DOWNLOAD DA APOSTILA

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Palestra Técnica
RADIOPROPAGACÃO
PY5BSQ – A.H.Cardoso
ARPA – Associação de Radioamadores do Paraná
Novembro/2007
Radiopropagação – PY5BSQ A.H.Cardoso
CAPÍTULO I – CARACTERÍSTICAS DO SOL
1. ASPECTOS GERAIS
O Sol nunca deve ser olhado diretamente ou com instrumento a olho nu, pois pode provocar
cegueira por queima da retina. O Sol é considerada uma estrela média típica.
Entre os dados conhecidos temos:
•
Paralaxe:
8”,794
•
Distância média 1 UA ou 149.597,893 Km
•
Amplitude da oscilação da distância 4.827.000 Km (3%)
•
Massa 33.400 Mt ou 1,99 x 10 exp30 Kg
•
Diâmetro da fotosfera 109,3 Dt ou 1,39 x 10 exp6 Km
•
Densidade média 1,41 g/cm3
•
Aceleração da gravidade na superfície 27,9 gt ou 273 m/s2
•
Luminosidade 3,8 x 10 exp33 erg/s ou 3,8 x 10exp26Watts
•
Magnitude absoluta + 4,7
•
Período de rotação equatorial 24d 16h
•
Inclinação do eixo em relação ao plano da eclíptica 7°10’,5
Do Sol só conseguimos ver a atmosfera, que é dividida em camadas com distintas propriedades
físicas: A Fotosfera, a Cromosfera e a Coroa.
a) A Fotosfera: é a camada que delimita visualmente o Sol. Sua espessura é de 256 Km
aproximadamente e emite toda a radiação solar. Entretanto em seu bojo
também ocorrem absorções e reemissões complexas. Veja a tabela 1 abaixo:
Profundidade
Km
% de luz
emergente
Temperatura
K
Pressão atm.
10exp-2
Densidade
10exp-8 g/cm3
0
100
4500
1,0
2,8
137
82
5300
3,8
8,7
256
13
6800
11,2
20,0
Na composição química da fotosfera foram detectadas mais de 60 substâncias através do
espectro. Os elementos não detectados são muito raros na Terra de forma que não se poderia
esperar que fossem detectadas no Sol, pressupostas a origem comum dos componentes do
sistema solar. A maioria dos elementos está na forma atômica, contudo, 18 moléculas foram
identificadas nas regiões mais frias, como nas manchas solares.
A massa solar e composta de (60 a 80)% de H e de (96 a 99)% de H + He, o restante é
constituído de matéria mais pesada: Ne, O, Ni, C, Mg, Ar, Si, S, Cl, etc.
b) A Cromosfera: começa onde a densidade de H ionizado negativamente não produz mais
absorção significativa. É uma região transparente á maior parte da radiação e
tem uma espessura irregular de uma 2000 Km.
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A primeira observação espectral da cromosfera foi feita em 1868, quando se descobriu um gás
desconhecido, o Helium, antes de ser identificado na Terra (1895).
A cromosfera é constituída de uma floresta de finos jatos chamados de espículos, o que dificulta
sua delimitação mais precisa. O nome deriva do termo grego Cromos (vermelho) devido ao
aspecto avermelhado produzido pela raia Ha fortíssima.
Se na base da cromosfera a temperatura é de 4.500K, em sua parte superior chega a 100.000K
c) A Coroa (Corona):
já era conhecida por Plutarco e por Kepler. Ela emite a metade da luz
emitida pela cromosfera ou aproximadamente metade da luz emitida
pela Lua Cheia. Ela é transparente para a luz, mas absorve ondas E-M
com comprimentos maiores do que 5m.
Portanto, observar o Sol em ondas E-M maiores do que 5m nos dá informação sobre a alta
corona. A corona se estende até a Terra, mas é pouco densa e não contribui para a massa solar.
A coroa é dividida em duas, a interna chamada coroa K (Real) e apresenta o espectro solar
continuo espalhado pelos elétrons e a coroa externa ou coroa F (Fraunhoffer), que apresenta o
mesmo espectro que o Sol (reflexão em partículas).
Além destes espectros contínuos a coroa emite umas 20 linhas brilhantes emitidas por ions da
coroa quente aonde o Fe, o Ni e o Ca podem aparecer com perdas de 13 elétrons; só possível
com temperaturas da ordem de um milhão de K.
O mecanismo provável de produção destas temperaturas deve estar na dissipação das ondas de
choques mecânicos da zona convectiva, A maior parte do ultravioleta extremo do Sol provém da
cromosfera e da coroa K.
