1 .Classificaço .zwpE.-.noi.-JVJE/nl 2.Perfodo CDU: 550.388.2 Janeiro de

3.Palavras Chaves (selecionadas pelo autor)

lonos fera - Atmosfera Superior - flsica

4. Critrje de Distri

buição:

interna

externa

5. Relatõrio n9

INPE-1191-NTE/111

8. Título e Sub-Título

6.Data Janeiro de 1976 1 ?• Revisado por id-1f.

A 1 L.Vieira Dias

9. Autorizado por

F€sica da lonas fera

flao2a ison ck Jesus Parada

Diretor

10. Setor DCE/GIO C6digo 30;371

11. P49 de cópias 12

12. Autoria José Augusta Bittencourt

P49 de pãginas 52

Preço

13. Assinatura Responsãvel

Sumãrio/r'4otas

É apresentada uma revis&o dos conceitos básicos da fEsica da ionosfera terrestre. S&o considerados a din&mica da atmosfera neutra superior relevantes ao estudo da ionosfera, formaçco da ionos fera, des criçao das varias camadas ionosfericas e processos ftsicos e qutmicos £ rainantes, alguns fenomenos ionosfericos, propagaçao de ondas e métodos de medidas de parametros do plasma ionosferico.

17. Observações Curso a ser ministrado na Escola de Verao de FEsica do

Plasma da Universidade Federal Fluminense, Niter5i; em fevereiro de 1978-

FISICA DA IONOSFERA

José Augusto Bittencourt

Instituto de Pesquisas Espaciais (INPE)

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq)

12200 So José dos Campos, SP, Brasil

INDICE

1 . INTRODUÇÃO GERAL • 01

1.1 A Atmosfera Neutra .....................................01

1.2 Interaçio da Radiação Solar com a Atmosfera ............05

1.3 A lonosfera Terrestre ..................................08

1.4 Dinâmica da Atmosfera Neutra Superior ..................11

1.5 O Campo Magnético Terrestre e a Magnetosfera ...........14

FORMAÇÃO E ESTRUTURA DA IONOSFERA ...........................17

2.1 Teoria Básica de Fotoionizaço .........................17

2.2 Equações de Balanço de Ionização ........................19

2.3 Processos de Recombinação e Reaç6es QüTmicas e IGnicas 22

2.4 As Camadas Ionosféricas ................................23

2.5 Condutividades na lonosfera ............................30

ALGUNS FENÔMENOS IONOSFÊRICOS ...............................38

3.1 A Anomalia Equatorial ..................................38

3.2 O Eletrojato Equatorial ................................38

3.3 Luminescncia e Aurora .................................41

3.4 O Vento Polar ..........................................42

3.5 Irregularidades lonosféricas ...........................42

3.6 Perturbações lonosféricas ..............................44

PROPAGAÇÃO DE ONDAS E MÊT000S DE MEDIDAS DE

PARÂMETROS I0NOSFrRICOS .....................................45

4.1 Exploração da lonosfera com Ondas de Rãdio .............45

4.2 Alguns Métodos em VeTculos Espaciais ...................48

BIBLIOGRAFIA ................................................49

1. INTRODUÇÃO GERAL

1.1 A Atmosfera Neutra

O estudo científico da atmosfera superior & conhecido P!

lo nome geral de Aeronomia. Nosso conhecimento atual leva a uma nomen

clatura geral, desenvolvida para descrever as diferentes partes da at

mosfera, com base no perfil vertical de temperatura, ou na composição

química, ou nos processos físicos dominantes em cada região.

A Fig. 1.1 cont&n alguns dos v&rios termos comumente us a

dos, com seus respectivos intervalos aproximados de altitude. Lima indj

cação dos componentes neutros principais, em cada região, dada na

Fig. 1.2. As Figs. 1.3 e 1.4 dão uma idgia geral da proporção relativa

e variação com altitude dos cinco principais constituintes neutros (O,

02, N 2 , He, H, A) da atmosfera superior.

Na heterosfera a ausncia de turbulncia e mistura per

mite uma condição de separação difusiva, na qual cada constituinte neti

tro encontra-se, com boa aproximação, em equilíbrio difusivo, com uma

variação vertical dada por

Pa (Z) = Pa(ZO) exp

T(z 0 ) n a a

(z) = n (z 0 ) T (z)

1 dz'/H 1 Z

RO

z exp dz u /H(z'

(1.2)

-_2-

10000 EARTH RADIUS

3000 -

9ROTONOSPHERE

MAGNETOSfl4ERE 1000

- EX0SPHERE HEL l05PHE , . t"

- 300 F2G510SPERE -

e THERMOSPHERE auroras ri 100 t:bop:use meteors

o mesopause E MESOSPHERE

mixing OZONOSPHERE

( STRATOSPHERE

o Iropopouse

TROPOSPHERE -

500 1000 1500 lO .5 O TEMPERATURE ELECTRON DENSITY

T(-K) N(iO n

Fl. 1.1 - Regiaes da atmosfera, mostrando os nomes convencionais que descrevem os vários níveis, e regimes físicos. Os perfis mé dios de temperatura e densidade eletr6nica mostrados, sio tT picos de condições de alta atividade solar e latitudes me- dias.

Altitude (km) 1500

escape He EXOSPHERE

o 500

0>142>02 thermopou$e

200 t dittusiOfl

THERMOSPHERE

t o

100 IH

02 OH mCSOPOUS.

85 - NO

0>oi MESOSPHERE

50 03 =o slrotopouse

03>0 STRATOSPHERE constituenls

IS tropopouse major minar

CO2 03 761. 044 NO2 TROPOSPHERE

02 211. 120 He

O Ar li. H2 H20

Fig. 1.2 - Constituintes atmosféricos principais e nomenclatura atmos férica:

13C

90

80

70

1 E

Ia o

• o

-3-

- CONCENIRATION (cm)

fig. 1.3 - Distribui ço vertical dos componentes neutros principais (0, 02, N2), na regiao de transiçao da homosfera para a heterosfera.

________________________________ (0.•

______________________________ ,— 'a VAI r

- rava

ara

jW) 3OnSIÂlV

-

VI o -u

• E

4-'EC r r li- 4'XE

'0 E S- 'a E L-O'0O o .— ,n o

-e • 0'w'O .r. > >4' r 'a

>E — O O 4, — r O

00 o vO O di

43 3.. I-

(w11) 3cn.Liiiv - o_-e.--

o, Is.

A E o

A e '3

a o.

.12 ao

1- a la o a o o o- o -4

o

_____ roc

2 o

-4-

2 o

1. o

3.- 0 o-

a o o o o o o a o o

O lei O lfl

A E u

0 e tI

a a.

90 1- 4

1- a Ia - 1) a o o o o -j

o

1.' J--a

'0

ti 4-(a o

'a

r0 -o

(a O 4-, c

4-,

43 Ql, c o (à

LI,

'o o- o c 3.. o-

-5-

(obtidas da equação dos gases ideais, p = nkT, e da equação de equilt

brio hidrostãtico, dPa/dZ =a m eL onde o Tndice a indica a espécie de

partTcula neutra, Pa(Z) denota a pressão parcial da espécie oc na altitu

de z, n(z) é a densidade nunirica, z representa uma certa altitude ba

se, e H(z) denota a altura de escala do constituinte considerado,

H (z) = kT(z) a mg(z)

(1.3)

sendo k a constante de Boltzmann, T(z) é a temperatura dos constituin

tes neutros, ni a e a massa de um tomo (ou molécula) do constituinte a,

e g(z) & a aceleração da gravidade.

