Um breve resumo da anomalia magnética do atlântico sul, Resumos de Física

Baixe Um breve resumo da anomalia magnética do atlântico sul e outras Resumos em PDF para Física, somente na Docsity!

ANGELO ANTONIO LEITHOLD

UM BREVE RESUMO DA ANOMALIA MAGNÉTICA DO ATLÂNTICO SUL

CURITIBA, MAIO DE 1997 – AGOSTO DE 2009

1.AMAS

PY5AALA Anomalia Magnética do Atlântico Sul (Figura 1), AMAS ou SAA (do inglês, South Atlantic Anomaly ) é uma região onde a parte mais interna do cinturão de Van Allen, tem a máxima aproximação com a superfície da Terra. O resultado é que para uma dada altitude, a intensidade de radiação é mais alta nesta região do que em qualquer outra, observar que na figura 1 existem diferentes tonalidades de azul, estas indicam uma menor ''blindagem'' propiciada pelo campo magnético da Terra [1]. Observações das variações do ruído de fundo em diversas freqüências realizadas no município de Paula Freitas, Paraná, no Campus de Pesquisas Geofísicas Major Edsel de Freitas Coutinho, sugerem que o nível de ruído tem uma variação significativa na região da anomalia, presume-se que isto ocorre devido campo magnético menor que o esperado para a região. Trabalhos de pesquisas estão monitorando este nível de ruído e comparando-o com dados provenientes dos satélites GOES que medem as partículas cósmicas que chegam do Sol. Figura 1: campo magnético da Terra (Cortesia NASA) => Clique aqui para ver a animação (Visualizar com o Realplayer)

(c) py5aalA AMAS é produzida por um "mergulho" no campo magnético terrestre na região. Presume-

se que é causada pelo fato do centro do campo estar deslocado em relação ao centro geográfico por 450 km aproximadamente [3]. Sabe-se que o campo magnético terrestre tem origem no núcleo externo da Terra onde interações geológicas do magma, composto de Ferro e Níquel, causam dois movimentos predominantes. O primeiro vertical, é provocado pelo gradiente de temperatura existente na camada do núcleo externo, fazendo a massa líquida subir e se resfriar, ocorrendo assim um adensamento, e por conseqüência a massa desce, gerando assim um movimento cíclico; o segundo, é um movimento horizontal, origina-se da rotação da Terra (força de Coriolis) apresentando movimentos cíclicos [6].

(c) py5aalO sistema fluido compõe um conjunto de correntes térmicas no meio níquel-ferro (correntes

de convecção térmicas) com uma tendência maior de giro no sentido de rotação da Terra, integrando uma corrente efetiva que dá origem ao campo magnético terrestre e sua magnetosfera.

consumida, mas, presume-se, continuará brilhando por cerca de cinco bilhões de anos. A luminosidade do Sol então será cerca de duas vezes maior que a atual. Na Tabela 1, abaixo, estão demonstradas as principais características da estrela.

(c) py5aal Após o próximo período de 5 bilhões de anos, ocorrerão transformações que poderão resultar

na destruição de todos os planetas do sistema solar e provavelmente na criação de uma nebulosa planetária ou uma anã branca conforme sugerido na figura 4. Figura 4: Ciclo de vida do Sol (Cortesia Tablizer http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ea/Sun_Life.png)

(c) py5aal Basicamente o Astro Rei consiste numa esfera gasosa incandescente em cujo núcleo ocorre a

geração energética através de reações termo - nucleares. Seu estudo serve de base para o conhecimento do Cosmo, seu brilho aparente é cerca de 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, estrela mais brilhante do céu noturno [2].

2.1 Fotosfera Figura 5: Fotosfera Solar (Fonte: NASA)

(c) py5aal A fotosfera solar (Figura 5) tem a aparência de um líquido em ebulição com grânulos ou

bolhas com aproximadamente 5.000 km de diâmetro, ao fenômeno se nomina “granulação fotosférica”. O período de duração dos grânulos, é de aproximadamente 10 minutos entre a formação e o escoamento, estes são as partes superiores de colunas de gás que sobem devida convecção. A “zona convectiva” está localizada abaixo da fotosfera e entre os grânulos existem regiões mais escuras, nestas, o gás é mais frio e mais denso, portanto se escoa para dentro, fechando assim as correntes de convecção. 2.2 Cromosfera Figura 6: A Cromosfera Solar. (Fonte: NASA)