2) FENOMENOLOGIA DA ATMOSFERA SOLAR
As propriedades do Sol são estatisticamente muito estáveis apesar das grandes variações locais
na estrutura fina. A variação anual de fluxo energético é de 3% devido à excentricidade da órbita
terrestre.
Entre os eventos estruturais mais finos temos:
a) A granulação fotosférica cujas estruturas podem atingir 1000 Km de diâmetro, sendo as
menores da ordem de 300 Km. Os grãos são regiões brilhantes limitadas por estreitas faixas mais
escuras. Os centros dos grãos são as cabeças de correntes convectívas ascendentes, visíveis
através da fotosfera, e a diferença de temperatura entre o centro e a periferia é da ordem de 70K.
A velocidade ascendente é da ordem de 3 Km/s e a vida de um grão é da ordem de 8 minutos.
A granulação apresenta superdominios com diâmetros de 300 000 Km. Alem das correntes
verticais existem oscilações verticais em regiões com aproximadamente 5.000 Km de diâmetro e
com período aproximado de 5 minutos e velocidades de 300m/s
b) As manchas solares, visíveis a olho desarmado (devidamente protegido), já eram comentadas
por Galileu e já foram submetidas as mais estranhas teorias.
O famoso Herschel, por exemplo, achava que as manchas mostravam que o interior do Sol era
mais frio, mas não admitia que seu interior fosse habitado como alguns defendiam.
Hoje sabemos que as manchas não são buracos, mas regiões com temperaturas 1500K menor do
que a vizinhança. Sua aparência escura é uma questão de contraste.
A vida média de uma mancha varia entre horas e meses. A maioria desaparece em 24 horas e
algumas atingem 1.600 000 Km de diâmetro.
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Formam-se em grupos de duas a vinte, mas quase sempre distingue-se um par principal, alinhado
Leste-Oeste, sendo a maior a Leste. Movem-se lentamente na superfície.
Na mancha à nível da fotosfera os gases deslocam-se horizontalmente para fora, enquanto na
cromosfera o movimento é inverso com velocidades da ordem de 1 Km/s.
Em 1851 Heinrich Swabe descobriu uma periodicidade nas manchas, cujo valor médio hoje é de
11,1 anos. O maior período observado foi de 16 anos e o menor de 8 anos. Na condição de Sol
ativo pode-se observar até 100 manchas e na condição de Sol calmo, a ausência.
c) O campo magnético terrestre médio é de 0,5 Gauss. O campo magnético solar médio é da
ordem de alguns Gauss (fraco para o tamanho do Sol). Contudo, nas manchas a intensidade fica
entre (100 e 400)G numa extensão de milhares de quilômetros, persistindo mesmo depois das
manchas terem desaparecidas
A mancha Leste é o pólo norte magnético no hemisfério norte do Sol e obviamente a mancha
oeste é então o pólo sul magnético. Esta ordem se inverte no hemisfério sul do Sol.
A ordem acima se inverte a cada ciclo de 11 anos, de forma que assim temos um período de 22
anos nestes fenômenos.
Na fotosfera o campo magnético não é dominante como acontece na cromosfera e na coroa,
aonde os gases ionizados são guiados pelas linhas de força. Eventualmente a energia cinética
dos gases é maior do que a energia do campo local, então o plasma arrasta até a Terra as “linhas
de campo” congeladas no plasma (tempestades magnéticas na Terra).
d) Fáculas (Flóculos) são regiões brilhantes nas vizinhanças das manchas solares e também são
conhecidas como plages (praias). O Ca e o H são dominantemente exitados nestas regiões
e) Spículos são finos jatos de gás à 30 Km/s, atingindo 20.000 Km de altura, e se originam nas
divisas dos supergrãos. Sua vida média é de 10 minutos e constituem um poderoso transporte de
matéria para a coroa
f) Protuberâncias (Proeminências) são projeções de gases na coroa com vida média de horas.
Protuberâncias quiescentes são projeções estáveis que atingem dezenas de milhares de
quilômetros de altura. Protuberâncias eruptivas, mais raras, lançam matéria ao espaço com
velocidades de 700 Km/s a alturas de 1.600.000 Km. O retomo da matéria se dá geralmente em
forma de arco, indicando que é eletricamente ativa e está presa nas linhas magnéticas.
g) Fulgores (Fleres) são brilhos incomuns nas raias do Ca ionizado e do H em pequenas regiões
(10.000 Km) na cromosfera. Podem durar minutos a horas. Um flere pode emitir mais U.V. do que
toda a superfície do Sol.