1.2 Interação da Radiação Solar com a Atmosfera

O Sol emite radiação eletromagnética numa ampla faixa de

comprimentos de onda. Esta radiação consiste de varias linhas de etnis

são geradas na cromosfera e na coroa solar, e de alguma radiação no con

tTnuo. A absorção da radiação solar pelas espcies atmosféricas produz

aquecimento, dissociação e ionização. A taxa na qual a dissociação ou

ionização é produzida, em cada nfvel de altitude, E proporcional ao pro

duto da concentração do gás atmosférico e da intensidade da radiação na

quela altitude.

O perfil de distribuição vertical de temperatura consti

tui uma parte essencial na determinação da estrutura da atmosfera. Apre

sentamos a seguir uma relação dos fatores mais importantes que contri

buem para o balanço térmico da atmosfera superior;

Produção (taxa P, por unidade de volume)

Absorção de radiação solar na faixa de ultravioleta a raios X (a

intensidade varia com a atividade solar), levando a fotoionizaçãc

fotodissociação, e reações quTmicas e i6nicas consequentes que li

beram calor.

Absorção de partTculas carregadas energéticas que penetram na at

mosfera.

Dissipação dos movimentos das mares atmosféricas, ondas de gravi

dade e ondas hidromagnticas, por viscosidade molecular e turb!

lncia.

Aquecimento Joule, devido a correntes elétricas na ionosfera.

Perda (taxa L, por unidade de volume)

(1) Radiação em comprimentos de onda para os quais a atmosfera

transparente, incluindo as emissões de luniinescncia atmosférica,

as varias bandas espectrais do radical hidroxila (OH) e a linha

infravermelha do oxiginio at&mico em 63p.

Transporte (taxa v • , por unidade de volume, onde • denota o vetor

fluxo de calor)

(1) Condução molecular, para a qual o fluxo de calor É depende do gra

diente de temperatura ( vT).

-7-

Transporte turbulento, o qual é importante apenas abaixo de 100km,

e deriva sua energia dos movimentos de ventos.

Transporte por ventos em grande escala. Na termosfera, o aqueci

mento e resfriamento diurno produzem gradientes horizontais de

pressão que geram ventos em grande escala, que transportam calor

horizontalmente.

Transporte quTmico, devido ao movimento de espécies ionizadas ou

dissociadas que, eventualmente, liberarão sua energia em local

diferente daquele onde ela foi originalmente absorvida.

O cilculo da distribuição de temperatura na atmosfera su

perior, baseia-se numa equação de continuidade para o balanço de ener

gia, a qual expressa a lei decoflsérvaçiõ de energia,

at (1.4)

onde c v denota o calor espectfico por unidade de massa, a volume cons

tante, e p = nm é a densidade.

O exposto até agora, nesta seção, refere-se apenas à tem

peratura do gs neutro, o qual contém a grande parte da energia térmica

da termosfera. Convem notar que, acima de, aproximadamente, 1501efi, a

temperatura dos el&rons excede a temperatura dos Tons e do gis neutro.

Um tratamento mais complexo torna-se necess5rio, se as temperaturas dos

el&trons e Tons forem incluTdas nos álculos do balanço de energia t&

mica na atmosfera superior.

E

O principal processo que leva à produção de pares e1

tron-Ton, em latitudes baixas e m&dias, a absorção de radiação solar

no extremo ultravioleta (EIJV; i c 910 para o oxignio atómico) e raios

X. F6tons com energias acima de, aproximadamente, 13eV são capazes de

ionizar os constituintes atmosfgricos dominantes. O excesso de energia

do fdton transformado em energia cin&ica do par elétron-Ton produzi

do, e o restante da energia de ionização eventualmente transformada

em calor ou radiação eletromagntica.(luminesc&ncia), ap6s recombinação.

Em altas latitudes, e durante tempestades magnticas, eltrons e Tons

são produzidos principalmente por colis6es entre partTculas carregadas

energéticas,- . que penetram na atmosfera, e mol&ulas (ou átomos) neutras.

1.3 A lonosfera Terrestre

A lonosféra é definida como sendo a região da atmosfera

superior onde elétrons e Tons existem m quantidades suficientes para

influenciar a propagação de ondas de rádio. Ela é o resultado da inter

ação de radiação ionizante, eletromagntica e corpuscular, com os cons

tituintes neutros da atmosfera, formando pares eltron"Ton que, final

mente, se recombinam. Ela mantida por um balanço de produção el&ron-

Ton, mecanismos de perda fTsicos e quTmicos, e processos de transporte.

O limite inferior da ionosfera terrestre, em torno de

60km, coincide com a região onde a ionização produzida pelas radia

ç6es mais penetrantes, geralmente raios cósmicos. O limite superior po

de ser definido pela interação do vento solar (o plasma que continuamen

te flui do Sol para o espaço interplanetãrio, com velocidades supers6ni

ar

cas, como resultado da expansão da coroa solar quente) com o campo maj

ntido planetário.

A Fig. 1.5 dí uma indicação da profundidade de penetra

ção das varias radiações solares ionizantes, com os principais Tons pro

duzidos nas varias camadas da ionosfera, como também a distribuição m&

dia de densidade eletr3nica, durante o dia. A Fig. 1.6 mostra a propor

ção relativa e distribuição vertical dos Tons positivos, durante o dia,

tTpica de perTodos de baixa atividade solar. Evidentemente, a ionização

produzida e o seu comportamento variam com o ciclo solar e com mudanças

no espectro de radiação do sol (como ocorre durante erupções solares).

Os sTmbolos D, E, El e E2. são normalmente usados para

distinguir as virias regiões da ionosfera em termos de faixas de altitu

de, as quais diferem basicamente nos processos fTsicos e quTmicos que

governam o comportamento de cada camada.

A região •D, abaixo de aproximadamente 90Iou, & uma região

de plasma fracamente ionizado, com uma grande densidade de esp&cies neu

tras como, também, de um grande número de reações complexas, do tipo in

ter-troca iGnica, união e separação eletr6nica. A frequncia de colisão

várias ordens de grandeza maior do que a frequência ciclotr6nica, tan

to para os elétrons como para os Tons, de modo que a presença do campo

magnético terrestre tem efeito desprezTvel.

Na região E (aproximadamente de 90 a 150km) os Tons domi

nantes são NO+ e O, com 4 e 0+ como Tons secundários. Ambas as regiões

- lo -

\

+

.

0< 0 2 04 • 0< ° . F2

-

o

3 nt (1) •e_.. .4

< ._a + •+ E 0 2 ,NO

o

10 2 ia , io ia' io NUMBER OENSITY(cm)

Fig. 1.5 - Distribuição eletr6nica durante o dia, com unia indicação dos principais fotoíons produzidos por radiação solar XUV nas va ri-as camadas da lonosfera. . -

1000

500

E

w o

—J 4

IDO

50

O

- 11 -

O e E são controladas primariamente por processos fotoqutmicos de produ

ção e perda sendo os processos de transporte de plasma desprezTveis. A -

taxa de recombinaçao (perda) proporcional, aproximadamente a n 2e onde

ne representa a densidade numérica dos elétrons.

