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Figura 1: campo magnético da Terra (Cortesia NASA)

1.AMAS

          A 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]. 

          A AMAS é produzida por um "mergulho" no campo magnético terrestre na região, causada pelo fato do centro do campo magnético terrestre estar deslocado em relação ao centro geográfico por 450 km aproximadamente [3]. 

 Figura 2: Locais onde espaçonaves em órbita sofreram danos (Cortesia NASA).

          A  variação diurna da altura da camada ionosférica "D", associada à Anomalia Geomagnética do AtLântico Sul é menor [1]. O fenômeno afeta satélites e outras espaçonaves com órbitas a algumas centenas de quilômetros de altitude e com inclinações orbitais entre 35° e 60°. Nessas órbitas os satélites passam periodicamente pela AMAS, ''ficando expostos durante vários minutos às fortes radiações que ali existem.[1]'' . A "International Space Station", orbitando com inclinação de 51.6°, necessita de revestimento especial para suportar as fortes radiações oriundas do Sol, em especial na região da AMAS, também o Space Telescope Huble tem limitadas as observações durante sua passagem sobre o Sul do Brasil. A AMAS sofre um deslocamento para  oeste, sua velocidade é 0.3° por ano. A taxa de deslocamento é muito próxima da rotação diferencial entre o núcleo da Terra e sua superfície, estimada estar entre 0.3° e 0.5° por ano.

 

2. O Sol

 

          O Sol é a estrela que domina o sistema planetário em que se encontra a Terra. Sua presença ou ausência determina o dia e a noite. A energia irradiada é aproveitada por seres fotosintéticos que constituem a base da cadeia alimentar, assim é a principal fonte de energia que mantém a vida. Os processos climáticos são afetados de forma significativa pelo Astro Rei [2].

 

 

Figura 3: Sol (Fonte:NASA)

          Sua idade é gira em torno de 4,5 bilhões de anos, sua fase atual é denominada seqüência principal, cujo tipo espectral é "G2". Quase a metade de todo o combustível, o Hidrogênio, já foi 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.

            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)

          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)

          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)

          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)

          A Coroa Solar (Figura 7) é a camada que abrange praticamente todo o Sistema Solar. Sua densidade de matéria diminui na medida em que se afasta do Sol, e é cerca de 10 milhões de vezes menor que a fotosfera. Não se pode enxerga-la em condições normais, isso ocorre porque a  emissão de luz da região é cerca de um milhão de vezes menor que a luz emitida da fotosfera. Uma maneira prática de se verificar a sua existência, é durante as observações solares, quando ocorrem os eclipses totais. Existe outra forma de observa-la, é com um instrumento óptico chamado coronógrafo.
 

É possível separar a coroa solar em três regiões:
 

1 - Coroa interna, cuja espessura é cerca de 1,3 raios solares a partir da cromosfera;
2 - Coroa intermediária, estende-se de 1,3 até 2,5 raios solares;
3 - Coroa externa, vai desde a coroa intermediária 2,5 até 24 raios solares.
 

Durante todo o movimento de translação a Terra está imersa na coroa solar, a radiação provinda do Sol atinge-a continuamente.
 

2.4 Zona de Irradiação
 

          A Zona de Irradiação, é a região do Sol onde a energia se propaga em ondas eletromagnéticas e o lugar onde o meio atenua sua propagação, assim, quanto mais denso for o meio, mais a energia será atenuada.

2.5 Zona de Convecção

          A chamada “Zona de Convecção” é a região do Sol em que a energia se propaga através de movimentos convectivos. Assim, a parte que está interando com a “Zona de Irradiação” se aquece diretamente, neste processo há uma redução de densidade da matéria aquecida, esta tende a subir para a superfície e a matéria que está na superfície tende a descer,  entrando assim em contato com a “Zona de Irradiação”, aquecendo-se e repetindo o ciclo.
 

2.6 Manchas Solares

  

Figura 8 a) - Mancha Solar (parte escura lado esquerdo próximo ao Equador solar) observada durante o trânsito de Mercúrio (Ponto negro quase ao centro, abaixo do equador solar) em 08 de novembro de 2006. Fonte: Mila Zinkova http://home.comcast.net/~milazinkova/Fogshadow.html Figura 8 b) – 400 anos de ciclos de manchas solares registradas. Fonte: Robert A. Rohde - Global Warming Art project

 

Figura 8 c) Mancha Solar  e Comparação ao tamanho da Terra (Fonte: SOHO - NASA - ESA)

          Mancha solar [2] é uma região onde ocorre uma redução de temperatura e pressão das massas gasosas no Sol (Figura 8 c), possuem intensos campos magnéticos, cerca de 1000 vezes mais intensos que a superfície solar normal, 0,1 T contra 10-4 T,  quando de sua ocorrência parcialmente bloqueiam a energia transmitida para cima pelas células de convecção na região sub fotosférica, quanto maior suas quantidades, maiores são as alterações na ionosfera terrestre,  influem 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 colares 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
 
 

          Para 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 uma bobina elétrica. 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)

          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.
Radiação Solar.
          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.
          