Um flere também emite R-X e átomos altamente ionizados com velocidades de 700 Km/s,
provocando Rádio-Blackout na Terra. Acontecem alguns por ano nas regiões das manchas
solares mais complexas.
3) ROTAÇÃO DO SOL
No equador o Sol gira num período de 24 d e 16 h. Na latitude de 30° o período é de 33 d e nos
pólos é de 35d. O sentido de rotação é o mesmo que a da Terra, de Oeste para Leste. O
achatamento nos pólos é de apenas 1/10.000.
4) O SOL COMO RÁDIOFONTE
Cada comprimento de onda observado se origina dominantemente numa camada da atmosfera
solar. Assim, ondas de 1 cm que emergem da base da cromosfera podem se observadas.
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Para comprimentos de onda maiores a coroa é crescentemente opaca (Fig. 1 B)
Os comprimentos de onda de 15m podem, contudo ser observados, pois se originam na alta
coroa. Com Sol quieto os sinais de rádio são semelhantes ao do corpo negro.
Podem ocorrer super explosões em rádio por curtos períodos que estão associados à fleres. As
demais estrelas, semelhantes ao Sol, têm o mesmo comportamento, contudo não são detectáveis
em rádio devido a grande distância.
Rádio-fontes espaciais não tem origem em estrelas vistas como corpos negros mas, tem origem
em fenômenos físicos espaciais com alta eficiência de geração de RF como o efeito sincrotrônico
que pode ocorrer na transferência de plasma de uma estrela para outra muito próxima em
presença de campo magnético.
5) O SOL COMO FONTE DE PARTÍCULAS
O Sol irradia partículas, comumente prótons e elétrons. Esta emissão contínua constitui o vento
solar. O Sol ativo emite muito mais partículas e por ocasião de um flere pode ocorrer um super
fluxo que chega à Terra um dia após com velocidades supersônicas da ordem de 1.000.000 Km/h.
A Terra está protegida deste bombardeio pelo campo magnético, o qual captura parte dessas
partículas, cuja presença é visualizada nas auroras. O fluxo de partículas solares pode comprimir
o campo magnético terrestre deformando-o (tempestade magnética).
Prótons com energia maior do que 10 Kev (comprimento de onda associada < 1,2 A°) são raios
cósmicos e são a principal fonte de ionização da camada D da ionosfera terrestre
6) ANÁLISE DO ESPECTRO SOLAR
O espectro solar se aproxima do espectro de um corpo negro a 5.000K, com exceção dos
extremos (Fig. l A ). O (R-X) e a (RF) envolvem mecanismos de emissão nem sempre térmicos e
ocorrem em regiões restritas, geralmente com temperaturas mais elevadas do que a temperatura
média do Sol na superfície (fotosfera). Se esses extremos forem vistos como emissões térmicas,
então a temperatura solar é bem maior
As emissões dos extremos do espectro geralmente ocorrem na cromosfera e na coroa que
realmente são mais quentes. Pela figura 1B vemos que a onda de 25 cm tem brilhância máxima
associada a superfície do Sol.
Na figura 1A temos o espectro solar em dois segmentos casados no centro: No segmento à
esquerda temos o fluxo de fótons no tempo e o comprimento de onda em A° (1 Angstrõm = 10
exp-10 m) enquanto à direita temos o fluxo de potência espectral onde o comprimento de onda é
medido em metros. Isto se deve a conveniência de se tratar a radiação curta como fótons e a
radiação longa (RF) em potência e comprimento de onda.
Voltamos a ressaltar que o Sol varia muito pouco na região espectral entre 100 A° e 1 cm, ao
passar da condição de Sol calmo para Sol ativo, contudo os extremos espectrais variam
simultaneamente de forma proporcional e não satisfazem as leis de irradiação do corpo negro.
Entre outros processos estas radiações são produzidas pela aceleração de cargas.
Os fleres podem provocar variações de 10.000 vezes na energia dos R-X, como indica a figura 1A
em 10 A°. Esta figura também mostra algumas raias espectrais na região U.V., pois abaixo de
1220 A° o espectro solar é essencialmente descontínuo e a representação gráfica contínua é fruto
da integração no intervalo de 50 A°.