A região F, durante o dia, é dividida nas regiaes Fi (±

proximadamente de 150 a 200km) e F2 (acima de, aproximadamente, 20010m).

A região Fl é representativa do máximo de produção de Tons por fotoioni

zação, e é controlada por processos fotoqutmicos, sendo a taxa de perda

tamb&n proporcional a n, pois a taxa de recombinação é limitada pela

reação de recombinação dissociativa. Em altitudes maiores, transporte cb

plasma torna-se cada vez mais importante de modo que, acima de aproxima

damente 250km, um regime de transporte existe, com o campo magnético

terrestre exercendo uma influência extremamente importante na distribui

ção de ionização na região-iF2. Os efeitos combinados, de difusão de

plasma e processos fotoqutmicos e i&nicos, resultam no pico F2, o qual

representa o mximo de densidade eletr6nica no perfil de distribuição

vertical. A taxa de recombinação local é linear (cine), pois ela 9 limi

tada por uma reação de transferência de carga. Durante a noite, na au

sncia da fonte de ionização solar, as camadas Fl e F2 coalescem for

mando a região F, a qual lentamente decai devido ãs reaç6es de recombi

nação.

1.4 Dinâmica da Atmosfera Neutra Superior

Consideraremos apenas alguns aspectos do movimento da at

mosfera superior, relevantes para a dinâmica da ionosfera. Os vários ti

- 12 -

pos de movimentos existentes na atmosfera superior podem ser sumariados

como se segue:

Ventostennosfricos, acima de aproximadamente 1201ofi, produzidos

pelos gradientes horizontais de pressão devidos ao aquecimento e

resfriamento diurno da atmosfera. Tem velocidades da ordem de

100m/s, exercendo efeitos extremamente importantes na distribui

ção de ionização na região F2.

Ondas de gravidade, com pertodos de minutos ou horas, comprimen

tos de onda verticais de alguns kilometros e comprimentos de onda

horizontais de milhares de kilometros. Estas ondas estão associa

das com os distúrbios ionosfgricos propagantes (TID).

Marés atrnõsfgricas, de escala global, com perTodos relacionados

com os dias solar e lunar. Podem ser considerados como um caso es

pedal de ondas de gravidade atmosfrica. Produzem o chamado dma

mo ionosfgrico na região E, o qual dg origem a campos el&tricos

que são mapeados por toda a ionosfera.

Ventos predominantes, de escala global, na mesosfera e na região

mais baixa da termosfera, gerados por gradientes de pressão de

longa duração, com variações sazonais.

Ondas planetárias na baixa atmosfera, com perTodos de dias, apr!

sadas na baixa atmosfera por ventos mesosfáricos. Durante algumas

estações do ano, uma pequena fração da energia destas ondas pode

penetrar a mesosfera e contribuir para movimentos atmosféricos em

altitudes pr&ximas de 100km.

Tupbulncia, a qual serve como um sumidouro de energia dos movi

mentos em grande escala. Estes degradam-se em movimentos turbulen

- 13 -

tos de pequena escala e finalmente sua energia perdida como ca

lar.

Ormovimento do ar neutro obedece a uma equação de movi

mento de fluidos. Com algumas aproximações, a velocidade U do ar neutro

satisfaz a seguinte equação de conservação de quantidade de movimento,

dU

dt p p 1 ni

(1.5)

onde p = pressão

p = densidade

± À. + U • v = derivada temporal total ou convectiva dt at - -

= velocidade angular da Terra

= aceleração gravitacional

* = potencial escalar associado a forças de maris

p= coeficiente de viscosidade molecular

MM = frequência de colisão entre Tons e parttculas neutras

y i = velocidade de deriva dos Tons.

Convmn notar que esta equação acoplada às equações do

movimento de cada espëcie i&nica, atrais do termo de colis6es.

O estudo dos virios tipos de movimentos requer o uso de

diferentes aproximações, considerando a magnitude relativa de cada ter

.mo para o tipo de movimento em questão, diferentes condições de contor

- 14 -

no, e diferentes tipos de solução (corno é o caso das marés atmosféricas).

1.5 O Campo Magnético Terrestre e a Magnétosfera

O capo magnético da Terra exerce uma influncia funda

mental no estudo da ionosfera. Sua importincia aumenta com a altitude,

medida que a frequ&ncia de colis6es entre as partTculas carregadas e

as neutras diminui com a altitude.

Até dislmncias da ordem de alguns raios terrestres, o

campo magnético da Terra 9 muito pr6ximo de um campo dipolar central,

com o eixo do dipolo inclinado aproximadamente 110 em relação ao eixo

geogrfico. A distancias maiores do centro da Terra, esta forma dipolar

consideravelmente alterada devido à interação do vento solar com o

campo magnético terrestre. Uma vista esquenitica da magnetosfera ter

restre é mostrada na Fig. 1.7.

O vento solar comprime o campo magnético terrestre no se

mi-espaço voltado para o Sol, resultando num contorno bem definido (a

magnetõpausa, a =10RT na direçâo do Sol) dividindo o espaço em duas re

gi6es, a região externa onde o vento solar continua escoando, e a re

gio que contém o campo geomagntico comprimido e de onde o vento solar

excluTdo (a magnêtõsfera).

A plasmasfera representa unia região, em baixas latitudes

magnéticas, com densidades de plasma relativamente altas (=104ions/cm3),

-15 -

1000fr -,./\e

r 300 / 250 /

1

200 1- 150

NO

1001 1

102 103 10' 105 io Number density (em -3 )

Fig. 1.6 - Distribuição com altitude dos f6n'positivos principais, típica da ionosfera diurna durante atividade solar ninf ma.

Fig. 1.7 - Representação esquemática da magnetosfera da Terra e do plasma existente na sua vizinhança.

- 16 -

contida entre linhas fechadas do campo geomagn&ico. A ionosfera nesta

região é relativamente quiescente e co-gira com a Terra, estando sujei

ta a campos el&tricos que causam movimentos laterais do plasma.

- 17 -

2. FORMAÇÃO E ESTRUTURA • DA IONOSFERA

2.1 Teoria Básica de Fõtolonização

Vimos na seção anterior que a atmosfera superior absorve

parte da radiação solar numa faixa considerveI de comprimentos de ondas

de menos de IR a mais de 10cm. Partes diferentes do espectro são absor

vidas, espalhadas, ou refletidas por vrios processos diferentes.

Examinaremos inicialmente uma situação idealizada bastan

te simples: fotolonização por radiação monocromática numa atmosfera ho

rizontalmente estratificada, com apenas uma esp&cie.

Seja (z, x) a intensidade da radiação solar de compri

mento de onda x numa altura z da atmosfera, incidente com um ngulo ze

nital X. A variação na intensidade d. devido ã absorção entre os ntveis

z e z - dz & dada por

n(z) 4(z, À) • sec x dz (2.1)

dZ

Fig. 2.1 - Relação entre os incrementos de distáncia dz e ds = dz •secx

numa atmosfera horizontalmente estratificada.

onde a(À) denota a seção transversal de absorção. A depend&ncia ccii

a altura, do fluxo incidente é, portanto, dada por

+(z, x) = .(x) • exp [- «x, z, x)]

(2.2

onde,

t(X, 1, x) =Ø(a)(X) n(z') • sec x • dz' (2.3)

a profundidade 6tica, e ) representa o fluxo da radiação solar fo

ra da atmosfera.