(c) py5aal A cromosfera do Sol (Figura 6) normalmente não é visível, porque sua radiação é muito

mais fraca do que a da fotosfera. Pode ser observada no entanto, durante os eclipses solares, quando a Lua esconde o disco solar. É uma região de transição entre a fotosfera e a coroa solar cuja temperatura varia de 4 mil Kelvin e 20 mil Kelvin. Na região são observadas algumas linhas espectrais de hidrogênio e de cálcio. 2.3 Coroa Figura 7: A Coroa Solar (Cortesia NASA)

energia transmitida para cima pelas células de convecção na região sub fotosférica, quanto maior suas quantidades, maiores são as alterações na ionosfera terrestre, assim, influi nas comunicações de rádio e condições climáticas do planeta, entre outros efeitos. Aparecem ciclicamente seus tamanhos variam de poucos milhares de quilômetros até centenas de milhares de quilômetros. São regiões mais frias (cerca de 2000 K) e mais escuras em contraste com a fotosfera solar circunvizinha. Emitem menos energia do que a fotosfera em geral, são geradas por campos magnéticos toroidais que são trazidos à superfície solar, por efeito de empuxo. As manchas solares vem sendo monitoradas desde 1610, são os sinais de atividade solar mais antigos observados por estudiosos e estão presentes por quase todo o tempo. Não surgem de forma aleatória em qualquer ponto da superfície do Sol, normalmente aparecem primeiro nas latitudes médias, acima e abaixo do equador. As manchas podem surgir isoladas ou em grupos, o campo magnético associado é bem mais intenso no período conhecido como ciclo solar (de onze anos). O seu tamanho é bem diversificado, geralmente maiores que o nosso planeta. São medidas em termos de milionésimos da área visível do Sol. Uma mancha é considerada grande quando mede entre 300 e 500 milionésimos do disco solar. A maior já registrada foi em 1947, com 6.132 milionésimos - quase 1/7 do disco solar. À medida que a atividade solar vai aumentando, vai aumentando a sua ocorrência e esta se desloca em direção ao equador solar, até formar o chamado “diagrama de borboleta” [2]. Figura 9: Diagrama da Borboleta (Cortesia: NASA) 2.7 Campo magnético do Sol

(c) py5aalPara se detectar o campo magnético solar, é necessária a utilização de um instrumento

chamado “espectrógrafo de alta dispersão”, este aparelho possibilita a observação de linhas duplas triplas de emissões espectrais produzidas nas proximidades das manchas solares. Assim, se pode notar que no lugar de uma linha espectral com certo comprimento de onda, aparece uma linha à direita e outra à esquerda daquela que era esperada. Ao fenômeno de duplicação de linhas de campo é dado o nome de “efeito Zeeman”, e este ocorre quando a fonte emissora de luz está submetida a um forte campo magnético. Assim, presumindo-se que a fonte emissora é a mancha solar, foi possível calcular que o campo nessa região está em torno de 5.10-8 nT, e que o campo magnético geral, produzido pelo Sol é da ordem de 1 a 2.10-13 nT, também se observou que está orientado no sentido norte – sul. Outro fato interessante, é que nas regiões onde se medem campos magnéticos intensos (10-8 nT), sua orientação se dá na direção leste-oeste. A explicação seria que o estado de plasma da matéria Solar, ofereceria uma baixa resistência à corrente elétrica, isso faria a estrela se comportar como um indutor elétrico. Outra possibilidade seria que as linhas de força do campo magnético estariam confinadas no plasma, e se comportariam como se as partículas que compõem o plasma acompanhariam o fluxo de matéria. Assim, a rotação diferenciada acabaria deformando as linhas como se fossem fitas a girar. As linhas de campo magnético provavelmente sofrem um processo de condensação, até assumir uma forma espiralada. As espirais através de todos os meridianos e todas as direções seguiriam a rotação leste-oeste. Esse efeito explicaria a chamada “saia de bailarina”. Figura 10: Saia da Bailarina (Fonte: NASA)

(c) py5aal A concentração das linhas de campo equivale a uma maior intensidade dos campos

magnéticos em relação à sua situação inicial, e como a rotação não é uniforme cada espiral pode ser esticada até formar uma espécie de laço. De tempos em tempos os laços se rompem e afloram para a superfície. Assim se formam as manchas solares. 2.7.1 Radiação Solar

(c) py5aal A radiação pode ser definida como a propagação da energia por meio de partículas ou ondas

e pode ser identificada da seguinte forma:

• Pelo elemento condutor de energia: · Radiação corpuscular - partículas (prótons, nêutrons, etc.); · Radiação eletromagnética – fótons; · Radiação gravitacional - grávitons.
• Pela fonte de radiação: · Radiação de Cerenkov - causada por partículas com a velocidade superior a da luz no meio; · Radiação solar - causada pelo Sol; · Radioatividade - núcleos instáveis.
• Pelos seus efeitos: · Radiação ionizante - capaz de ionizar moléculas; e · Radiação não ionizante - incapaz de ionizar moléculas.

