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5.2 Camadas Ionosféricas 

          As radiações solares, ultravioleta (UV) e os Raios-X, são responsáveis pela ionização em todas as camadas ionosféricas [1] , [2]. A atividade solar ditada pelo Ciclo Solar, logo associada ao ciclo das manchas solares, demonstra que quanto mais manchas, maior atividade, ou maiores são as radiações emanadas. Na Terra, regiões geográficas diferentes, (polares, zonas de auroras, médias-latitudes, e regiões equatoriais), têm variações eletro-iônicas diferentes. 

          Há mecanismos que perturbam a ionosfera e diminuem a sua ionização de formas diversas. Há perturbações, como chamas solares, que liberam partículas carregadas pelo vento solar. Estas chegam à Terra e interagem com seu campo geomagnético. Existe também em todas as camadas, segundo a natureza de cada uma, o efeito sazonal da ionização [1], [2], por exemplo: o hemisfério de inverno local, é inclinado de modo a ficar mais distante do Sol, do que o hemisfério de verão. Assim, na ionosfera local, a quantidade eletro-iônica é menor no inverno que no verão.  A radiação eletromagnética propagada num meio plasmático ionosférico de densidade eletro-iônica distribuída em camadas, tem, de forma simplista, analogia à propagação de raios luminosos dentro de líquidos com diferentes densidades num mesmo recipiente (Àgua e óleo, por exemplo).

          A Ionosfera está sujeita a variações geográficas, temporais e à dinâmica terrestre e celeste. Exerce um efeito sobre as características de propagação das ondas eletromagnéticas abaixo de si e no próprio meio, está sujeita às variações ocasionadas pelas anomalias geomagnéticas, à exemplo das anomalias Equatorial e do Atlântico Sul [1]. A propagação de RF é sobretudo influenciada pela densidade eletrônica, e/ou iônica, que à noite em geral, é mais baixa do que durante o dia. A densidade de elétrons livres é proporcionalmente direta à densidade iônica, portanto, quanto mais elétrons livres, mais íons. Pode ser observada a distribuição de densidades eletrônicas diferentes em alturas diferentes. Na medida em que as horas do dia e da noite avançam, ocorrem variações eletro-iônicas quantitativas e qualitativas, havendo inclusive uma separação em regiões conforme o nível energético. 

         Conforme descrito anteriormente, a composição iônica é determinada pelas influências das radiações e partículas solares e cósmicas energéticas incidentes. Levando-se em conta a distribuição e densidade iônica, a atmosfera é dividida por camadas (ou regiões) desde a mesosfera até termosfera, ou seja, até aproximadamente 550 km de altitude, suas separações são determinadas segundo a natureza físico química e densidade iônica, Appleton denominou as regiões de diferentes quantidades eletro-iônicas de camadas (Layer's):

Camada D: A mais próxima ao solo, fica entre os 50 e 80 km;

Camada E, acima da camada D, embaixo da camada F, altitude média é entre  80 e 100-140km. Semelhante à camada D;

Camada E Esporádica, fica mais ativa quanto mais perpendiculares são os raios solares que incidem sobre si;

Camada F, está acima da camada E, se subdivide em até 3 sub-camadas, F1, F2 e F3.

5.2.1 Camada D

Na camada D, os átomos geram no processo de ionização, fótons nos mais diversos comprimentos de onda, é a mais próxima da superfície da Terra, fica entre 50 km e 80~90 km de altitude. A atenuação das ondas de rádio é causada pela alta densidade de elétrons-livres gerada pela radiação solar, que é pronunciada durante o dia. À noite, a ionização cessa, e conseqüentemente a atenuação.


5.2.1.1 A ionização


         A ionização é devida à radiação do Hidrogênio a-Lyman (Lyman series-alpha hydrogen radiation), num comprimento de onda de 121.5 nanômetros (nm) que ioniza o óxido nítrico. A radiação absorvida é capaz de desalojar um elétron de um átomo de gás neutro ou molécula durante uma colisão. 

         Na ionosfera, existem ânions, cátions e elétrons livres, a ionização depende principalmente do Sol, que no ciclo ativo, com mais de 50 manchas solares, os Raios-X ''duros'', (comprimento de onda < 1 nm), ionizam a alta atmosfera, (N2, O2). 