A taxa de fotoionização, naaititude z, é dada por

q(z, x) = n(z) • +JÀ) • exp [—r(x i z, x)] (2.4)

onde o(x) denota a seção transversal de ionização.

As express6es acima podem ser facilmente estendidas para

se obter a taxa de fotoionização numa atmosfera com várias espécies, es

fericamente estratificada, sanando-se sobre as várias espécies e os v5

rios comprimentos de onda. Assim, a taxa de fotoionização total, na dis

táncia radial r, com o fluxo de radiação solar incidindo com um ángulo

zenital x,

- 19 -

q(r x) = J dA • a'(x) n(r) e (x) • exP[-t (À, r, x)]

À (2.5)

onde o somat6rio no Tndice j & sobre todas as espécies ionizíveis (es

sencialmente 0, 02o p12 ), e onde a profundidade 6tica é dada por

x) = f a}(x) e n(r') • Ch(r'/H x) dr' (2.6)

sendo que Ch(r h /H x) denota a função de Chapmann (um fator geométrico)

a qual leva em consideração a esfericidade da Terra, e H i é a altura de

escala do constituinte j.

2.2 Eqúaç6eS dõ Bal ançõ dê lõrtização

e

Os processos físicos e quTmicos que governam o comporta

mento do plasma ionosfrico podem ser divididos em duas amplas catego

rias: os que resultam em produção edestrUição de ionização, e os que

resultam em movimento ou transporte de ionização. A equação básica que

relaciona os efeitos dos vrios processos. que alteram a densidade ele

tr6nica, ne total, & uma equação de continuidade ou de balanço de ion!

zação. Denotando por V a velocidade macrosc6pica total resultante dos

processos de transporte, e usando sTmbolos P e L para denotar os termos

de produção e perda, por unidade de volume, respectivamente, a equação

de continuidade para os êlkrons &

- 20 -

=e - Le (2.7) e~e

e, para cada espécie de Tons,

! + ! • (n1 !) = - L (2.8)

Estas equações são acopladas através dos ternos de transporte e de pro

dução e perda. Evidentemente, a condição de neutralidade macrosc6pica cb

plasma requer que

ne ni

(9)

O fluxo nV, de cada espécie, pode ser obtido através das

equações dó movimento, as quais expressam conservação de quantidade de

movimento, para cada espécie. As forças que atuam no plasma ionosfrico

incluem forças gravitacionais, colisionais, forças devidas a gradientes

de pressão, e também forças eletromagnéticas.

A equação do movimento, para cada espécie de Tons, pode

ser escrita como

dVi

m= Ze(E t x 8) + m9 - ! (nkT1) - ymivin(Vj - ) -

- - !) (2.10)

- 21 -

e para os el étrons,

dV

me -e (E + !e x B) - -i -v ekTe) (2.11) dt

onde é suposto que, na equação para os elétrons, a força gravitacional

e os termos de colisões são desprezTveis, comparados com os demais ter

mos. £ suposto, também, que a distribuição de velocidades macrosc6picas

isotr6pica, de modo que uma pressão escalar, p = nkT, substitui o ten

sor de pressão. Os vrios stmbolos tem seu significado usual.

As equações (2.7) e (2.8) devem ser tratadas simultanea

mente com as equações (2.10) e (2.11), pois são acopladas. Convém notar

ainda que a frequência de colisão uma função de T e n. Além do

mais, a equação do movimento do gãs neutro (1.5) deve também ser consi

derada simultaneamente, pois (2.10) envolve a velocidade dos ventos neti

tros U. Os termos de produção e perda envolvem fotoionização (equação

(2.5)) e várias reaç6es qutmicas e i&nicas. Torna-se necessário também

a utilização de um modelo atmosférico para as distribuições de tempera

tura e densidades das espécies neutras, o que requer o uso da equação

de conservação de energia. Convém salientar que, normalmente, o movimen

to do gas neutro é referido em termos de coordenadas geogrficas,enquan

to que os movimentos dos Tons são expressos em termos de coordenadas nai

n&icas. A construção de um modelo detalhado e completo é, portanto,

uma tarefa formidãvel requeréndo a solução simultãnea do sistema de

equações acopladas, não-lineares, tridimensionais, indicadas. Este pro

blema, sem hipóteses de simplificação, está insolúvel até o presente

- 22 -

momento. Entretanto, com algumas hip6teses de simplificação, adequadas

casos particulares especTficos, este problema tem sido muito trabalha

do e tem levado a resultados bastante satisfat6rios, isto é, consisten

tes com os fatos experimentais.

2.3 Processos :deRêcflflbinaçãÕeReaç6e QúTmicas e 1&nicas

A distribuição da densidade dos constituintes do plasma

ionosfrico dependem, al&n dos processos de transporte, das reaç6es sub

sequentes dos produtos de fotoionização e fotodissociação, com os ou

tros constituintes. Os tipos mais importantes de reaç6es que ocorrem na

ionosfera podem ser sumarisados como segue:

Recombinação elétron-Ton (incluindo recombinação radiativa, recom

binação dissociativa, e recombinação a três corpos).

Recombtnação Ton-Ton.

Inter-troca Ton-átomo.

Separação eletr6nica colisional.

Separação eletr&nica associativa.

Foto-separação eletr6nica.

União de el&rons a moléculas neutras (baixa ionosfera).

A importância relativa destes vârios processos é função

da altitude. As regiões mais baixas da ionosfera são governadas por pro

cessos fotoquTmicos e uma variedade enorme de reações, sendo o transpor

te desprezível. Nas regiões mais altas (região F2), o transporte torna-

se essencial para explicar a distribuição de ionização, passando a domi

nar nas camadas mais altas.

- 23 -

2.4 As Camadas Ionosfricas

Região D

Ê produzida atrav&s de raios-X, Lyman a (ioniza NO) e

raios csmicos. Durante períodos disturbados, partículas energéticas e

"bremsstrahlung" (efeito de frenagem de partTculas) podem também contri

buir. Os Tons positivos formados inicialmente são Nt, ot e NO+, e numa

menor extensãõ 0+. A partir destes Tons e dos elétrons correspondentes,

o problema essencial da quTmica i&nica da Região D & obter as cadeias

de reaç&es i&nicas que levam aos Tons positivos e negativos em concor

dncia com a composição observada In situa'. Devido presença de vapor

d'água, estas cadeias de reaç6es são difTceis de analisar. Verifica-se,

experimentalmente, que, além da presença dos Tons positivos mencionados

acima, os Tons H30+, H502 e vários outros Tons aglomerados de vapor

d'igua são dominantes abaixo de 2851an. Com relação aos Tons negativos,

além de 0, observa-se tambm a presença dos Ton s co, No; e co;, entre

outros. A Fig. 2.2 mostra medidas da composição inica positiva da re

gião D, como também um esquema indicativo das cadeias de reações i&ni

cas envolvendo Tons positivos e negativos. Esta região desaparece duran

te a noite.

