menos intensa do que o
primeiro evento.
A Figura 4.8 mostra as variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE para
o período de 13 até 16 de dezembro de 2006. Também mostra o SSC que foi observado
as 14:14 UT indicado pela seta vertical. Durante o período de 14-16 de dezembro foi
observada uma tempestade geomagnética intensa com Dst
min
= -147 nT em 15 de
dezembro de 2006 aproximadamente as 07:00 UT. Pode-se mencionar que a fase
principal da tempestade geomagnética permaneceu por várias horas durante esta
tempestade geomagnética.
64
0
2
4
6
8
10
Kp
16 DEZ 200615 DEZ 2006
14 DEZ 2006
13 DEZ 2006
-200
-100
0
100
Dst (nT)
0
500
1000
1500
2000
2500
AE
(
n
T)
0 4 8 12 16 20 240 4 8 12 16 200 4 8 12 16 200 4 8 12 16 20
14:14
TEMPO UNIVERSAL (UT)
Figura 4.8: Variações dos índices geomagnéticos Kp, Dst e AE entre os dias 13 e 16 de dezembro de
2006. A seta vertical indica o horário que ocorreu o SSC.
A Figura 4.9 mostra a variação temporal (UT) da base da camada F (h´F)
observadas em PAL e SJC, durante o período compreendido entre 18:00 as 12:00 UT
dos dias 13-14, 14-15 e 15-16 de dezembro de 2006. A Figura 4.9 também mostra a
média das observações dos dias calmos 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do
evento). As linhas em vermelho indicam a média e a média ± o desvio padrão dos dias
calmos.
A Figura 4.10 mostra uma outra maneira de visualizar a variação da altura da
camada F, através do gráfico do tipo isofreqüência, que corresponde às variações das
alturas virtuais para freqüências entre 3 a 8 MHZ, durante os dias 13, 14 e 15 de
dezembro de 2006 obtidos em PAL e SJC. Este tipo de gráfico apresenta com mais
detalhes as variações da altura da camada F do que a variação do h´F.
65
200
300
400
500
h´F (Km)
18 22 2 6 10 12
18 22 2 6 10
h´F (Km)
U
T
18 22 2 6 10
F
R
S
P
R
E
A
D
-
F
PAL
15-16 DEZ 2006
14-15 DEZ 2006
13-14 DEZ 2006
200
300
400
500
SJC
Figura 4.9: Variações do parâmetro ionosférico h´F em razão do UT observado em PAL e SJC, durante
os dias de 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006 entre as 18:00 e 12:00 UT. Também mostra
através das linhas em vermelho a média e a média ± desvio padrão das observações dos dias
calmos 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do evento).
0
0
0
0
0
0
0
0
Figura 4.10: Variações da altura virtual através de seis freqüências distintas (isofreqüência) observadas
em PAL e SJC em função do UT nos dias 13, 14 e 15 de dezembro de 2006.
66
Observando a Figura 4.9 nota-se que em PAL nas noites de 13-14
(geomagneticamente calmo), e 15-16 (fase de recuperação) no horário de pôr-do-sol a
camada F (h´F) subiu acompanhando as variações observadas nos dias calmos (em
vermelho). Na noite de 14-15 (geomagnéticamente perturbado) a subida foi mais
acentuada do que a observada nos dias calmos, possivelmente por causa da penetração
pontual do campo elétrico durante a rápida diminuição do índice Dst (Veja a Figura 4.8)
(WYAGANT et al., 1998; BASU et al., 2001; BASU et al., 2005). Pode-se mencionar
que em SJC, também verifica-se rápida subida da camada F no mesmo horário de PAL,
uma vez que a penetração pontual é um fenômeno global. Após as subidas da camada F
em PAL entre os dias 13 e 16 durante o período noturno verifica-se a geração de
irregularidades ionosféricas equatoriais.