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O conhecimento mais preciso de certas raias espectrais solares é de suma importância para o
estudo do equilíbrio dos gases em nossa atmosfera e ionosfera. Assim, a fotodissociação do O2
se dá pela equações:
O2 + hv(2424) (5,11 eV) = O(3p) + O(3p) e
O2 + hv(1750)
= O(3p) + O(1d)
enquanto para o ozônio temos
O3 + hv(11,843)(1,05eV)
= O2
+O
A foto dissociação não é nosso objetivo direto, mas ela está presente na formação das camadas
da ionosfera e faz parte de seu histórico foto-químico, por isto é conveniente citá-la aqui. Por outro
lado, a produção do ozônio só ocorre se existe oxigênio atômico presente, assim se não existir O
a partir de O2, não existe O3 pela equação.
O2 + O + (catalisador) = O3
Finalizamos alocando algumas linhas extremas. Nas proximidades de 1,9 Aº as raias parecem
corresponder às do Fe(XXV), Fe(XXlV) e ao Ca(XX) com fleres presentes.
Entre (5 e 8)A° os fótons provém do Si(XIV). Al(XI), Al(XII) e Na(Xl)
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CAPÍTULO II - CARACTERÍSTICAS DA ATMOSFERA
TERRESTRE
Aeronomia é a ciência que estuda a composição, movimento e equilíbrio térmico das atmosferas
planetárias. A figura 2 resume os aspectos básicos da atmosfera terrestre e expõe a nomenclatura
usual das regiões com características próprias.
A troposfera é a camada atmosférica mais baixa e é a região aonde o gradiente térmico é
negativo, ou seja, a temperatura diminui com a altura devido a transferência radiativa vertical do
calor produzido junto a superfície terrestre pela radiação solar luminosa e I. V.
Esta camada é o principal objeto de estudo dos meteorologistas.
A tropopausa é a altura em que a temperatura atinge um mínimo e apresenta variações de ~5 Km
em função da latitude e das variações de pressão atmosférica.
A estratosfera se caracteriza pelo gradiente de temperatura positivo atingindo 270K na
estratopausa a 50 Km de altura. A estratosfera tem ventos horizontais e turbulências verticais,
sendo a sede da ozonosfera. O ozônio pode ser considerado como um gás estranho minoritário
na composição da atmosfera nesta região, e é citado porque ele aí é produzido e mesmo sendo
minoritário é muito eficiente em absorver radiações solares menores do que 2900 Aº que são
letais à vida.
A absorção de U. V. pela ozonosfera é a principal fonte térmica da estratosfera e mesosfera.
A mesosfera inicia na estratopausa e tem novo gradiente térmico negativo, com o maior mínimo
da atmosfera a 85 Km. É a região quimicamente mais complexa devido à penetração de U. V. que
produz foto-dissociações e recombinações.
A turbopausa limita superiormente a homosfera, assim denominada porque até os 100 Km de
altura a atmosfera se mantém bastante homogénea quanto à sua massa molecular média (vide
figura 3) (<M>).
O conteúdo da homosfera é o seguinte:
Tabela 2
Constituinte
N2
O2
Ar
CO2
Total
Massa
Molecular
28,02
32,01
39,96
44,02
<28,97>
Composição
volumétrica
78,08%
20,95%
0,93%
0,03%
100,00%
Átomo
Razão volumétrica
Molécula
He
Ne
Ar
Kr
Xe
5,24 x 10(E-6)
1,82 x 10(E-5)
9,34 x 10(E-3)
1,14 x 10(E-6)
8,70 x 10(E-8)
CO2
H2O
CH4
N2O
H2
O3
CO
NO2
Razão
volumétrica
3,0 x 10(E-4)
10(E-2)-10(E-3)
1,5 x 10(E-4)
2,5 x 10(E-7)
5,0 x 10(E-7)
10(E-7)
10(E-7)
10(E-9)
A termosfera é caracterizada por um novo gradiente térmico positivo e a fonte térmica é a
radiação U. V. mais curta que aí é absorvida em foto-dissociações e foto-ionizacões.
Chegamos ao centro da ionosfera, um vasto e complexo campo de estudo e experimentação.
Formada por quatro camadas clássicas (D, E, F1 e F2) e mais uma eventual a E esporádica. A
ionosfera pode estender-se dos 50 aos 600 quilômetros de altura.
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A termopausa é a fronteira que define o fim do gradiente térmico, acima da qual a temperatura
não varia mais significativamente devido a eficientes mecanismos de condução do calor. Assim na
Exosfera as partículas rarefeitas e parcialmente ionizadas e "quentes" deslocam-se com grandes
velocidades e percorrem grandes distâncias (mais de 100 Km) antes de colidirem espalhando a
energia e homogeneizando a temperatura.