Região E

Os processos que levam formação da Região E podem ser

sumariados como:

— 24 —

E -r ci

-u =

04

90— 19 -

37 +

85- 32 - 18 30

28

32 - - 75 -

80—

19+ /

1ff' - tons with

70 - 30 mass>451

19 65 - 37+

60 iiiiI ii,riil r.i•Ir,ii 111111 1 10 102 103 1

lon density (ions cm -3 )

P12

02 02 02

-róg) 2 o lu

P1

NO

P1 =CO2 O2 N2

()

(b)

(c)

RECOMBIN4TION WITH POSITIVE lONS

Fig. 2.2 — (a) Concentração dos Tons positivos durante o dia na Regio D. Reaçoes entre Tons positivos na Regiao D. Reações entre Tons negativos na Regiao D.

- 25 -

ionização de 02 por raios-X na faixa 100 < À < 312, por Lyman

em 1025,72, e por radiação ultra-violeta no contfnuo de Lyman,

'À < 910L

Ionização de N 2 por raios-X na faixa 100< À < A.

ionização de O por radiação no conttnuo de Lyíian e por raios-X na

faixa 100 < À c 31R.

Os principais Tons formados inicialmente são 02 e t4 mas,

devido aos efeitos de varias cadeias de reaç6es, os Tons 0 2 e N0+ domi

nam a composição i&nica da região E, apesar de que quantidades apre

cliveis de 0+ e 4 são produzidas inicialmente. Embora Tons negativos

sejam lentamente produzidos por união eletrônica radiativa, estes são

rapidamente destruTdos por foto-separação eletr6nica durante o dia e

tambm, rapidamente, por processos de recombinação i6nica. Um perfil ti

pico da composição i6nica da região E. durante o dia, em latitudes tué

dias, mostrado na Fig. 2.3, como tamb&m um esquema ilustrativo das

reações i.6nicas nesta região. Durante a noite a concentração eletrânica

reduz-se a um valor pequeno da ordem de 10cn(3 .

Região Fi

Nesta região ocorre tamb&m um grande nümero de reações

i6nicas moleculares e at&micase, consequentemente, existe o complexo

problema de quTmica i&nica. A extensão destas reações ilustrada na

Fig. 2.4. De imporúncia fundamental a presença de N0 como produto

final de grande parte das reaç6és envolvendo nitrognio. Devido a este

E

240 I\ \ / 1

28 / 161? 230—

SoInr:eni1hong1e6O' / jf

220— ?aiieSinds / if

210— 15Feb1963

0934MST 1 + - 200— NRL. - 30

190— - -

180— 32+ - 170— 14+ 18+

160—

150—

40 -- -

130— -g Total ..4 t 120 1 1 III lfl1 1 11H 1 1 1 11111 1 1II 111 1 l 1 L1H

o' 102 103 IO lfl - -

tons cr,f3

1'fl'CtIfl%

()

(6)

Fig. 2.3 - (a) Concentração de Tons _positivos na parte inferior da ionos fera, medida com um angulo zenital solar de 609, em latT tudes medias. - -

(b) Reaçoes entre Tons positivos na Regiao E.

Fig. 2.4 - Reações entre os Tons da Região Fl.

- 27 -

fato, NO +

torna-se um dos tons dominantes acima de 140km. Sua importan

cia é reduzida a um nível secundãrio, novamente, acima de aproximadamen

te 1701m, onde 0+, com uma taxa de perda bem menor, atinge uma densida

de maior. A variação típica da composição i6nica, com altura, na região

El é mostrada na Fig. 1.6 (seção 1.3).

Região F2

O comportamento da Região F2 (acima de =200km) e bastan

te complicado. A distribuição vertical da densidade eletr&nica nesta re

gião descrita em ternos de processos de ionização e recombinação, co

mo tambin em ternos de difusão e outros processos de transporte. O mxi

mo no perfil vertical de densidade eletr&ni.ca (pico F2) & o resultado

da concomitãncia do transporte de plasma com os processos químicos e iô

nicos. Este pico ocorre, aproximadamente, na altitude onde a constante

de tempo para recombinação (inverso do coeficiente de recombinação)

da mesma ordem de grandeza que o constante de tempo para perda local

por difusão (proporcional a onde a altura de escala do plas

ma e D & o coeficiente de difusio ambipolar do plasma).

O principal Ton da região F2: & 0 (. 4S), produzido por

radiação solar no ultravioleta (xc 910R)'e o gãs neutro predominante &

O, embora N 2 e 02 exerçam uma parte importante nos processos de perda

de 0+ e fornação de ot, N0+ e 4 (importantes nas regióes mais baixas).

A algumas centenas de kilometros acima do pico F2, na região superior

da ionosfera, ocorre uma mudança de 0+ para He+ e H+, como Tons dominan

tes. Alem das reações mencionadas para a região El, são tambm importan

n

tes, na Região F2, reaçes envolvendo os átomos e tons de oxig&nio, h!

lio e hidrognio.

São trs os processos de transporte mais importantes na

Região F2, que transportam a ionização para regi6es diferentes da de

sua formação:

(1) Difusão Psnbipolar de Plasma ao longo das linhas do campo magnti

co, causada pôrgjfadiêntõ de pressão e a força gravitacionál.

Combinando as equações do movimento para os Tons positivos e os

eltrons, temos, com algumas simp1ificaçes; a seguinte expressão

aproximada para a velocidade de difusão ambipolar,

WD=Da {J_! ~ J_. T~s '1 (2.12)

[e as T as Hj

onde

k(T. + T ) a m1 v

in

(2.13)

o coeficiente de difusão ambipolar (função da altitude) e onde

a altura de escala de plasma (função da altitude)

HP k(T1 + Te )

= (2.14)

m1g

- 29 -

O par&metro $ representa distincia, medida ao longo da linha M.

campo magnético, num ingulo de inclinação I. A temperatura mo

plasma é definida coo

T = Te + T1 )12

(2.15)

Deriva Eletromagnética, E x 8, do plasma,a qual transporta a ia

nização perpendicularmente ao campo magnético, devido à presença

de campos elétricos gerados por efeito dTnamo, na Região E, e de

campos provenientes da magnetosfera. A velocidade do plasma é da

da por

YE= (Ç x 8)/a2

e a sua componente vertical

(VE)z = ( 5,18) cos E

onde 5, denota a componente leste-oeste (no sistema de

das magnético) do campo elétrico, e 1 & o ingulo de

magnética.

(2.16)

coordena

inclinaço

Transporte devido a ventos neutros na termosfera, cujas componen

tes paralelas às linhas do campo magnético, por colis6es,arrastam

a ionização ao longo das ditas linhas de campo. A velocidade de

arraste do plasma, induzida pelo vento neutro, pode ser expressa

- 30 -

yA= (li • B) B/82 (2.18)

e a sua componente vertical &

IJ, cos(I) sen(I)

onde U denota a componente da velocidade horizontal do vento no

meridiano magntico,e i ó ngulo de inclinaçio magn&tica.