A Figura 4.9 também mostra que em SJC nos dias 13-14 (geomagneticamente
calmo) e 15-16 (fase de recuperação) o h´F acompanhou razoavelmente as variações
médias observadas nos dias calmos (em vermelho). A geração de ESF do tipo range foi
detectado na noite de 13-14 as 03:00 UT, indicando a presença de bolha plasma
ionosférica. Na noite de 15-16 observa-se apenas a presença de ESF do tipo freqüência.
A Figura 4.10 mostra que durante a maior parte da noite de 14-15
(geomagneticamente perturbado) de dezembro de 2006, os gráficos da isofreqüência de
PAL e SJC mostram fortes oscilações da camada F depois da penetração pontual do
campo elétrico, como discutido anteriormente. As fortes oscilações provavelmente
indicam a presença de TIDs, geradas com os ventos termosféricos perturbados criados
pelo aquecimento Joule na zona auroral evidenciado pelo grande aumento do índice AE
durante várias horas antes das oscilações observadas. A Figura 4.9 também mostra que
as variações em h´F em PAL e SJC tiveram grandes oscilações na noite de 14-15.
Analisando as Figuras 4.9 e 4.10 observa-se que na noite de 14-15, após a forte
subida da camada F, temos a ocorrência de ESF, em PAL surgindo aproximadamente
após as 22:00 UT e em SJC as 24:00 UT. Contudo, em PAL a presença de ESF do tipo
range esteve em todas as noites 13-14, 14-15 e 15-16 iniciando aproximadamente no
mesmo horário.
A Figura 4.11 mostra as variações da freqüência crítica da camada F observadas
em PAL e SJC, entre as 18:00 e 12:00 UT de 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006.
Também apresenta a média e a média ± desvio padrão das observações dos dias calmos
2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias antes e 2 dias depois do evento) nas linhas em vermelho, para
comparações com as observações durante o período perturbado.
67
3
6
9
12
15
18
foF2 (MHz)
PAL
F
R
foF2 (MHz)
0
3
6
9
12
15
18
SJC
15-16 DEZ 2006
14-15 DEZ 2006 13-14 DEZ 2006
U
T
18 22 2 6 10 12
18 22 2 6 10
18 22 2 6 10
S
P
R
E
A
D
-
F
Figura 4.11: Variações do parâmetro ionosférico foF2 em função do UT (18 as 12 UT) observado em
PAL e SJC, durante os dias 13, 14, 15 e 16 de dezembro de 2006. As linhas em vermelho
representam a média e a média ± desvio padrão das observações 2, 3, 4, 26 e 27 (3 dias
antes e 2 dias depois do evento).
A Figura 4.11 referente a PAL e SJC, acima e abaixo respectivamente, mostra
uma diminuição no foF2 no final da noite de 14-15, comparado com as variações dos
dias calmos indicando, possivelmente, a fase negativa da tempestade. As duas
localidades apresentam a mesma característica de diminuição no foF2, sendo que o
mínimo em PAL aparece algum tempo depois de ocorrer em SJC, indicando a
propagação da fase negativa (razão O/N
2
) gerado pelo aquecimento Joule na região
auroral.
4.2.3 Comparação entre o primeiro e segundo evento
O primeiro evento (novembro de 2004) apresenta tempestades muito mais
intensas, com duração de vários dias, enquanto que o segundo evento (dezembro de
2006) estava limitado a apenas um dia. Com isso, as conseqüências foram mais
acentuadas no primeiro evento.
Referente à variação em altura (h´F) nos dias 07-08, 09-10 e 10-11 em MAN e
nos dias 07-08, 08-09, 09-10 e 10-11 em SJC (primeiro evento) apresentaram variações
significativas. PAL e SJC (segundo evento) apresentaram variações significativas no
h´F durante o dia 14-15.