(c) py5aal Também se podem citar a constante solar e a irradiação. A primeira é a quantidade de

energia recebida no alto da atmosfera da terra perpendicularmente orientada em relação aos raios solares, esta é em torno de 1.368 W/m2, este valor é proveniente de uma média anual medida em órbita da Terra. A irradiação pode ser definida como a quantidade incidente de energia eletromagnética numa superfície por unidade de tempo, e por unidade de área. Antigamente se nominava “fluxo solar”. Ao mensurá-la (em órbita), se tem uma medida de energia eletromagnética incidente numa superfície perpendicular à radiação provinda do Sol na atmosfera da terra. 2.8 O Vento solar Figura 11: Chegada do vento solar à Magnetosfera da Terra. Note-se que o Campo magnético da Terra tem um "formato de cauda de cometa" devida interação vento solar-magnetosfera.(Fonte: ESA) Como a Massa Coronal Ejetada interage com a Terra e a reconexão => Clique aqui (Atenção 12 Mb Movie, visualizar com Realplayer)

(c) py5aal O vento solar é a emissão contínua de partículas carregadas provenientes da coroa solar.

Essas partículas podem ser elétrons e prótons além de sub-partículas, neutrinos, por exemplo. Próximo da Terra a velocidade das partículas é em torno de 400 km/s no equador a 800 km/s nos pólos, sua densidade gira em torno de 10 partículas por centímetro cúbico. As variações na coroa solar devida rotação do Sol e

Camadas internas:

• Litosfera (de 0 a 60,2km)
• Crosta (de 0 a 30/35 km)
• Manto (de 60 a 2900 km)
• Astenosfera (de 100 a 700 km)
• Núcleo externo (líquido - de 2900 a 5100 km)
• Núcleo interno (sólido - além de 5100 km) Composição química:
• 34,6% de Ferro
• 29,5% de Oxigênio
• 15,2% de Silício
• 12,7% de Magnésio
• 2,4% de Níquel
• 1,9% de Enxofre
• 0,05% de Titânio Tabela 2: Características da Terra (Fonte: ESA)

3.1 Interior

(c) py5aal A temperatura no interior da Terra é em torno de 5.270 K. Presume-se que seu calor

interno provém da sua formação e o adicional gerado pelo decaimento de elementos radioativos como urânio, tório, e potássio. É o planeta que possui a maior massa específica média do Sistema Solar, cerca de 5.515 quilogramas por metro cúbico. Contudo não é superior à 3.000 quilogramas por metro cúbico à superfície, assim, conclui-se que materiais mais densos devam existir em maiores profundidades, cuja densidade é cerca de 8.000 quilogramas por metro cúbico [10]. Inicialmente formada por materiais líquidos ou pastosos, e devida ação gravitacional, a matéria mais densa está contida no interior da Terra, e, os materiais menos densos na superfície. Assim, o núcleo se compõe de 80% de ferro, o níquel e o silício, materiais também abundantes, estão mais acima. O chumbo e o urânio, presume-se, acabaram por permanecer na crosta devida sua escassez. É sabido que o estado físico de muitos materiais é dependente não só da temperatura mas da pressão, desta forma, o manto terrestre em determinada profundidade é sólido, se liquefazendo no momento em que ocorre um alívio de pressão devida alguma ruptura na crosta. Assim o material silicático do manto se liquefaz, e passa a ser chamado de "magma", este, ao se solidificar, forma a chamada rocha ígnea plutônica ou intrusiva. Ao acontecer fissuras na crosta, ocorre o extravasamento do magma para a superfície. Assim, ao entrar em contacto com a atmosfera e/ou hidrosfera, passa a ser chamado "lava", se líquido. Após esfriar, o material se transforma em rocha "ígnea vulcânica" ou extrusiva.

(c) py5aal Acredita-se, que o centro da Terra seja formado por ferro envolto de uma camada sólida de

ferro e níquel com raio de aproximadamente 1.250 km [10], sendo este envolvido por um núcleo líquido, cuja composição seria ferro líquido e níquel líquido. Assim, a matéria interior é sólida, e os elementos líquidos metálicos se movimentam, a convecção do núcleo líquido, associada ao movimento de rotação, gera o campo magnético por um processo chamado "teoria do dínamo" [3], [10], [11], desta forma, são geradas correntes elétricas e o campo magnético da Terra [3]. Sabe-se porém, que o núcleo sólido possui altas temperaturas que não permitiriam a formação de um campo magnético elevado, porém, este faria estabilizar o campo magnético gerado pelo núcleo líquido. Entre o manto e o núcleo existem zonas intermediárias de separação, nominadas "descontinuidades", a descontinuidade de Mohorovicic é a mais conhecida. 3.2 O Manto e a Crosta da Terra