2.5 Condutividades na lonosfera

As correntes elétricas J que existem na lonosfera podem

ser expressas como funçio do campo elétrico E, por meio da lei de Ohm

generalizada,

(2.20)

onde o o tensor ou didica de condutividade. A condutividade é um ten

sor, em consequ&ncia da anisotropia introduzida pelo campo magn&tico da

Terra. Representando J e E por matrizes coluna e c por uma matriz qua

drada 3 x 3, mostra-se que, para um magneto-plasma frio (modelo adequa

do para a ionosfera), o tensor de condutividade (com o campo magntt

co ao longo do terceiro eixo).

al 2

= a 2 a 1 O

0 o 00

- 31 -

onde, para um plasma com vários componentes (elétrons e varias espécies

de Tons positivos),

Lo ve+

CO v e (2.22) z

+w2 ,2 + c

a condutividade Pedersen;

w2 2U3 °e (2.23) 02 2 + w .. 2 ? 2:. e ce 1 u

a condutividade Hall; e

+ (2.24)

ve i vi

- - e a condutividade longitudinal, e ondew = e21mE

1/ e 2 a frequen

cia do plasma, W. = e B/m é a frequência ciclotr&nica, e v é a freCCI

quncía média de colisões para transferência de quantidade de movimento

para a espécie a. A Fig. 2.5 mostra a direço da corrente Jque flui no

magnetoplasma sob a influência de um campo E no plano xz.

Na ionosfera é conveniente alterar a forma do tensor de

condutividade, expressa na Eq. (2.21), mediante uma rotaçio dos eixos

x e z em torno do eixo y, sendo este eixo y escolhido apontando na dire

çio leste (magnético). Esta rotação é feita de tona que o eixo x tome

a direção sul (magnética) e o eixo z a vertical, com o campo magnético

- 32 -

da Terra formando tnn ângulo 1 com o plano horizontal (ver Fig. 2.6). As

sim, neste novo sistema de coordenadas, c toma a forma

(a jsen 2 1 + ao cos 2 1)

02sen 1 (a 0 - aj) sen 1 cos 1

1 -a2senl

al o2 COsI

(a0 - ° i) sen 1 cos 1 -02cos 1 (01 cos 2 1 + °o sen 2 l)

A grandes altitudes, na ionosfera superior, a única par

te do tensor de condutividade que & importante & a condutividade long

tudinal a0. Assim, as parfTculas carregadas, em primeira aproximação,

são confinadas a linhas de força individuais, ao longo das quais elas

se movem livremente, devido à grande condutividade a o ao longo do campo.

Nas regiões baixas da ionosfera (Região E, por exemplo)

em condições de equilTbrio, não deve haver corrente fluindo na direção

vertical (J = O), por causa. do acimu10 de cargas de polarização no to

p0 e no fundo da camada condutora. Isto modifica o campo de forma a não

gerar corrente na direção vertical.

Usando os elementos da terceira linha do tensor de condu

tividade da Eq. (2.25), podemos expressar o campo elétrico vertical E 1

em termos dos campos horizontais E x e 5,, e e]imin5-lo da equação para

J. Assim,

(aj - °o) sen (1) • cos (1) E+ 02 cos (1)5, = (2.26)

aj c05 2 (1) + a0 sen2(1)

- 33 -

Fig. 2.5 - Campos elétricos e correntes elEtricas na Região E. O campo magnetico B e dirigido ao longo do eixo-z.

z (Vertical)

x (Sul) y

(Leste)

Fig. 2.6 - Relaço entre sistemas de coordenadas para a transformação da matriz de cóndutividade e.

- 34 -

e a matriz de condutividade reduz-se a urna forma 2 x 2,

(2.27)

onde

0 00 1 a'

qxx= (2.28)

a1 c05 2 (I) + 00 sen2(I)

sen2 (I)

02 sen CI) - 02

(2.29)

a,cos2 (I) + ao sen 2 (I) sen (1)

- a1 a 0sen2 (I) + (a + a) c052 (I) a3,y =

a cos 2 (I) + a o sen 2 (I) a1

(2.30)

sendo as aproximações v1idas (em consequência de °o » a, OU a2) exc

to em latitudes magnéticas muito baixas. No equador magnético, 1 = 0, e

os elementos de o simplificam-se para

;xx = a o (2.31)

~xy = O (2.32)

2

Ilyya, + -. a3 (2.33) al

onde a3 & conhecida como condutividade Cowling (na direção leste-oeste,

- 35 -

aolongo do equador magn&tico). Esta ultima condutividade está relaci.o

nada com a exist&ncia do chamado eletrojato equatorial, na Região E

(-100km). A Fig. 2.7 dá unia indicação da variação com altitude das con

dutividades 0o' a1 , a2 e 03.

uT!fl7 :111111.

S~POT UM S~01 mim

RI /1 !I .

4

_- - __

6' 6 1(10 6' SPECIFIC ELECTRICAL CONDUCTIVITY o, Iobrr.ho/crn)

SUNSPOT MAX 04V

— — SUNSPOT MIN

-

SONSPO? MAX mGRt ................. SUNSPOT MIN

lo_li - I5I

PEDERSON C0NDUCTIVFTV o; (obmho/crn)

Fig. 2.7 — Condutividade el&ricas na lonosfera. Condutividade longitudinal (z,) Condutividade Pedersen (ai)

Condutividade Hall (az) Condutividade Cowlwig (a 3 )

1000

900

800

700

—600 E

600

1- 400

300

200

100

o

moo

900

eoo

t00

600

E

ia 500 o

1-

40° 4

500

z00

00

n

(co

(b)

- 37 -

III!,,, IIIlII. Ililtin

DAT suii$PoT Mhz

----sUnsP0t MIM

• - SLJNSPOT MAR

SVMSPOT MIM

asa - -

000

—

-

100 __•.J

•161* IolI l0lT ID_I lo

- HALL cONDUCTMTY 15 (obmho/cn)

111114 ril 4 II4RII 4 li' 1(444 4 4 ,, .. - SUMSPO Mhz

MIM -

-

- SUII$PQT LIAM SUIISPDTMIII

ao

70

do

ao Ø_li

lo_Is - IC' ,C COWLING CONDUCT(VlTY or, -(obmMcm)

Fig. 2.7 - (Continuação)

w o 1

4

E

1-

ti

(C

(o!)

3 ALGUNS • FENÔMENOS ION0SFrRICOS

3.1 A Anomalia Equatorial

A Fig. 3.1 ilustra a chamada anomalia equatorial ou ano

malia de Appleton, a qual consiste em dois mãximos de ionização em am

bos os lados do equador magnético, em latitudes magnéticas entre 15 0 -

200 norte e sul, com um minirno no equador magnético. A sua existência &

devida aos efeitos de campos elëtricos na direção de oeste para leste du

rante o dia, produzindo urna deriva vertical do plasma para cima. O pias

ma elevado desta maneira difunde para baixo mas ao longo das linhas do

campo magnético, como mostra a Fig. 3.2. A combinação da deriva eletro

magnética (_L B) com difusão (JIB)dã origem a um movimento do plasma que

foi denominado de efeito fonte. Durante a noite, o campo elétrico inver

te seu sentido (leste para oeste), produzindo urna deriva vertical para

baixo, produzindo um efeito fonte invertido.

Existe normalmente, uma assimetria latitudinal entre os

dois máximos da anomalia, a qual é atribuida aos efeitos de ventos ter

mosfricos, conforme indicadd?na fig'3.3.