Na heterosfera dominam os processos de fotodissociação, de difusão e a procura do equilíbrio
hidrostático em função da densidade de cada gás, o que nunca é atingido, devido a contínua
difusão fotodissociação e recombinaçâo. A figura 3 mostra a distribuição diurna de íons e alguns
outros dados em função da altura.
No intervalo entre 85 e 150 Km de altura, coincidindo com as camadas da ionosfera E e F1, temos
uma região aonde ocorrem muitas reações químicas e por isto é também chamada de
quimiosfera. Agora, comparando as figuras 2 e 3, já podemos visualizar a camada E da ionosfera
como formada principalmente pelos íons O2+ e NO+ e a camada F pelos íons NO+ e O+ e
respectiva nuvem eletrônica.
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CAPÍTULO III - A FORMAÇÃO DA IONOSFERA
1) A Formação de uma camada iônica.
Pela figura 3 vemos que o íon NO+ é o mais significativo na região E e F1 apesar de ser uma
molécula minoritária. É minoritária porque na tabela 2 a molécula NO2, do qual se origina por
fotodissociação, é minoritária. Portanto deve ficar claro que, não é só o gás mais presente, nem a
maior molécula, nem a mais pesada que contribui dominantemente para a formação de uma
camada iônica. O mecanismo é mais sutil porque depende também da presença da radiação solar
ionizante adequada.
Assim, a formação de uma camada iônica clássica em certa altura depende: da altura
(densidade), da composição química (fotodissociações, recombinações, reações, difusões), da
radiação solar e da taxa de recombinação ion-elétron.
Além destes fenômenos podem ocorrer na termosfera ionizações por colisões entre partículas de
alta energia (solares ou não) com a atmosfera neutra e à noite, na camada E, ocorre a formação
de íons negativos pela agregação de elétrons às moléculas.
É possível equacionar uma camada iônica numa situação ideal com um gás (j) e uma radiação
monocromática (L) que tem o aspecto: (Camada de Chapman)
Oj = nj(L). Nj. Jj(L). e(Exp-U(L))
(Equação 1), onde
(Q) é o número de elétrons, (n) a secção transversal da molécula j, (N) a concentração da
molécula j, (J) o coeficiente de ionização da molécula j, (e) é a constante 2,72 e (U) é a
profundidade ótica da radiação (L).
U por sua vez, depende do ângulo de incidência solar (X), da altura (z) medida em termos da
escala de altura (H) e (A) secção transversal de absorção do gás (j) pela radiação de comprimento
de onda (L).
U(L) =Nj . Hj . Aj(L) . sec X
(Equação 2)
A ionosfera real poderia ser obtida somando todas as camadas de Chapman de todos os gases e
de todas as radiações solares, entretanto ainda assim, não estariam incluídos o campo
magnético, os ventos, os campos elétricos e a ionização por colisões.
Por isto confiamos mais nos dados experimentais que hoje são confortavelmente obtidos com
balões, foguetes e satélites. A figura 3 mostra dados experimentais diurnos para um certo dia,
hora e latitude. A concentração do Oxigênio atômico termina em dois ramos, mostrando valores
diurnos e noturnos.
As camadas D, E e F1 são camadas de Chapman para um ou mais processos dominantes de
ionização e neutralização.
2) A formação da camada D
A camada D é a mais espessa e a mais complicada quimicamente falando. Ela se estende entre
50 km e 90 km.
Sua ionização é bem mais fraca do que a das camadas E e F e provem durante o dia de
principalmente três fontes: Dos R-X extremos (1 a 10)A°, da radiação La (1216 A°) sobre o
NO(10exp7/cm3) e dos raios cósmicos em latitudes maiores do que 65°.
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Uma quarta fonte não desprezível é o intervalo de radiação entre 10 e 100A° quando o Sol se
torna ativo (veja fig. 1A). A figura.4 mostra nas linhas contínuas a produção iônica com a variação
da atividade solar. As linhas tracejadas mostram três outras situações isoladas independentes.
Ressaltamos aqui que a radiação La dissocia o O2 e por isto é fortemente absorvida acima dos 90
km, mas ainda sobra para ionizar o NO abaixo dos 90 km.
A presença de NO abaixo dos 90 km não se deve tanto a fotodissociação, mas às colisões. O
limite superior da camada D em 85 km é bem definido com a presença de O2+(Lβ 1027A° e Ciii
977A°) e N2+(716Aº à 1027A°).
À noite a ionização da camada D é menor e é comum encontrar moléculas pesadas ionizadas:
H3O+, H5O+, NO3-, CO4-, HCO3-, etc.