(c) py5aal A partir de 30 km até 2.900 km de profundidade se estende o Manto Terrestre. A pressão

nesta região chega até aproximadamente 1,4 milhões de atmosferas. A sua composição é em grande parte de ferro e magnésio. Devidas altas pressões, tem características sólidas e viscosas ao mesmo tempo, mas com escoamento semelhante a um líquido, isso ocorre devida alta densidade. O motivo da solidez do núcleo interno é a compactação propiciada pela alta temperatura e pressão que faz a força de repulsão entre os átomos ser vencida pela pressão e alta densidade do meio. A viscosidade da astenosfera gira em torno 1021 a 1024 pascais segundo. O manto superior desloca-se vagarosamente suas temperaturas variam entre 100° C na "junção" com a crosta até cerca de 3.500° C na região do núcleo [10]. (c) py5aal A crosta Terrestre forma a maior parte da litosfera, sua extensão é variável de acordo com a posição geográfica. Nalguns lugares chega atingir cerca de 70 km de profundidade, contudo, presume-se que a média é cerca de 30 km, cuja composição provável, é silicato de alumínio, esta é a razão pela qual se nomina "Sial". Está dividida em doze tipos, contudo dois são os principais, ou, a "crosta oceânica" e "crosta continental". São diferentes em diversos aspectos, a oceânica, devido processo de expansão do fundo rochoso oceânico e da subducção de placas, é relativamente jovem, cuja datação mais antiga é cerca de 160 Ma (milhões de anos), no oeste do pacífico. Tem composição basáltica coberta por sedimentos pelágicos, possui cerca de 7 km de espessura [11]. (c) py5aal A crosta continental, composta de rochas félsicas a ultramáficas, de composição média granodiorítica, tem espessura variável entre 30 e 40km estáveis (crátons) nas regiões tectônicas estáveis, contudo, é sabido que nos Himalaias e Andes, cadeias montanhosas instáveis, tem espessuras variando entre 60 a 80km. Presume-se que as rochas mais antigas, em termos de idade, giram em torno 3,96 Ma, mas, existem ainda rochas em formação. Na região fronteiriça A fronteira entre manto e crosta envolve dois eventos físicos distintos. O primeiro é a descontinuidade de Mohorovicic (ou Moho) que ocorre em virtude da diferença de composição entre camadas rochosas (a superior contendo feldspato triclínico e a inferior, sem o mesmo). O segundo evento é uma descontinuidade química que foi observada a partir da obdução de partes da crosta oceânica [11].

Figura 14: Índices Solares (Fonte: NOAA)

(c) py5aal Os dados são compilados por observações que incluem a monitoração do fluxo solar na

faixa de comprimento de onda de 10,7 cm (2,8 Ghz), que forma os índices Boulder A e Boulder K. O fluxo solar em 10,7 cm é a medida da radiação térmica que contribui no processo de ionização. Este é lido em muitos quadrantes da terra. Um exemplo é Penticton, Columbia Britânica. Para obter as condições em tempo real, é utilizada uma antena apontada diretamente para o Sol, conectada a um receptor sintonizado em 2,8 Ghz. Em 12 meses de observação e compilação de dados, se obtém a média de manchas solares que é chamada de número plano de spots (SSN). Este número é conhecido como SFI ( Solar Flux Index). Figura 15: Solar Flare (Fonte: NOAA)

(c) py5aal Outros tipos de atividades solares interessantes são os ''Solar FLARES'' ( dilatação solar ) e

os ''Solar Holes'' ( buracos solares ) , estes podem emitir alta energia em prótons e raios X causando assim significante aumento na velocidade do vento solar. Os prótons podem causar o fenômeno do aparecimento da coroa polar e eventos de absorção em altas latitudes. Os raios-X podem causar black-out no lado diurno da terra devido aumento da absorção eletromagnética na região D. O aumento da velocidade do vento solar pode resultar em tempestades geomagnéticas que geralmente tendem a piorar os números MUF ( Máxima Freqüência Utilizável ) degenerando assim as comunicações em em Ondas Curtas em todo globo terrestre. O índice Boulder A é a média quantitativa da medida da atividade geomagnética derivada de uma série de medidas físicas, é por natureza linear e tem uma escala entre 0 e