3.2 O Eletrojato Equatorial

38 -

O eletrojato equatorial consiste numa corrente elétrita

que flui ao longo do equador magnético na direção de oeste para leste,

durante o dia, em altitudes entre 90 e 130 Vn, sendo responsãvel pelas

- 39 -

ti

(3

E ti

e a

O (N.1)

o(ø) 0(U)

o(O

0)

0(e)

o tE90

6 -

MNnetic equotar

340 kM OkM

1

kI,~'d

Macinelic

300

equ.t.r

160 O

5° '0° 5° 0° 5° 10° 1

39°

410

I-eiqht obove qround

(km)

1 MOI

550

650

fl° 2c

- .°Cj Soulh North

90 - Geogrophic latitude

Mognelirdip(deg) - -

Fig. 3.1 - Variaço latitudinal da densidade eletr6nica em altitudes fixas na região da anomalia equatorial (hora local - 12 ho ras). -

MneIic eguo lo, Mognetic latitude (deg)

E

w 3

Fig. 3.2 - O efeito fonte equatorial, mostrando o fluxo de plasma resul tante dos efeitos de deriva vertical E x 8 para cima e difff so ao longo das linhas do campo magnitico. -

- 40 -

1

II

0

1

o z

£4

EL o mi

a o

-c

, 1-

o, o o

ao

z

00 00

(0 4-, 0 c

aja,

c a, c Ole O- E o 00

u0 (0 0' r (0 ajc

(00 -o c r r N

-o -o o 1-O Or- -

ao, —• c

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00 -o o '- 4-, 101_a, 0c •,- o,

1-E a, >0

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(0 o

0c -o - CI- (0(0 $ 4-' 4-' r-

0

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0 -c o .10 4-' 0

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O t/) n0

(0 E (0

(OCS-'e- Ci O o > o-

C1)

cv)

o, • 1 '-Á-

'no

.4-

ao

o

o

N

- 41 -

grandes variações no campo magnético observadas próximas do equador ma

nético. A região básica da existência do eletrojato é o grande valor da

condutividade Cõwling, uma lâmina altamente condutora ao longo do equa

dor magnético, confinada a alguns graus de largura (ver a seção 2.5).Du

rante a noite está corrente é bem mais fraca e flui na direção oposta

(de leste para oeste). A existência de grandes densidades de corrente

no eletrojato, durante o dia, dá origem a instabilidades no plasma, sen

do esta uma das causas responsáveis pela camada E esporádica,;na região

do equador magnético.

3.3 Luminescência e Aurora

A radiação eletromagnétcia emitida pela atmosfera supe

nor da Terra nas regiões ultraviôleta, vistvel e infravermelho prõxi

mo, do espectro, são classificadas em duas denominações gerais: lumines

cência e aurora.

A aurora ocorre predominantemente em altas latitudes sen

do tfpicamente mais intensa do que luminescência. Consiste de radiação

eletromagnética emitida pelas espécies atmosféricas, sendo induzida por

partTculas energéticas at5micas e sub-at&nicas de origem extra-terres

tre que penetram na atmosfera pelas regiões polares.

A luminescência tem sua origem em reações fotoqufmicas

e reações de recombinação do plasma ionosférico, e a sua fonte princi

pal de energia é a absorção da radiação eletromagnética solar. A emis

são instantânea (dominantemente devida a radiações de ressonância) é de

- 42-

denominada de luminescincia diurna ("dayglow't), e emissão com demora su

ficiente (energia armazenada em espécies dissociadas, ionizadas e exei

tadas, e liberada a noite por v5rios processos de relaxação) e- denomina

da de lunijnesc&ncia noturna (nightg1ot.i").

3.4 O Vento Pôlar

Na região das auroras (oval uroral), as linhas do campo

geomagnético prolongam-se até a cauda da magnetosfera e espaço interpl!

netãrio. Grande parte da ionização da lonosfera polar superior é perdi

da da Terra, através de uma expansão hidrodinâmica, em grande escala,se

melbante expansão da coroa solar, que produz o vento solar. Este flu

xc de Tons, escapando da ionosfera polar (ver a Fig.11.7, seção 1.5) é

conhecido por vento polar. Este processo envolve a conversãode'energta

térmica e energia potencial elétrica, em energia cinética do movimento

do plasma como um todo, o que requer uma fonte continua de energia, a

fim de compensar as perdas associadas com fricção iõn -neutro e energia

potencial gravitacional. Na ausência de fontes externas de energia, o

processo do vento polar seria acompanhado de um resfriamento do plasma

ionosférico. A existência ou não de fontes externas de energia é ainda

um problema eu estudo sendo que, até o presente momento, pouco é conhe

cido sobre os perfis verticais de temperatura nas regi6es polares.

3.5 Irregularidades lonosféricas

Superposta à estrutura em grande escala da viorÇosfêra,

existem vários tipos de irregularidades erP pequena ésõala,&n todos os

- 43 -

/

nfveis da ionosfera. Dentre as mais estudadas citamos as seguintes:

Espalhamento E ("Spread E' 1 ), deve seu nome g aparência de espalha

mento que ocorre no traço de ionogramas. £ um fen6meno ainda em

estudo e existem úrias teorias propostas. Consiste em irregula

ridades na densidade do plasma, alinhadas ao longo do campo geo

magnético, com dimensões chegando a atingir 10km de comprimento e

lOm de largura, aparentemente relacionadas com Tons riét!iicos

(Fe').

Camada E Esporádica, consiste de finas camadas mais densas, ou A

cuimulos estratificados de ionização na Região E, em altitudes de

100 a 120km. Estas camadas s vazes ocorrem numa série de altitu

des preferenciais, em intervalos em torno de = 6km. Podem atingir

dezenas ou centenas de qui16metros em extensão e se movem com ve

locidades da ordem de 50 mis.. A teoria de sua formação baseia-se

na interação do plasma ionosférico da Região E com cizalhamento

de ventos neutros e o campo geomagntico. A instabilidade de dois

feixes em plasmas contribui para a formação da camada E esporádi

equatorial.

Distúrbios Ionosfrito:Caminhantes, são fen6ménos quase-periódi

cos, com forma ondulatória, com perfodos de 15 mim a 1 hora, ori

ginados do acoplamento entre o plasma da Região F2 e ondas de gra

vidade atmosférica.

Cintilações As irregularidades responsáveis pelas cintilações de

estrElas na faixa de ondas de rádio, localizam-se na Região E, em

altitudes acima de 250 km. Ocorrem principalmente i noite mas são

- 44 -

também, s vézes, observadas durante o dia. Possuem dimens6es tfjôas

de vrios kilometros e velocidades de deriva da ordem de 100 mis.

3.6 Pértubaçes lõnõsféricas

A maioria das pertubaç6es que ocorrem no ionosfera podem

ser atribujdas diretamente aos fen6menos solares chamados erupções, que

constituem fontes impulsivas de rediaç6es eletromagnética e corpuscular.

Os vários fenamenos que ocorrem na ionosfera e magnetosfera, quando os

fluxos alterados de fotons e partTculas atingem a vizinhança da Terra

são conhecidos pelos nomes gerais de tempestades magnéticas,tempestades

ionosféricas, e distúrbios ionosféricos súbitos. Estes incluem mudanças

na taxa de fotoionização, devidas ao aumento no fluxo de radiação solar

na faixa de ultravioleta a raios X, modificaç6es do campo geomagnét•3co

pelo vento solar, aumento da intensidade luminosa de auroras, e vários

outros efeitos consequentes na ionosfera e atmosfera neutra superior.