         O processo de ionização inicia ao nascer do Sol, durante o dia, aumenta a quantidade de íons. Também ocorre a união entre os elétrons livres e as moléculas neutras, formando assim íons negativos. Nota-se na parte inferior da camada D, abaixo dos 70 Km, a ionização é produzida principalmente pelos raios cósmicos energéticos que ocorrem durante todo o dia. 

         Ao anoitecer o processo se inverte, ocorrendo assim uma oscilação ionização/recombinação dia/noite respectivamente, ou seja, durante o dia existe uma maior ionização, e durante a noite maior recombinação.

5.2.1.2 A recombinação

         Uma vez que a densidade dos gases aumenta nas menores altitudes, o processo de recombinação das moléculas na camada D ocorre mais facilmente, pois, os átomos estão mais próximos do que nas altas altitudes devida maior pressão atmosférica, assim, as ligações iônicas são desta forma mais comuns. O ponto de equilíbrio entre os dois processos, determina o grau de ionização do meio em determinado momento. 

        Se um elétron livre se desloca aleatoriamente próximo a um íon positivo, ou cátion, que também está se deslocando, existe grande possibilidade de ambos se atrair, portanto, se recombinar. Ao diminuir a energia provinda do Sol ao anoitecer, os elétrons são ''atraídos'' pelos íons positivos, formando moléculas neutras. Uma vez que não existe o ''agente energizador'' (O Sol), devida densidade atmosférica mais alta na altitude da camada D, a recombinação é mais alta que nas outras regiões, ou camadas, assim, o efeito de ionização é muito baixo, e como resultado, as ondas de rádio de altas-freqüências (HF) não são refratadas da mesma forma que em altitudes maiores. 

        Os elétrons livres gerados pelos raios cósmicos tendem a se colidir e se unir a moléculas para formar íons negativos à noite, sendo desprendidos pela radiação solar durante o dia novamente. 

        A freqüência de colisão entre elétrons e outras partículas na região D durante o dia, é aproximadamente 10 milhões de colisões por segundo. Esta camada é a principal responsável pela absorção em Alta Freqüência (Chamada HF, High Frequency), particularmente abaixo de 10 MHz, com um aumento menor da absorção quanto maior a freqüência. 

         A absorção à noite na camada D é pequena e maior quando o Sol está a pino. A regiuão tem sua quantidade de íons bastante reduzida após o pôr-do-sol, mas ficam resquícios devidos raios cósmicos provindos do espaço exterior. Um exemplo comum do que ocorre na camada D, é o desaparecimento dos sinais de radiofreqüência a partir de uma certa distância em Ondas Médias (Também chamadas MF).

5.2.1.3 Densidade eletro-iônica

         Os elétrons também podem sair de um determinado volume por difusão ou se deslocar para longe sob as influências dos gradientes de temperatura, de pressão, das forças gravitacionais ou dos campos elétricos e magnéticos estabelecidos por ionizações próximas e seus movimentos. 

         De todas camadas iônicas, a camada D é a menos estudada, demonstra grande variabilidade e sua estrutura é fina [2], [3]. As prováveis reações químicas responsáveis por sua formação envolvem principalmente o óxido nítrico e outros constituintes da atmosfera, pouco se conhece ainda qual a influência do campo geomagnético na região [3]. 

        A densidade eletro-iônica na parte superior da camada D, é aparentemente encadeada com a camada E, pois existem variações sistemáticas latitudinais, temporais e de ciclos solares em absorção[4]. São constatadas variações de absorção irregulares de forma aparentemente aleatória (Acredita-se que aí podem haver influências do geomagnetismo ou dos clarões solares, ou ambos [3]). Nas latitudes médias são notadas altas absorções anomalamente em certos dias durante o inverno. Provavelmente estas anomalias estão relacionadas ao aquecimento da estratosfera e provavelmente está associada às modificações na composição química devida relativa baixa altitude da camada D [1].