400, é de sua compilação nas últimas 24 horas que é derivado do índice K das últimas 3 horas gravado em Boulder no estado do Colorado, Estados Unidos. O índice K é logarítmico e tem uma escala de 0 a 9 , é o resultado das medidas das últimas 3 horas magnetométricas medidas, comparadas com o campo geomagnético orientado e sua intensidade que são obtidos sob condições geomagnéticas calmas. A atividade geomagnética, ou, tempestades solares, raios - X , Flares ( dilatações solares ) podem causar uma reação adversa na propagação de ondas eletromagnéticas na Terra. O índice A nos mostra a estabilidade geomagnética. Magnetômetros em diversos pontos do planeta são usados para gerar o número chamado "Índice Planetário K". Quando lido abaixo de 3, geralmente indica na média, estáveis e boas condições de propagação eletromagnética. Qualquer número acima de 3 indica absorção nas ondas de rádio. A cada ponto mudado, reflete-se significantes mudanças nas condições. Geralmente as medidas mais elevadas são encontradas nas altas latitudes do globo terrestre. Quando se obtém uma leitura de valores altos de A e K , estes podem ser devidos efeitos de instabilidade geomagnética que tendem a ser mais concentradas nas regiões polares. Em geral, para longa distância, a regra para manuseio será sempre: mais alto SFI e os mais baixos números A e K nos darão as melhores condições em altas freqüências. O índice A deverá preferencialmente estar abaixo de 14, e a atividade solar baixa ou moderada. Se o índice A declina abaixo de 7 por alguns dias, e o SFI (Solar Flux Índex) é alto, haverá melhora na propagação intercontinental. Pode-se escutar o SFI e os índices A e K na WWV aos 45 minutos de cada hora, nas freqüências de 5, 10 e 15 MHz. Ou observar nos sites específicos da internet. Para gráficos a cada 5 minutos , na internet http://www.sec.noaa.gov/today.html

5. Atmosfera da Terra

(c) py5aal A atmosfera é fina camada presa a Terra pela força da gravidade. Segundo Barry e

Chorley, sua composição e estrutura vertical possibilitaram o desenvolvimento da vida. Não existe um limite definido entre o espaço exterior e a atmosfera, presume-se que esta tenha cerca de mil quilômetros de espessura, 99% da densidade está concentrada nas camadas mais inferiores, cerca 75% está numa faixa de 11 km da superfície, à medida em que se vai subindo, o ar vai se tornando cada vez mais rarefeito perdendo sua homogeneidade e composição. O estudo da evolução térmica segundo a altitude revelou a existência de diversas camadas superpostas, caracterizadas por comportamentos distintos. Como sua densidade vai diminuindo gradualmente com o aumento da altitude, os efeitos que a pressão atmosférica exerce também diminuem na mesma proporção. A temperatura varia entre camadas em altitudes diferentes, portanto, a relação matemática entre temperatura e altitude também varia, sendo uma das bases da classificação das diferentes camadas. A estrutura atmosférica está dividida em três camadas relativamente quentes, separadas por duas camadas relativamente frias. Os contatos entre essas camadas são áreas de descontinuidade, e recebem o sufixo "pausa", após o nome da camada subjacente [4], [5]. Figura 16: Atmosfera da Terra. (Cortesia NASA)

camadas de absorção distintas e variáveis, conforme a hora do dia, são as "camadas ionosféricas". Nas zonas mais baixas, os elétrons livres e íons desaparecem, pois sempre a recombinação prevalecerá sobre a ionização, devida maior densidade de partículas. Nas zonas mais altas é muito baixa a densidade de gases, moléculas e átomos e a quantidade de radiação, ou seja a energia provinda do espaço é muito alta, porém, não existem gases, átomos, ou moléculas livres o suficiente para ser ionizadas, portanto só haverá ionização à medida que mergulhamos na atmosfera, até uma certa profundidade. A propagação de ondas eletromagnéticas no plasma ionosférico, se comporta analogamente como ondas sônicas dentro de fluídos de diferentes densidades. Ora refletindo, ora refratando, ora sem oferecer resistência alguma, e ora refletindo e refratando. Num plasma com N colisões elétron - partículas (íons, átomos, moléculas,elétrons, neutrinos, etc), levando-se em conta o movimento térmico dos elétrons, pode-se dizer que tem ora características fluidas, ora características sólidas, pois o plasma não é líquido, nem sólido, tampouco gasoso [2], [3].

(c) py5aal A densidade da ionosfera se mede por N elétrons por metro cúbico. Despreza-se na prática

(Neste caso) os efeitos térmicos, e efeitos gravitacionais por esses serem desprezíveis para o entendimento dos mecanismos de propagação e reflexão ionosférica, embora sejam de suma importância para as comunicações de rádio, principalmente nas altas freqüências. A ionosfera, dependendo da hora do dia ou da insolação, isto é da quantidade de energia eletromagnética provinda do sol, principalmente nas bandas de raios x e raios ultra-violeta, separa-se em camadas. Isso ocorre devida absorção de energia, que vai fazer separar as camadas de acordo com o nível energético que o plasma ionosférico absorveu. No plasma ionosférico encontramos condutividade e permissividade elétrica , isto é, em alguns momentos se comporta como um condutor elétrico, por exemplo, como se fosse uma placa metálica, porém sintonizada em determinadas freqüências, onde uma vez se comportando como tal, pode perfeitamente refletir determinados comprimentos de onda sem problema algum, e praticamente sem perdas, absorver outros comprimentos de onda inutilizando totalmente a propagação destas.