- 45 -

4. PROPAGAÇÃO DE ONDAS E METODOSDE MEDIDAS DE PARÂMETROS IONOSFtRICO5

4.1 Explõraçãõda lõflõsferacõni Ondas de Rádio

O estudo da propagação de ondas de rádio de alta frequ&i

cia na ionosfera, baseia-se na teoria rrzagnetoi6nica, a qual historicA

mente é associada ao nome de E.V. Appleton. A equação de dispersão fun

damental de Appleton-Hartree é usualmente escrita na forma (para Z ccl)

X(l - X) p2 = 1 - ____________________________

(1 - X) - V/2 ± [4/4 + (1 - X) 2J 1 /2

onde p = fndice de refração

X =

= Z = VIU)

Cie = (nee2/Tneco)1/2 = frequ&ncia do plasma

'ce = e B/me = frequ&ncia ciclotr6nica

v = frequncia de colises

= Y cos e = ' sen e

O = ângulo entre o vetor propagação K e

w = frequ&ncia da onda

(4.1)

O sinal (+) refere-se i onda ordin5.ria e o sinal (-) à ondetS.6rdina ria. Para uma onda incidente verticalmente na ionosfera (suposta estra

tificada horizontalmente), a reflexão ocorre no nfvel onde 112 = O. Pa

ra a onda ordinãria isto ocorre onde X = 1, e para a onda extraordinã

ria a reflexão ocorre no nfvel onde x = 1 - Y se Y c 1, e onde X = 1+Y

se '(cl.

Existe um número enorme de métodos utilizados para efe

tuar medidas de propriedade ionosfricas. Alguns baseiam-se em exper

mentos de rdio-ptopagação com aparelhagem no solo, outros envolvem pro

pagação de ondas de rádio entre o solo e foguetes ou satélites, e ou

tros são experimentos realizados "in situ" com veTculos espaciais (foi

guetes ou satélites). Estes últimos serão considerados na próxima se

ção. A seguir apresentamos uma relação sumária de alguns métodos envol

vendo rádio-propagação:

Sondagem ionosférica, na qual pulsos de ondas de rádio são emitidos

verticalmente, com uma varredura contfnua em frequência, no intervalo

de 1 a 25 MHz, em aproximadamente 15 segundos. Um receptor mede então

o intervalo de tempo decorrido entre transmissão e recepção do eco re

fletido na ionosfera e este intervaTo de tempo é gravado em função da

frequência. Esta gravação em filme é chamada de ionograina, e o sistema

transmissor-receptor-antena é conhecido pelo nome de ionoeonda. A Fig.

4.1 mostra um ionograma tTpico idealizado, o qual contém informação so

bre perfil vertical da densidade eletr&nica até a altitude do pico F2.

Radar de espalhamento incoerente, utiliza o espalhamento incoeren

te(ou espalhamento Thom.son) de ondas de radar de alta potência (da or

dem de MW) e alta frequência (centenas de MHz) por elétrons individuais

da ionosfera. Esta é urna técnica bastante poderosa, sendo usada para

determinar perfis verticais de: densidade e temperatura de eltrons e

Çons, velocidades de deriva verticais e horizontais do plasma (E x B)

e, indiretamente, a velocidade de ventos neutros na ionosfera. r tam

bém utilizado em experimentos de aquecimento artificial da ionosfera.

Reflexão parcial, envolve a reflexão parcial de ondas de rádi.õ' de

frequência média (alguns MHz) por pequenas descontinuidades ou inhomõge

neidades no Tndice de refração da Região O. O método depende fortemen

te do perfil da frequência de colises o qual deve ser suposto conheci

do, a fim de deduzir a densidade eletr6nica a partir dos dados.

Rotação Faraday. Uma onda linearmente polarizada, emitida por um

satélite, tem o seu plano de polarização girado ã medida-que ele atra

vessa o plasma anisotr6pico da ionosfera. As mudanças no plano de pola

rização da onda são recebidas no solo ë permitem determinar a integral

da densidade eletr6nica ao longo do trajeto da onda.

- 47 -

400

>

o 2

f0 E 'E

3 4 5 (MC/5)

0V7

1 1 1

1 1 /

,1

0 F2 fF2

6 7 8

300

1- 1 o w 1

200

Fig.4..1 - Ionograma: tTpico idealizado, mostrando a altura versus a fre quencia de reflexao, para os modos ordinãrios (õ) e extraordT nario (x). A curva tracejada representa o perfil da altura real versus a frequencia, necesúrio para produzir as curvas de altura virtual.

n

(5) Efeito Dõppler diferencia l. lima onda emitida por um veTado espa

cial é observada do solo, e a mudança na frequ&ncia, devida ao efeito

Doppler associado ao movimento do veículo na linha de visada, é medida.

A presença da ionosfera diminui ligeramente o caminho "6tico" (fase) na

frequência mais baixa.

Outras técnicas de medidas lonosféricas envolvendo rã

dio-propagação são: absorção de rufdo c6smico (riometro), modulação cru

zada, radar biést5tico, absorção diferencial, radar de espalhamento coe

rente, radar rneteõrico, interação de ondas, assobios ("whistiers"), ruj

do VLF, etc.

4.2. Alguns Métodos em Veiculos Espaciais

Existe uma variedade enorme de métodos que utilizam apa

relhos colocados em veÇculo espaciais (foguetes ou satélites) para iii

vestigar as propriedades do plasma ionosfêrico e medir "in situ" para

metros ionosféricos. Considerando que uma discussão adequada destes e

quipamentos, princTpios fTsicos associados, detalhes e precauç6es espe

ciais, tomaria muito espaço, nos limitamos nesta seçãoapenas a mencio

nar alguns aparelhos comumente utilizados: espectr6metros de massa de

Tons (M1), analisadores de potencial de retardação (Ti, nj, Mi -; Vi),son

das de Langmuir (Te , t'e nj), detetores de fluxo de partículas, espec

tr6metros de fotoelétrons, espectrofot6metros e fot&ietros ( luminescên

cia e aurora), magnet6metros, medidores de campos elétricos, experimen

tos de propagação, etc.

- 49 -

S. BIBLIOGRAFIA

"Introduction to Ionospheric Physics", H. Rishbeth and O.K.GarriOt,

Academic Press, N.Y., 331p., 1969.

"Fundamentais of Aerononiy", R.C. Whitten and I.G. Poppff, John

Wiley & Sons, Inc., N.Y.,446 p., 1971.

"An Introduction to the Ionosphere and MagnetOSPhere" J.A. Rat

cliffe, Cambridge, At the liniversity Press, London, 256 p., 1972.

"Solar-Terrestrial Physics", S. Akasofu and S. Chapmafl, Oxford, At

the Clarendon Press, London, 901 p., 1972.

"Aeronomy - Part A", P.M. Banks and G. KockartS, Academic Press,N.

V., 430 p., 1973.

"Aeronomy - Part B", P.M. Banks and G. KockartS, Acaderflic Press,N.

y., 355 p., 1973.

"PhysicS and Chemistry of Lipper AtmosphereS", Editor B.M.McCorTnaC,

D. Reidel Pub. Comp., 1973.

"PhysicS of Planetary IonosphereS" S.J. Bauer, sprinqer-ver1agN.

V., 230 p., 1973.

"Physics of the Earth's Ionosphere", A. Girand and M. Petit D.Rei

dei Pub. Comp., 1976.

'(lo) "Radio Waves in the Ionosphere", K.G. Budden, Cambridge ijniversity

Press, London, 1961.