5.2.1.4 Absorção

         Sabe-se que a camada D é a principal responsável pela absorção da RF devidas colisões de elétrons na altitude onde esta ocorre. A ionização na camada D inferior e também a da sua parte superior, é muito maior durante o dia do que à noite. No entanto, a densidade eletrônica na camada D inferior, estando relacionada à incidência de raios cósmicos, é reduzida com o aumento no número de manchas solares. Existe uma ionização adicional da camada D, presume-se, que é produzida nas altas latitudes pelas partículas que chegam dirigidas ao longo das linhas de força do campo geomagnético [3]. Os elétrons energéticos e partículas presas [3] produzem os eventos de absorção auroral característica sobre uma faixa estreita em latitudes de cerca de 10°, estes associados às regiões aurorais visuais.

5.2.2 Camada E

         A camada ionosférica E é chamada também de "camada ou região Kennelly-Heaviside", é uma região de gás ionizado que ocorre aproximadamente nas altitudes entre 80 e 100-140 km (Alguns autores utilizam 90-120 km) [1]. 

        Reflete ondas de rádio abaixo de 10 MHz, e afeta a propagação eletromagnética a partir do amanhecer. No decorrer do dia, o vento solar comprime-a para baixo, limitando assim a distância das ondas refletidas. Sua existência foi predita em 1902 por Arthur Edwin Kennelly e pelo físico britânico Oliver Heaviside separadamente. 

        Em 1924, Edward V. Appleton. confirmou a sua existência. Em 1899, Nikola Tesla, emitiu ondas eletromagnéticas em freqüências muito baixas (ELF Extremely Low Frequencies) para a Ionosfera  nas suas experiências de Colorado Springs. Tesla através de cálculos matemáticos, se baseando nas suas experiências, descobriu a freqüência ressonância da camada E num valor de 15% do valor experimental aceito atualmente. Nos anos cinqüenta, foi confirmada que a freqüência ressonância da camada E é 6.8 Hz [2].

        A camada de E fica entre a camada D e a Camada F. Basicamente sua ionização ocorre por radiação solar devido aos raios-X suaves (1-10 nm) e ultravioleta distante (UV) do oxigênio molecular (O2) [1]. Esta camada pode refletir radiofreqüência abaixo de 10 MHz. Tem um efeito negativo em freqüências acima de 10 MHz devida absorção parcial naquele comprimento de onda. 

         A estrutura vertical da camada de E é principalmente determinada pelos efeitos de ionização e recombinação que competem entre si. À noite começa a desaparecer porque a fonte primária de sua ionização já não está presente (O Sol). Isto resulta num aumento da altura porque a recombinação é mais rápida nas camadas mais baixas. 

        Sua concentração eletrônica gira em torno de 100.000 el/cm3. A densidade iônica aumenta ao nascer do Sol, subindo gradativamente, atingindo o pico em torno do Sol a pino (Meio dia), tendo após um comportamento linear no decorrer do dia e desaparecendo ao anoitecer. Nas altitudes compreendidas entre 90 a 120 Km ocorrem variações na densidade eletrônica, quando isso ocorre, gera uma sub-camada (E esporádica) cuja espessura é de poucos quilômetros.

5.2.3 Camada E Esporádica

 

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

5.2.4 Camada F

         A região F da ionosfera, também chamada de "camada Appleton",  contém uma concentração de plasma ionosférico, ou gases ionizados numa altitude em torno de 150-800 km, isto é, na região da termosfera. Possui maior concentração de elétrons livres e íons que as outras regiões, também se subdivide em duas camadas F1 e F2. Está localizada logo acima da região E (chamada região Kennelly - Heaviside) e abaixo da protonosfera. Reflete eficientemente os sinais de rádio, uma vez que não é afetada por condições atmosféricas. A sua composição iônica varia com o ciclo solar.

5.2.4.1 Sub-Camada F1, ou camada F1.

         A camada F1 se forma em torno de 150 a 220 km de altitude, só ocorre durante o dia. É composta por íons  O2+ e +NO, e íons O+. Acima da camada F1 o oxigênio atômico se torna dominante. Tem cerca de 500.000 e/cm3 (elétrons livres por centímetro cúbico) quando há pouca atividade solar, e aumenta para cerca de 2.000.000 e/cm3 durante a máxima atividade. À noite a densidade cai para aproximadamente 100.000 e/cm3, quando a F1 e F2 se fundem.

5.2.4.2 Camada F2

A camada F2 ocorre entre 220 a 800 km de altitude. É a principal refletora de ondas eletromagnéticas até cerca de 30 MHz. O Alcance de cada "salto" pode chegar até 4.000 km. Tem cerca de 1.000.000 e/cm3. No entanto, as variações são geralmente grandes e irregulares, e particularmente acentuada durante tempestades magnéticas.