As variações em freqüência (foF2) no primeiro evento em MAN indicam a fase
positiva da tempestade nos dias 08 e 09 e em SJC indicam a forte fase negativa nos dias
68
09-10 e 10-11. No segundo evento, PAL e SJC indicam a fase negativa da tempestade
no dia 14-15. As variações no foF2 são muito mais fortes no primeiro evento do que no
segundo quando comparados com os dias calmos. Estudando o foF2 observa-se que as
diferenças verificadas em MAN (primeiro evento), PAL (segundo evento) e SJC
(primeiro e segundo evento), provavelmente estão relacionadas com a localização das
estações. No primeiro evento as estações estão em hemisférios magnéticos opostos e no
segundo evento as estações estão no mesmo hemisfério magnético.
Para melhor entendimento sobre os efeitos causados pelas tempestades
geomagnéticas nas regiões de baixas latitudes e equatoriais será necessário analisar mais
eventos do tempo espacial.
69
5 Conclusões
Neste estudo foram realizadas duas investigações relacionadas com a ocorrência
de spread-F equatorial (ESF) e a resposta da ionosfera as tempestades geomagnéticas.
Na primeira investigação foi estudada a ocorrência de ESF do tipo range em SJC e OKI,
durante o período de atividade solar alta (ASA; outubro de 2000 a setembro de 2001) e
atividade solar baixa (ASB; março de 2005 a fevereiro de 2006). As duas estações estão
separadas em aproximadamente 180º em longitude. No segundo estudo foi investigado
o comportamento da camada F ionosférica em regiões equatoriais e de baixas latitudes
no setor brasileiro durante tempestades geomagnéticas. Os dois eventos de tempestades
investigados ocorreram entre o período de 06 e 11 de novembro de 2004 e entre o
período de 13 e 16 de dezembro de 2006. Foram estudados os efeitos durante o período
noturno. No primeiro evento (dados da sondagem ionosférica disponíveis de MAN e
SJC) observam-se duas supertempestades geomagnéticas (considerando Dst
min
< -250
nT), uma com Dst
min
= -373 nT e outra com Dst
min
= -289 nT e uma tempestade intensa
com Dst
min
= -223 nT. No segundo evento (dados da sondagem ionosférica disponíveis
de PAL e SJC) observa-se uma tempestade geomagnética intensa com Dst
min
= -147 nT.
5.1 Ocorrência de ESF do tipo range em SJC e OKI
Em SJC no período de ASA o total de horas de dados ionosféricos analisadas é
de 3350, sendo que desses dados observaram-se 358 horas com presença de spread-F do
tipo range (10,7%). No período de ASB foram analisadas 3340 horas de dados
ionosféricos e verificou-se a ocorrência de spread-F do tipo range durante 188 horas
(5,6%).
Em OKI, durante a ASA, analisaram-se 3401 horas de dados ionosféricos,
porém a ocorrência de spread-F do tipo range foi de 231 horas (6,8%). No período de
ASB analisaram-se 3259 horas de dados ionosféricos, mas de todos os dados analisados
verificou-se que 220 horas continham a presença de spread-F do tipo range (6,7%).
Os resultados principais apresentados são:
1- O estudo atual mostrou que em SJC a presença de spread-F do tipo range é
mais freqüente durante ASA (10,7%) do que ASB (5,6%). No entanto, em OKI, não se
70
observa uma diferença significativa na freqüência de ocorrência durante ASA (6,8%) e
ASB (6,7%).
2- As comparações entre SJC e OKI durante ASA mostram que, enquanto SJC
apresenta máxima ocorrência de spread-F do tipo range durante os meses de solstício
de dezembro, em OKI durante este período (solstício de dezembro) praticamente não
existe a ocorrência de spread-F do tipo range. Por outro lado durante os meses de maio
até agosto (solstício de junho) normalmente não ocorre spread-F do tipo range em SJC,
mas durante o período de julho até setembro observa-se à ocorrência de spread-F em
OKI.
3- As comparações entre SJC e OKI referentes à ASB mostram tendências de
máxima ocorrência de spread-F do tipo range no verão.