(c) py5aal A reflexão é exatamente uma das propriedades exploradas pesquisa de prospecção

ionosférica para a pesquisa da AMAS, daí a importância de se conhecer os fenômenos ionosféricos e atmosféricos. As camadas ionosféricas, uma a uma, refratam as ondas eletromagnéticas em si propagadas. Durante a noite as camadas “D” e “E”, perdem sua densidade em elétrons livres, devida diminuição da ionização solar, não deixam de existir, mas perdem a densidade e aumentam a altitude. Durante o dia o aumento de densidade é significativo, conseqüentemente, a altitude diminui.Existe também, durante o dia, uma atenuação maior dos sinais, mas ao mesmo tempo que o sinal se atenua pelo aumento da densidade, também refletirá mais, justamente devido à este aumento [4] , [10]. 5.2 Camadas Ionosféricas

(c) py5aal As radiações solares, ultravioleta (UV) e os Raios-X, são responsáveis pela ionização em

todas as camadas ionosféricas [1] , [2]. A atividade solar ditada pelo Ciclo Solar, logo associada ao ciclo das manchas solares, demonstra que quanto mais manchas, maior atividade, ou maiores são as radiações emanadas. Na Terra, regiões geográficas diferentes, (polares, zonas de auroras, médias-latitudes, e regiões equatoriais), têm variações eletro-iônicas diferentes. Há mecanismos que perturbam a ionosfera e diminuem a sua ionização de formas diversas. Há perturbações, como chamas solares, que liberam partículas carregadas pelo vento solar. Estas chegam à Terra e interagem com seu campo geomagnético. Existe também em todas as camadas, segundo a natureza de cada uma, o efeito sazonal da ionização [1], [2], por exemplo: o hemisfério de inverno local, é inclinado de modo a ficar mais distante do Sol, do que o hemisfério de verão. Assim, na ionosfera local, a quantidade eletro-iônica é menor no inverno que no verão. A radiação eletromagnética propagada num meio plasmático ionosférico de densidade eletro- iônica distribuída em camadas, tem, de forma simplista, analogia à propagação de raios luminosos dentro de líquidos com diferentes densidades num mesmo recipiente (Àgua e óleo, por exemplo). A Ionosfera está sujeita a variações geográficas, temporais e à dinâmica terrestre e celeste. Exerce um efeito sobre as características de propagação das ondas eletromagnéticas abaixo de si e no próprio meio, está sujeita às variações ocasionadas pelas anomalias geomagnéticas, à exemplo das anomalias Equatorial e do Atlântico Sul [1]. A propagação de RF é sobretudo influenciada pela densidade eletrônica, e/ou iônica, que à noite em geral, é mais baixa do que durante o dia. A densidade de elétrons livres é proporcionalmente direta à densidade iônica, portanto, quanto mais elétrons livres, mais íons. Pode ser observada a distribuição de densidades eletrônicas diferentes em alturas diferentes. Na medida em que as horas do dia e da noite avançam, ocorrem variações eletro-iônicas quantitativas e qualitativas, havendo inclusive uma separação em regiões conforme o nível energético. Conforme descrito anteriormente, a composição iônica é determinada pelas influências das radiações e partículas solares e cósmicas energéticas incidentes. Levando-se em conta a distribuição e densidade iônica, a atmosfera é dividida por

camadas (ou regiões) desde a mesosfera até termosfera, ou seja, até aproximadamente 550 km de altitude, suas separações são determinadas segundo a natureza físico química e densidade iônica, Appleton denominou as regiões de diferentes quantidades eletro-iônicas de camadas (Layer's): Camada D: A mais próxima ao solo, fica entre os 50 e 80 km; Camada E, acima da camada D, embaixo da camada F, altitude média é entre 80 e 100-140km. Semelhante à camada D; Camada E Esporádica, fica mais ativa quanto mais perpendiculares são os raios solares que incidem sobre si; Camada F, está acima da camada E, se subdivide em até 3 sub-camadas, F1, F2 e F3. 5.2.1 Camada D

(c) py5aal Na camada D, os átomos geram no processo de ionização, fótons nos mais diversos

comprimentos de onda, é a mais próxima da superfície da Terra, fica entre 50 km e 80~90 km de altitude. A atenuação das ondas de rádio é causada pela alta densidade de elétrons-livres gerada pela radiação solar, que é pronunciada durante o dia. À noite, a ionização cessa, e conseqüentemente a atenuação. 5.2.1.1 A ionização