Os íons negativos são rapidamente destruídos com os primeiros raios solares do amanhecer. É
fácil entender que a ionização noturna D é mais fraca do que a diurna.
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3) A formação das camadas E e F
A camada E apresenta a ionização máxima entre 100 e 150 quilômetros de altura e sua
composição iônica é semelhante à camada F1, cujo pico pode estar entre 150 e 200 quilômetros.
O componente principal da camada E é o O2+(31 à 100A° e Lβ 1026 A°) , enquanto na camada
F1 os componentes principais são o NO+ e O+ , mesmo sendo minoritários na atmosfera neutra.
A figura 5 mostra as características básicas medidas no Novo México em 15/02/1963 às 9:30h ,
X= 60°. Ela deve ser vista como um modelo que pode variar com a latitude, campo magnético e
atividade solar.
Se a radiação solar Lα(1216 A°) , que é forte, está presente na camada D, então também nas
camadas E e F1 que também ai ionizam o NO.
As radiações entre 400 e 700 A° são as que são mais absorvidas acima dos 160 Km e contribuem
assim para o aquecimento desta região e para a ionização do N2 (796 A°).
A camada F2, geralmente acima dos 200 Km, costuma apresentar um pico entre 300 e 500 Km
tem forte contribuição do O+ (911 A°), mas não é considerada uma camada de Chapman porque
outros processos estão envolvidos em sua formação, principalmente a difusão vertical.
4) A ionosfera noturna
À noite as camadas Fl e F2 se unem na camada F.
A manutenção de uma ionosfera noturna é feita por vários processos em que o Sol continua
sendo o agente principal. A existência de ionosfera noturna deve-se pelos (a) processos de
transporte, (b) pela constante de tempo de recombinacão na periferia do amanhecer e anoitecer e
pela ressonância do H na exosfera.
O fluxo de Lα noturno computado é de ordem de 10exp9 fótons/cm2.s, o de Lβ é de 7 x 10exp6
fótons/cm2.s e o de Heiii (304 A°) são de 10exp9 fótons/cm2.s .
Este último produz um pico de produção iônica em 140 Km (camada F) e o Lβ um pico em 115
Km (camada E). No período noturno a ionização por raios cósmicos e outras partículas solares ou
não, passam a ser fontes importantes de ionização em latitudes crescentes. Nas regiões aurorais,
com uma pequena precipitação de partículas, o constituinte importante NO (10exp6/cm3) se
ioniza dominantemente por colisões.
A figura 6 mostra o perfil de alguns íons noturnos também no Novo México.
A figura 7 mostra o perfil da camada E para o Alasca em 14/02/1972.
A figura 8 mostra três perfis de densidades eletrônicas noturnas para três condições de atividade
magnética (dadas pelos índices Kp). Entre 95 e 105 Km as variações são desprezíveis.
5) Camadas E esporádicas (Es)
A camada Es não é uma camada de Chapman, ocorre a uns 100 Km de altura e apresenta uma
espessura de apenas uns 2 Km. Ocorre com maior freqüência próximo do equador durante o dia e
próximo dos pólos durante a noite.
Em latitudes médias pode ocorrer de dia e de noite, com um máximo durante o verão. Cachoeira
Paulista-SP apresenta um pico de aparecimento às 6:00 h e outro às 16:00 h.
Sua aparição se deve a ventos estratificados contíguos e em sentidos opostos na presença de
campo magnético e alguma precipitação de partículas.
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Um plasma é caracterizado por vários parâmetros: Temperatura, pressão, densidade, freqüência
de colisões e pela freqüência do plasma. Se o plasma tiver mais constituintes (sempre tem no
mínimo dois), então tem várias freqüências.
(Wp) ² = (2 π fp) ² = N. q² / Єo.m
(2)
ou para détrons
fp = 8,98 . 10exp-3 . (N)
(3)
ou
N = 1,24 . 10exp4 . (fp) ²
(4)
onde
Wp é a girofrequência do plasma
fp a freqüência do plasma
(N) a concentração em partículas/cm²
(q) a carga da partícula (para o elétron 1.6 x 10exp-19 C)
(m) a massa da partícula (para o elétron 9,1 x 10exp-31 Kg)
(Єo) a constante dielétrica do meio (8,85 x 10exp-12) Farad/m.
A freqüência crítica (fc) da camada Es está entre 2 e 4 MHz podendo ir a 6 ou 7 MHz e
excepcionalmente a 12 MHz e representa a freqüência mais alta que um plasma pode refletir. A
freqüência de blanketing fb é a freqüência em que a camada iônica começa a se tornar
transparente apesar de ainda refletir (fig. 10).