4- Comparando as duas estações, independentemente do período de ASA ou
ASB, observa-se que em SJC a ocorrência de spread-F do tipo range é maior do que em
OKI, 8% e 6,8%, respectivamente.
5.2 Resposta da ionosfera às tempestades geomagnéticas
Perturbação geomagnética ocorrida em novembro de 2004 (primeiro evento)
Os resultados importantes obtidos são:
1- Observou-se a penetração pontual de campos elétricos magnetosféricos,
iniciado durante a fase principal da tempestade geomagnética, que resultaram numa
rápida subida da camada F no período de pôr-do-sol.
2- Foram observados Travelling Ionospheric Disturbances (TIDs) propagando-
se de sul para norte devido ao aquecimento Joule na região auroral, resultando em fortes
oscilações da camada F.
3- Verificou-se a geração de bolhas de plasmas durante as noites de 06-07
(geomagneticamente calmo), 07-08 e 08-09 (geomagneticamente perturbados) de
novembro de 2004. Pode-se mencionar que durante as noites de 09-10 e 10-11 de
novembro de 2004 só ocorre spread-F após a meia-noite em MAN, uma vez que a
subida da camada F na hora do pôr-do-sol foi inibida pelos ventos termosféricos
perturbados.
71
4- As variações em foF2 foram muito mais acentuadas na noite de 10-11 em
comparação com a média dos dias calmos e em MAN indicam a fase positiva da
tempestade, enquanto em SJC indicam a fase negativa.
Perturbação geomagnética que ocorreu em dezembro de 2006 (segundo evento)
Os principais resultados são:
1- Verificou-se uma rápida elevação da região F ao entardecer. Esta rápida
subida da camada F está provavelmente relacionada com a penetração pontual de
campos elétricos magnetosféricos gerados durante a fase principal da tempestade
geomagnética.
2- As fortes oscilações na região F indicam a propagação de Travelling
Ionospheric Disturbances (TIDs) de sul para norte devido ao aquecimento Joule na
região auroral.
3- As bolhas de plasma são observadas durante as noites de 13-14
(geomagneticamente calmo), 14-15 (geomagneticamente perturbado), com uma rápida
elevação da camada F no pôr-do-sol durante o distúrbio geomagnético de 14 de
dezembro.
4- As variações em foF2 não mostram muita diferença em comparação com a
média dos dias calmos.
Deve-se mencionar que como o primeiro evento apresenta perturbação
geomagnética muito intensa durante vários dias e o segundo evento apresenta
perturbação geomagnética que estava limitado para apenas um dia, as conseqüências
foram mais acentuadas no primeiro evento comparando com o segundo evento.
Recomendações para trabalhos futuros
Estudos futuros podem ser focados nas demais formas de atividade
geomagnética: tempestades geomagnéticas de vários níveis e eventos HILDICAAs
(High Intensity, Long Duration, Continuous AE Activity) durante o próximo ciclo solar,
estudando a influência desses fenômenos na região equatorial e baixa latitude no setor
brasileiro durante o dia e noite. Os HILDCAAs são eventos geomagnéticos associados
com à ocorrência de ondas de Alfvén no meio interplanetário. Estudos recentes mostram
que os feixes rápidos do vento solar não levam ao desenvolvimento de intensas
72
tempestades geomagnéticas, mas podem gerar subtempestades ou eventos HILDCAAs,
cujos efeitos em médias e baixas latitudes ainda são desconhecidos. Por esse motivo
existe a necessidade de um estudo mais aprofundado destes eventos no setor brasileiro.
Nestes estudos poderão ser empregados dados de sondagens ionosférica e GPS
obtidos pela UNIVAP nas localidades de S. J. Campos, Palmas, Manaus e Ji-Paraná.
Podem também ser utilizados dados ionosféricos obtidos pelo sistema GPS em vários
lugares do Brasil pela Rede Nacional de Monitoramento Continuo (RBMC) que
pertence ao IBGE para estudar VTEC (Vertical Total Electron Content).
73
Referências Bibliográficas
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