(c) py5aal A ionização é devida à radiação do Hidrogênio a-Lyman (Lyman series-alpha hydrogen

radiation), num comprimento de onda de 121.5 nanômetros (nm) que ioniza o óxido nítrico. A radiação absorvida é capaz de desalojar um elétron de um átomo de gás neutro ou molécula durante uma colisão. Na ionosfera, existem ânions, cátions e elétrons livres, a ionização depende principalmente do Sol, que no ciclo ativo, com mais de 50 manchas solares, os Raios-X ''duros'', (comprimento de onda < 1 nm), ionizam a alta atmosfera, (N2, O2). O processo de ionização inicia ao nascer do Sol, durante o dia, aumenta a quantidade de íons. Também ocorre a união entre os elétrons livres e as moléculas neutras, formando assim íons negativos. Nota-se na parte inferior da camada D, abaixo dos 70 Km, a ionização é produzida principalmente pelos raios cósmicos energéticos que ocorrem durante todo o dia. Ao anoitecer o processo se inverte, ocorrendo assim uma oscilação ionização/recombinação dia/noite respectivamente, ou seja, durante o dia existe uma maior ionização, e durante a noite maior recombinação. 5.2.1.2 A recombinação.

(c) py5aal Uma vez que a densidade dos gases aumenta nas menores altitudes, o processo de

recombinação das moléculas na camada D ocorre mais facilmente, pois, os átomos estão mais próximos do que nas altas altitudes devida maior pressão atmosférica, assim, as ligações iônicas são desta forma mais comuns. O ponto de equilíbrio entre os dois processos, determina o grau de ionização do meio em determinado momento. Se um elétron livre se desloca aleatoriamente próximo a um íon positivo, ou cátion, que também está se deslocando, existe grande possibilidade de ambos se atrair, portanto, se recombinar. Ao diminuir a energia provinda do Sol ao anoitecer, os elétrons são ''atraídos'' pelos íons positivos, formando moléculas neutras. Uma vez que não existe o ''agente energizador'' (O Sol), devida densidade atmosférica mais alta na altitude da camada D, a recombinação é mais alta que nas outras regiões, ou camadas, assim, o efeito de ionização é muito baixo, e como resultado, as ondas de rádio de altas-freqüências (HF) não são refratadas da mesma forma que em altitudes maiores. Os elétrons livres gerados pelos raios cósmicos tendem a se colidir e se unir a moléculas para formar íons negativos à noite, sendo desprendidos pela radiação solar durante o dia novamente. A freqüência de colisão entre elétrons e outras partículas na região D durante o dia, é aproximadamente 10 milhões de colisões por segundo. Esta camada é a principal responsável pela absorção em Alta Freqüência (Chamada HF, High Frequency), particularmente abaixo de 10 MHz, com um aumento menor da absorção quanto maior a freqüência. A

ocorrem variações na densidade eletrônica, quando isso ocorre, gera uma sub-camada (E esporádica) cuja espessura é de poucos quilômetros.

5.2.3 Camada E Esporádica 5aal

(c) py5aal A camada "E esporádica" ou "Es" ocorre com certa raridade na ionosfera, é dependente

principalmente do ciclo solar. Pode ser considerada uma espécie de "nuvem iônica" de gases atmosféricos em torno de aproximadamente 90 a 160 km de altitude. O fenômeno ocasionalmente permite a propagação de VHF e UHF a longas distâncias, cuja variabilidade depende de uma série de fatores, incluindo a a altura da nuvem e sua densidade. A máxima Freqüência Utilizável (MUF) também varia com o surgimento da camada E esporádica, propiciando assim a possibilidade das reflexões de ondas de rádio na ordem de 27 até 110 MHz. 5.2.4 Camada F

(c) py5aal A região F da ionosfera, também chamada de "camada Appleton", contém uma

concentração de plasma ionosférico, ou gases ionizados numa altitude em torno de 150-800 km, isto é, na região da termosfera. Possui maior concentração de elétrons livres e íons que as outras regiões, também se subdivide em duas camadas F1 e F2. Está localizada logo acima da região E (chamada região Kennelly

• Heaviside) e abaixo da protonosfera. Reflete eficientemente os sinais de rádio, uma vez que não é afetada por condições atmosféricas. A sua composição iônica varia com o ciclo solar. 5.2.4.1 Sub-Camada F1, ou camada F.