          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)

          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 sua atividade magnética tornam o vento solar variável e instável, exercendo influência nos gases ao redor da estrela e planetas próximos a ela. As caudas cometárias, por exemplo, tem sua orientação conduzida pela sua direção que também influi nos campos magnéticos planetários, pois defletem as partículas, impedindo-as de chegar às superfícies dos planetas. A deflexão das partículas do vento solar varia conforme o campo magnético do planeta: quanto maior a intensidade magnética, tanto maior o desvio. 

 

3. A Terra 

 

          Terceiro planeta do Sistema Solar considerando a distância do Sol, e quinto dos planetas segundo seu tamanho, a Terra é o único que se conhece existir vida. Presume-se ter a mesma idade do Sol e Sistema Solar, (4,570 bilhões de anos). Devida rotação não tem uma forma esférica perfeita, a região dos pólos achatada, lhe propicia uma forma elipsoidal. Na sua forma real chamamo-la "Geóide", pelo fato de ser irregular e ondulada.

Figura 12: A Terra, (Fonte: NASA/Google Earth)

 

           Internamente, a Terra, da mesma forma que demais planetas "terrestriais", é dividida através de critérios químicos e físicos. Se pode dizer formada por uma camada externa chamada crosta, praticamente composta de silício, a seguir possui um manto de alta viscosidade, e mais internamente um núcleo sólido envolvido por uma pequena camada líquida que dá origem a um intenso campo magnético devida convecção do material eletricamente condutor. Quando ocorrem erupções vulcânicas, se pode, através da análise do material ejetado, verificar as condições internas do planeta. A superfície tem a idade aproximada de 100 milhões de anos; as partes mais velhas da crosta terrestre têm até 4,4 bilhões de anos [10], [11].

Figura 13: As camadas internas da Terra e da atmosfera da Terra (Fonte:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/07/Earth-crust-cutaway-english.png)

 

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


          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.
         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 terrestres


          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].
          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] .
          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].

 
 
4. Interação Terra - Sol

 
          A observação solar em todos os comprimentos de onda pode ser considerada de fundamental importância para a compreensão do Cosmos. Pode-se afirmar que sua compreensão é o primeiro passo em direção ao conhecimento do Espaço. O Sol é, e sempre será, laboratório para a obtenção “in situ” dos dados e compreensão de mecanismos e processos cósmicos. Além da força gravitacional, emissões nos mais diversos comprimentos de onda de energia eletromagnética, desde radiotivas até emissões de partículas lançadas e trazidas pelo vento solar atingem a Terra e demais corpos do Sistema Solar, ocorrendo assim uma interação. 

          As emissões provindas do Sol podem causar impactos dos mais diversos na Terra, podendo gerar desde tempestades magnéticas até alterações significativas no nível de eletrização da atmosfera e da ionosfera. No caso das tempestades magnéticas,  foram criados índices geomagnéticos [10], [11]. 

 

4.1 Índices Geomagnéticos



          Os índices geomagnéticos são medidas cuja finalidade é fornecer informações sobre o nível de atividade geomagnética. Têm grande importância na pesquisa da interação Terra-Sol na área da física magnetosférica, geomagnetismo, climatologia, telecomunicações, etc. Os mais utilizados são o “índice Kp” e o “índice Ap”; “Dst e “AE”. O Kp estima a entrada global de energia na magnetosfera, é chamado índice planetário, o Dst, e o AE, medem a corrente de anel e o eletrojato auroral, respectivamente.
          A atividade solar, representada pelas explosões, pelos ventos entre outros eventos que ocorrem no Sol, causa diversas alterações na Terra e Sistema Solar. 

          Alguns efeitos dignos de nota são: a variabilidade climática, as tempestades, as variações ionosféricas, geomagnéticas, além da modulação dos raios cósmicos entre outros que também seguem as peridiocidades do nosso Astro Rei. A chamada conexão Terra-Soll é estreita e complexa, sua causa e efeitos são estudados e mapeados para posterior entendimento dos processos que ocorrem no ambiente espacial que interconecta o nosso Planeta à sua Estrela.
          Entre os processos utilizados na compilação de dados, estão técnicas de sensoriamento das mais diversas. Através destas, podemos obter informações dos objetos que compõem a superfície solar e ambiente espacial (Manchas, chamas, a ejeção de massa coronal, etc). Desta forma, temos o chamado ''fluxo solar'', que é mapeado através da recepção direta dos ''sinais'' emitidos pelo Sol em 2,8 Ghz, e compilado de forma a fornecer um dos diversos índices solares. Estes, fornecem dados, que interpretados adequadamente, nos dão com relativa precisão as condições planetárias de uma forma geral, desde a propagação eletromagnética até a quantificação da eletricidade atmosférica e condições ionosféricas.
          A propagação das ondas eletromagnéticas na Terra, está intimamente ligada às condições solares, ou seja, à atividade do Sol de uma forma geral, em especial ao número de manchas solares, cujas áreas ao seu redor emitem grandes quantidades de radiações ionizantes. Entre estas estão a radiação ultravioleta em todas gamas de freqüência, também os raios X, em especial as radiações Lyman-alfa, e outras dos mais diversos comprimentos de onda, além de íons e partículas ejetadas e aceleradas em altíssimas velocidades trazidas pelo vento solar. Desta forma, se torna necessário compreender os processos físicos básicos envolvidos na determinação do clima espacial, de maneira que se permita criar modelos e fazer previsões do ambiente Terra-Sol, e, por conseqüência, a determinação não somente das condições de propagação de ondas eletromagnéticas, mas de todo um sistema interativo [10], [11]. 