 

5.3 Estudo da Ionosfera no Brasil. 

 

          No Brasil, a pesquisa da ionosfera é principalmente executada pela Divisão de Aeronomia do INPE. Iniciou em 1963, através da recepção de sinais de satélites. Em 1973 iniciou-se em Cachoeira Paulista,SP, a pesquisa através de ionosondas. Em 1975 foi a vez de Fortaleza, CE.Em 1984 o Ministério da Aeronáutica autorizou o CTA a efetuar experiências e sondagens com foguetes e equipamentos desenvolvidos pelo.INPE. A Universidade Estadual do Maranhão juntamente com o INPE recentemente, construíram um observatório espacial em São Luis, MA. Onde está instalada uma digissonda, e está sendo terminado um radar de espalhamento coerente (ESCO) cuja prioridade é estudar o comportamento da ionosfera e seus fenômenos sobre o Brasil, dentre eles é executado o estudo do comportamento dos processos dinâmicos, eletrodinâmicos e químicos do plasma ionosférico. Os dados de sensoriamento remoto da ionosfera são obtidos utilizando foguetes, satélites, sistemas de modelagem e simulação dos processos ionosféricos e termosféricos.
 

5.4 Campo magnético terrestre

 

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

Figura 18: Magnetosfera da Terra (Fonte: NASA) 

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

 

6. Anomalia Magnética do Atlântico Sul

 

          Sobre uma determinada região no Atlântico Sul, mais precisamente no sul do Brasil, o efeito de proteção da magnetosfera perde parte de sua eficiência pelo fato de haver uma espécie de “mergulho” nos cinturões. A este efeito anômalo se dá o nome de Anomalia Magnética do Atlântico Sul. Alguns cientistas explicam que o mergulho dos campos ocorre em conseqüência do deslocamento excêntrico do centro do campo magnético da Terra em relação ao seu centro geográfico. A altitude do cinturão mais próximo é entre 200 a 800 Km da superfície na região. Para as órbitas de naves espaciais inclinadas entre 35 e 60 graus, em relação ao equador, e alturas entre 180 até aproximadamente 200 Km [3].

 

Figura 19: Mapa magnético da Terra. A AMAS (El Pato, em azul) Anomalia Magnética do Atlântico Sul. O triângulo vermelho mostra a localização de seu centro no ano 2000.(Cortesia NASA)
         

6.1 Fluxo Reverso

         

           Quando artefatos passam periodicamente na zona onde a blindagem natural propiciada pelo campo magnético da Terra é reduzida, durante o tempo de trânsito, há a um fluxo elevado de partículas de alta energia atingindo-os. Isso requer uma proteção maior dos equipamentos e das baterias fotovoltaicas que são degradadas mais rapidamente pelos fluxos mais elevados de partículas. O projeto original da Estação Espacial Internacional, por exemplo, que voa numa inclinação de 51.6 graus, não previa proteções para a passagem na AMAS, foi necessária assim a execução de medidas a fim de resolver os problemas ocasionados pela alta radiação da região [1].