(c) py5aal A camada F1 se forma em torno de 150 a 220 km de altitude, só ocorre durante o dia. É

composta por íons O2+ e +NO, e íons O+. Acima da camada F1 o oxigênio atômico se torna dominante. Tem cerca de 500.000 e/cm3 (elétrons livres por centímetro cúbico) quando há pouca atividade solar, e aumenta para cerca de 2.000.000 e/cm3 durante a máxima atividade. À noite a densidade cai para aproximadamente 100.000 e/cm3, quando a F1 e F2 se fundem. 5.2.4.2 Camada F

(c) py5aal A camada F2 ocorre entre 220 a 800 km de altitude. É a principal refletora de ondas

eletromagnéticas até cerca de 30 MHz. O Alcance de cada "salto" pode chegar até 4.000 km. Tem cerca de 1.000.000 e/cm3. No entanto, as variações são geralmente grandes e irregulares, e particularmente acentuada durante tempestades magnéticas. 5.3 Estudo da Ionosfera no Brasil.

py5aal No Brasil, a pesquisa da ionosfera é principalmente executada pela Divisão de

Aeronomia do INPE. Iniciou em 1963, através da recepção de sinais de satélites. Em 1973 iniciou-se em Cachoeira Paulista,SP, a pesquisa através de ionosondas. Em 1975 foi a vez de Fortaleza, CE.Em 1984 o Ministério da Aeronáutica autorizou o CTA a efetuar experiências e sondagens com foguetes e equipamentos desenvolvidos pelo.INPE. A Universidade Estadual do Maranhão juntamente com o INPE recentemente, construíram um observatório espacial em São Luis, MA. Onde está instalada uma digissonda, e está sendo terminado um radar de espalhamento coerente (ESCO) cuja prioridade é estudar o comportamento da ionosfera e seus fenômenos sobre o Brasil, dentre eles é executado o estudo do comportamento dos processos dinâmicos, eletrodinâmicos e químicos do plasma ionosférico. Os dados de sensoriamento remoto da ionosfera são obtidos utilizando foguetes, satélites, sistemas de modelagem e simulação dos processos ionosféricos e termosféricos.

5.4 Campo magnético terrestre

(c) py5aal A Terra (Figura 18) é cercada por um campo magnético, a magnetosfera é gerada pelo efeito

dínamo que ocorre em seu interior, onde metais líquidos bons condutores são mantidos em movimento pelas forças de convecção devida troca de calor, das forças de Coriolis, forças centrífugas e gravitação, entre outros efeitos. Pode-se dizer que a massa interna do Planeta se comporta como enrolamentos de uma bobina de um dínamo, e que geram campos elétrico e magnético quando movida [3], [10]. Figura 18: Magnetosfera da Terra (Fonte: NASA)

(c) py5aal As massas do núcleo da Terra são as principais responsáveis pela existência do campo

magnético do planeta. Sem ele, a bússola não funcionaria, não haveria auroras, nem estaríamos protegidos das radiações provindas do espaço cujas partículas de alta energia não seriam deflexionadas, neutralizadas, ou capturadas pelos dois cinturões (Van Allen) [3] que blindam a Terra contra as altas energias provindas do Cosmos e do Sol. Estes, descobertos pelo primeiro satélite norte-americano, o Explorer 1, lançado em 1958. O campo magnético da terra não é completamente simétrico, pode ser representado como um ímã compacto que não está centrado, mas possui uma determinada distância em relação ao centro geométrico, o que lhe causa uma espécie de excentricidade. Assim, existe uma região mais distante “do ímã fonte” onde o campo é forte, e uma região onde é relativamente fraco. As partículas, por esta razão, não alcançam a atmosfera na região de maior intensidade onde são repelidas ou capturadas pelo campo magnético forte. Na região do campo fraco ocorre uma situação anômala da altitude e da intensidade do campo permite que partículas de alta energia “caiam” na superfície da Terra. Os cinturões descritos acima, são chamados de “Cinturões de Radiação de Van Allen” cercam a Terra em forma de dois toróides que mergulham nos Pólos magnéticos [1], [3].

6. Anomalia Magnética do Atlântico Sul

(c) py5aal Sobre uma determinada região no Atlântico Sul, mais precisamente no sul do Brasil, o efeito

de proteção da magnetosfera perde parte de sua eficiência pelo fato de haver uma espécie de “mergulho” nos cinturões. A este efeito anômalo se dá o nome de Anomalia Magnética do Atlântico Sul. Alguns cientistas explicam que o mergulho dos campos ocorre em conseqüência do deslocamento excêntrico do centro do campo magnético da Terra em relação ao seu centro geográfico. A altitude do cinturão mais próximo é entre 200 a 800 Km da superfície na região. Para as órbitas de naves espaciais inclinadas entre 35 e 60 graus, em relação ao equador, e alturas entre 180 até aproximadamente 200 Km [3].