A Es pode coincidir em altura com a camada E, o que dificulta sua identificação com uma
ionosonda.
Pela equação (2) vemos que a fp é inversamente proporcional à massa da partícula (m). Assim,
sendo os íons mais massudos apresentam freqüências fp bem menores do que a dos elétrons.
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FIG 8 – Densidade eletrônica para três diferentes valores de Kp com respeito a Wallops Island
(EST – Eastern Standard Time, é o tempo local de Wallops Island)
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6) A Ionosonda (Radar ionosférico)
A ionosonda é um equipamento constituído de um transmissor e um receptor acoplados entre si.
O transmissor de largo espectro (300 kHz a 30 MHz) emite pulsos de curta duração e o receptor é
ativado depois de cada pulso para receber o eco, numa seqüência em que cada pulso a
freqüência de transmissão é aumentada de certo valor. A intensidade do sinal recebido é
apresentada na tela de um tubo de raios catódicos de forma que quanto maior o atraso do sinal,
maior é a altura ou a distância de reflexão. A figura assim obtida é um perfil completo da ionosfera
e é conhecida como ionograma. A cópia do ionograma é obtida mediante um equipamento
fotográfico.
A ionosonda pode ser usada de três maneiras:
a) Na sondagem vertical, que tem um interesse mais científico e pode dispensar o relógio
atômico (dispendioso);
b) Na sondagem oblíqua, em que o transmissor e receptor estão fisicamente separados e
acoplados por dois relógios atômicos sincronizados. Este processo dá informações completas a
respeito das condições de propagação entre dois pontos;
c) Na sondagem oblíqua usando o retro-espalhamento da superfície terrestre, que assim
inclui a reflexo terrestre e exige mais cuidados na interpretação dos resultados.
A freqüência mais alta de um traço do ionograma é a freqüência critica ou freqüência do plasma
de elétrons. Portanto vemos aqui através da equação (4) que, conhecida a freqüência de plasma
no ionograma, temos diretamente a concentração de elétrons e vice-versa na equação (3).
Eis um exemplo do valor de um pouco de teoria.
As figuras 9 e 10 mostram ionogramas obtidos pela ionosonda de Gaspar-SC às 07:00 h e às
20:00 h indicando um comportamento típico de ionosfera noturna pela presença da camada F e
não F1 e F2. Por outro lado, na figura 10 a camada E está ausente e em seu lugar vemos apenas
a camada Es. A figura 11 esquematiza as camadas iônicas e as respectivas freqüências críticas
fo para a freqüência crítica da onda ordinária e fx para a freqüência crítica da onda extraordinária.
A presença do duplo traço nos ionogramas das figuras 9.10 e 11 se devem a presença do campo
magnético terrestre na ionosfera. O duplo traço significa que ao incidir uma onda num plasma com
campo magnético (onda ordinária), este reflete duas ondas, a onda ordinária e a onda
extraordinária. A onda extraordinária é formada a partir do movimento dos elétrons criado pela
onda ordinária.
7) Interpretação dos ionogramas
Nas figuras 9, 10,11 e 12 temos ionogramas. No eixo vertical as alturas são virtuais, ou seja, não
correspondem à realidade física. Isto porque num plasma a velocidade de propagação da onda é
menor do que a do vácuo (ou do ar) e assim o tempo de retorno é maior dando como resultado
alturas artificialmente maiores.
A onda ordinária ao incidir num plasma fica sujeita à refração que pode provocar uma reflexão se
o gradiente de concentração eletrônica com a altura for suficientemente alto e se a freqüência
incidente igualar a freqüência de plasma.
W = WP
ou
f = fp
................................ (c)
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FIG. 9 Fotocópia de um ionograma obtido da ionosonda localizada na região pesquisada em
questão. Acrescentamos sobre o mesmo as seguintes indicações:
o = raio ordinário
x = raio extraordinário
(2) = segundo eco
E e F são as camadas da ionosfera localizadas as sete horas aproximadamente a cem (100) km e
240 km, respectivamente, em termos de alturas virtuais.
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FIG. 10 – Camada esporádica do tipo (f) com:
fbEs = 2,9MHz, h´Es = 95Km.