          A quantidade de manchas solares pode ser considerada determinante das condições ionosféricas e eletromagnéticas a nível mundial. É sabido que em épocas de maior atividade solar, a radiação e partículas diversas são lançadas ao espaço e chegam na ionosfera terrestre interagindo e influindo em todo o sistema atmosférico e iônico. As ondas de rádio ao se propagar através da atmosfera terrestre, acabam refletindo e/ou refratando nas partículas ionizadas que formam verdadeiras nuvens, melhorando, ou piorando assim a propagação de rádiofreqüência. O número de manchas é calculado por amostragem observada na superfície solar visível, levando-se em consideração também a sua área. Para termos uma leitura precisa em tempo real das condições solares, atualmente existem gráficos publicados na Internet, nos mais diversos sites que oferecem estes serviços, em especial pode-se consultar o endereço: http://www.sec.noaa.gov/today.html



Figura 14: Índices Solares (Fonte: NOAA)


          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)


          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

 
 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)


         A Troposfera é a camada que se estende da superfície do planeta até a base da estratosfera (0 - 7/17 km). Esta camada responde por oitenta por cento do peso. A sua espessura média é de aproximadamente 12km, atingindo até 17km nos trópicos e reduzindo-se para em torno de sete quilômetros nos pólos. Acima da troposfera temos a tropopausa, situada a uma altura média em torno de 17km no equador. A distância da Tropopausa em relação ao solo varia conforme as condições climáticas da troposfera, da temperatura do ar, a latitude entre outros fatores. Se existe na troposfera uma agitação climática com muitas correntes de convecção, a tropopausa tende a subir. Isto se deve por causa do aumento do volume do ar na troposfera, este aumentando, aquela aumentará, por conseqüência, empurrará a tropopausa para cima. A estratosfera cuja temperatura aumenta com a altitude se caracteriza pelos movimentos de ar em sentido horizontal está acima da Tropopausa, fica situada entre 7 e 17 até 50 km de altitude aproximadamente, sendo a segunda camada da atmosfera, a temperatura aumenta à medida que aumenta a altura. Apresenta pequena concentração de vapor d’água e temperatura constante até a região limítrofe, denominada estratopausa. É nesta camada que existe a camada de ozônio e onde começa a difusão da luz solar (que origina o azul do céu). É próximo a estratopausa que a maior parte do ozônio da atmosfera situa-se. Isto é em torno de 22 quilômetros acima da superfície, na parte superior da estratosfera. Na mesosfera a temperatura diminui com a altitude, esta é a camada atmosférica onde há uma substancial queda de temperatura chegando até a -90º C em seu topo, está situada entre a estratopausa em sua parte inferior e mesopausa em sua parte superior, entre 50 a 85 km de altitude. É na mesosfera que ocorre o fenômeno da aeroluminescência das emissões da hidroxila e é nela que se dá a combustão dos meteoróides. A mesopausa é a região da atmosfera que determina o limite entre uma atmosfera com massa molecular constante de outra onde predomina a difusão molecular. Na termosfera (80/85 - 640+ km) a temperatura aumenta com a altitude e está localizada acima da mesopausa, sua temperatura aumenta com a altitude rápida e monotonicamente até onde a densidade das moléculas é tão pequena e se movem em trajetórias aleatórias tal, que raramente se chocam .


5.1 Ionosfera 
 
          A ionosfera se localiza entre sessenta e aproximadamente quatrocentos quilômetros de altitude, é composta de íons, plasma ionosférico, e, devida sua composição, reflete ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz. Seu maior agente de ionização é o Sol, cuja radiação nas bandas de raios-X, e ultravioleta, insere grandes quantidades de elétrons livres em seu meio. 
         Os meteoritos e raios cósmicos também são responsáveis pela presença secundária de íons na região, e a densidade de elétrons livres é variável de acordo com a hora do dia, estação do ano, e variações da composição química da alta atmosfera. 
          A cada 11 anos, obedecendo ao ciclo das manchas solares, a densidade de elétrons e a composição da ionosfera sofrem mudanças radicais, podendo inclusive bloquear totalmente as comunicações [1] , [2].

 

Figura 17: Ionosfera e atmosfera e a ionosfera. À direita um ionograma (Crédito Angeloleithold: http://br.geocities.com/atmosfera_ionosfera/IonogramLayerIonosphere_py5aal_angeloleithold.jpg).


          A partir dos cem quilômetros de altitude os gases estratificam-se. Por exemplo os gases, O2, O, N2, N, absorvem radiações quantitativamente, uma vez que o nível de absorção varia conforme a densidade destes, a densidade de ionização varia proporcionalmente com a altura formando assim 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].
         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.
          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].


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