         O fluxo reverso acontece quando o campo magnético se comporta fora dos padrões [4], este foi detectado em diversos pontos na região de encontro do manto e do núcleo terrestre, e se reflete na área da Anomalia Magnética do Atlântico Sul [3], [4], os pesquisadores Chapman e Bartels, em 1940, observaram os baixos índices de campo magnético na região. Naquela década, o mapa do campo magnético da Terra começou a ser montado. A figura 19 mostra com detalhes as variações em todo o planeta. Note-se que o cantro da AMAS no ano de 2000 estava sobre o Brasil. Também, de acordo com as medições, se pode observar que a intensidade magnética é em torno da metade do que se esperaria (Comparando com o Hemisfério Norte). Na região da AMAS, o campo magnético tem baixa intensidade, partículas energéticas penetrarão na atmosfera da Terra com mais facilidade (Figura 20), pois existe um verdadeiro "buraco" no escudo protetor do planeta em função da baixa altitude do cinturão interno. Assim, o fluxo de partículas normal provindo do Sol e do Universo [4] atinge por exemplo, os astronautas, que ficam mais expostos à radiação. Também há maior chance de ocorrer interferências eletromagnéticas e problemas na transmissão de energia elétrica devidas altas taxas de ionização na alta atmosfera, que geram correntes parasitas em elementos condutores paralelos às correntes geradas em altas altitudes. Quando ocorrem as explosões solares, é ejetada massa coronal, esta composta dos mais diversos tipos de partículas (prótons, elétrons, etc. [4]), devida baixa intensidade do campo magnético, as partículas atingem com facilidade a alta atmosfera, causando assim um aumento na ionização da região. Os cinturões de Van Allen se comportam como armadilhas que capturam partículas do vento solar [3], na região da AMAS, o efeito de proteção é menor porque a captura e o desvio dos raios cósmicos não é tão eficiente. Os cinturões são alinhados com a linha central magnética da Terra, que é inclinada por 11,5 graus da linha central de rotação, e não estão posicionados simetricamente com respeito à superfície do Planeta [3]. Sua superfície interna está em torno de 1200 - 1300 quilômetros do solo na maior parte do Planeta. Estão entre 200 a 800 quilômetros sobre a região Sul do Brasil. Sobre a América do Sul, a menor altitude chega entre 200 a 300 quilômetros (Figura 20), ficando desta maneira a superfície do planeta na região exposta à grandes taxas de radiação, pois é  bombardeada por prótons de alta energia. Satélites de baixa órbita, quando passam pela região, chegam a receber energias de 10 MeV numa taxa de 3.000 impactos por centímetro quadrado por segundo. Isto pode produzir “pulsos aleatórios”, causar problemas de operação dos sistemas eletrônicos embarcados, e envelhecimento prematuro dos computadores [5]. Sensores, detectores e outros componentes da nave espacial sofrem com os impactos ocasionados pelos prótons. O telescópio espacial Hubble passa cerca de 10 órbitas sucessivas a cada dia na AMAS, e gasta quase 15 por cento de seu tempo nesta região hostil.  Os astronautas também são afetados, pois ocorre um fenômeno chamado “das estrelas que piscam” vistas no seu campo visual. 

Figura 20: O cinturão de Van Allen mais interno e sua proximidade com a superfícia da Terra (Fonte: ESA)

         A Anomalia do Atlântico Sul é de especial interesse da astrofísica de alta energia. Pois é uma região cuja radiação é muito densa pelo fato de haver um “fluxo elevado de partículas”  é um laboratório "in situ" da radiação espacial. A NASA afirma que seu epicentro é sobre o Oceano Atlântico Sul, fora da costa brasileira, mas é sabido que os efeitos ocasionados pela alta energia podem estar concentrados em alguns momentos principalmente na região sul do Brasil. O fato do fluxo de partículas ser tão elevado obriga que freqüentemente os detectores dos satélites devam ser fechados ou pelo menos colocados numa modalidade de trabalho “segura” para protegê-los das  fortes radiações [3], [6].   

6.2 Missão Terra

Figura 21: Missão Terra (Fonte NASA)
 

          A equipe de operações de vôo do satélite Terra foi surpreendida quando uma antena de elevado ganho entrou em modo de segurança inexplicavelmente. O sistema é usado para comunicações rotineiras com os satélites chamadas TDRSS, incluindo os sistemas de downlink de dados científicos do artefato. Após a pane foi executada uma série de testes de diagnóstico para encontrar o que estava causando o erro operacional. Os satélites de observação são dotados de sistemas eletrônicos nas antenas de alto ganho que monitoram constantemente as correntes elétricas que estão sendo consumidas pelos conjuntos da movimentação dos motores. Estes controlam o sentido de rotação e apontam a antena para o melhor ganho de sinal. Se a corrente elétrica exceder ou cair de um determinado limite, o sistema é programado para diagnosticar o problema e decidir, se for o caso, se estaciona o movimento ou ação até que a equipe de operações de vôo decida o que fazer. Os dados de telemetria da nave espacial, indicaram uma corrente anômala passando através do conjunto de movimentação do motor. No início, somente uma linha central no sistema de guia da antena foi afetada e a outra linha central manteve-se normal. Em seguida, ocorreu uma detecção de falha adicional que fechou linha central. O problema não era devida falha da antena. Assim iniciou uma averiguação buscando todas as razões possíveis de defeito. Foi observado que um acoplador óptico do sistema eletrônico de alto ganho era susceptível a transientes ocasionados por pulsos eletromagnéticos gerados por radiação [8], [9]. 