Acima da camada esporádica do tipo (f) , à direita, vemos o registro referente a camada (F)
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FIG. 12 – Camada esporádica do tipo (r) com: foEs = 3,1MHz, h’Es = 93Km
Acima da camada esporádica do tipo (r) observa-se o primeiro eco e segundo eco referentes a
camada (F)
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O índice de refração representado por n é uma função complicada e depende:
•
Da freqüência da onda incidente
W = 2.π.f
(5)
•
Da freqüência do plasma
(Wp)² = (2.π.fp) = ( N . e² / Єo.m )
(6)
•
Da freqüência de colisões
v pela relação z = v / W
(7)
•
Do campo magnético terrestre
Bo = µo.H
(8)
•
Do ângulo entre a onda e o campo θ
•
Da carga do elétron e e de sua massa m, onde ainda, µo é a permeabilidade
magnética do vácuo, H o vetor intensidade de campo magnético e Єo a
permissividade elétrica.
e
Além destas grandezas, para compactar a fórmula, são usadas as expressões:
YT = Y sen θ , YL = Y cos θ , onde Y = (µo.H . e / w . m) e X = (WP) ² / W²
Como n no caso geral é um número complexo, podemos escrever:
n² = (µ - iX)² = (µ² - X²) - 2i µX
(9)
onde µ é a parte real do número complexo (o índice de refração) e X é a parte
imaginária (o índice de absorção da onda). X está ligado ao coeficiente de absorção к
através da equação:
к = wX / c = (2 π N e² v / (Єo m (w + wp)² n
(10)
e assim (9) em sua plenitude vale: [ X (1 - X – iZ)]
(µ² - X²) - 2i µX = 1 – {(1 – iZ)(1 – X – iZ) – ½ Y²т + [1/4 Yт + Y²L (1 – X –iZ)²] ½}
(11)
Como se trata de uma equação complicada vamos considerar só dois casos simples:
a) Não temos colisões
Z=0
Então a equação 11 fica simplesmente:
e não temos Campo magnético
Y =0
n² = µ² = 1 – (Wp)² / W²
(Real)
(12)
Pela condição (c) da página 18, n = µ = 0 é a condição de reflexão.
Por outro lado, se Wp for nulo ou muito pequeno em relação a W, então n = 1 ou seja, a onda não
sofre refração. Graficamente a equação (12) em relação a X, temos a figura 14:
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b) Não temos colisões
Z = 0 e a onda corre paralela ao campo magnético (caso longitudinal)
Então sen θ = 0 e Yт =0 e a equação (11) fica:
n² = µ² - X² = 1 – [ X / (1 + Y)] = µ² - X² . ...
(Real)
(13)
Fixemos Y = ½ para traçar uns gráficos em relação a X (Figura 15)
Os gráficos das figuras 14 e 15 ainda não permitem visualizar a existência das ondas ordinária e
extraordinária refletidas. Mas se sobrepusermos as figuras 14 e 15 e fazendo uma análise
matemática fina no ponto X = 1, teremos uma idéia das soluções de n para essas duas ondas.
Figura 16
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CAPÍTULO IV - A MUF (MOST USEFUL FREQUENCY)
A máxima freqüência utilizável para um determinado elo de propagação ionosférica, num instante
dado, é a freqüência que atravessa a ionosfera sem reflexão.
A MUF é, portanto, um valor limite superior abaixo do qual existe reflexão de sinais
eletromagnéticos.
A MUF é um valor de previsão, computado por fórmula matemática, que inclui dados históricos
estatísticos de variações regulares, tais como:
•
O ciclo de atividade solar (n° médio de manchas solares).
•
A variação diurna da radiação solar (hora do dia).
•
A variação sazonal da radiação solar (estações do ano).
Assim a MUF prevista pode ser bem diferente da realidade se houverem perturbações solares não
previstas, tais como tempestades magnéticas.
A análise estatística mostra que num mês a MUF tem 50% de aceitos.
Se a constância na preservação do elo de comunicação é importante, usa-se a FOT - Frequency
of Optimal Transmission.
FOT = 0,85 MUF
(14)
Durante o dia devem-se evitar freqüências muito abaixo da MUF, pois quanto mais baixa a
freqüência, maior a absorção do sinal de HF.
A MUF pode ser vista como a freqüência crítica do plasma da camada ionosférica de maior
concentração eletrônica. Isto recai na camada F2 durante o dia e na camada F durante a noite.
Quando se está de posse de uma tabela de MUF para certo mês e se deseja um elo de 24 horas,
escolhe-se o valor mais alto ao longo do elo pretendido e fez-se um gráfico destes valores para as
24 horas do dia. A seguir calcula-se a FOT que também pode ser graficada.
Com isto, o operador tem uma diretriz de trabalho ao longo do dia.
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