 Figura 22: Locais onde ocorreram maiores quantidades de defeitos em artefatos espaciais de diversas nacionalidades (Cortesia NASA - Missão Terra)

 

         O satélite esteve exposto a uma dose elevada de radiação de prótons do campo magnético da Terra na região da AMAS. Os dispositivos eletrônicos estão a ser construídos cada vez menores, portanto, são mais suscetíveis à interferência ou danos por radiação. A antena de alto ganho do satélite Terra, possui um prato parabólico responsável pela comunicação de dados científicos de cinco instrumentos para Terra (Planeta) através de um satélite de comunicações auxiliar. Sem este sistema, os dados da Terra (Nave) retardam  a transmissão de imagem e vídeo [8], [9]. 

          Há três regiões sobre o Planeta onde os cientistas observam tipicamente níveis elevados radiação, sobre os dois pólos, norte e sul, e sobre o Brasil. Em especial, nesta região, os pesquisadores de ciências espaciais observam níveis muito elevados da radiação de prótons. A equipe de operações de vôo do Terra apelidou a região “o pato” porque quando se observa o contorno do mapa, na parte central da Anomalia do Atlântico Sul,  os níveis de radiação são mais elevados, se assemelha ao perfil de um pato. A exposição à radiação na região da Anomalia “enganou” o sistema eletrônico da antena de alto ganho, o sistema interpretou uma condição de falha existente no conjunto de movimentação do motor que na realidade não existiu. O computador de bordo respondeu desligando-se a fim impedir que danos possíveis ocorressem. 

          Imagens do Espectro Radiômetro Multiangular, ou MISR, instrumento de bordo do Terra, confirmaram que a nave espacial estava exposta à níveis elevados da radiação sobre a AMAS. Embora as portas de abertura estivessem fechadas e blindadas, o MISR estava ativo para operação de leitura. Cada vez que o Terra voou através da AMAS, o MISR mediu números muito elevados de prótons que golpeavam seus detectores altamente sensíveis. Assim, foi iniciada uma contagem das “batidas” foi montada a primeira imagem do MISR antes mesmo de se abrirem as blindagens de proteção [8], [9]. 

          As câmeras CCD do MISR, foram projetadas para detectar a luz visível, a sua sensibilidade para prótons energéticos na atmosfera superior da terra foi um "efeito colateral" inesperado, pois mesmo com a blindagem fechada, os níveis de fundo de prótons altamente energéticos foram detectados, isto é, a tampa de proteção estava transparente para o CCD. Assim foi processado um mapa a partir dos dados “escuros” do MISR de em 3 a 16 de fevereiro de 2000. Cada elemento no mapa mostrou um ou mais tens de impactos de prótons. Na mesma região mapeada pela equipe do Terra, houve danos em outros satélites que tinham inexplicavelmente danificados seus computadores de bordo ao passar pela AMAS. 

          Em dias de tempestades magnéticas foi diagnosticado que a causa dos defeitos das espaçonaves estavam na região da AMAS. No caso do Terra, os engenheiros modificaram o programa do computador para reiniciar o recolhimento da antena subseqüente a um evento de radiação [8], [9].  

        

6.3 Plasma Ionosférico na região da AMAS

          Num meio com ''n'' colisões por segundo de partículas, íons, átomos, moléculas, elétrons, dentre outras, os movimentos do plasma têm características ora fluidas, ora sólidas (Para a radiofreqüência), ora gasosas, e, ao mesmo tempo ressonam nos mais diferentes comprimentos de onda [3], [4]. Os elétrons, por exemplo, podem ''absorver'' a energia em determinada freqüência, e ''devolvê-la" sem que tenha ocorrida recombinação detectável. Analogamente se pode afirmar que houve, a grosso modo, uma  ''retransmissão''. Havendo uma pequena ''perda'' em recombinação, o comprimento de onda do sinal retransmitido ficará mais longo, pois haverá um comportamento similar a uma refração ou uma alteração somente com redução de freqüência, a exemplo da luz verde em objeto vermelho [6]. A ressonância pode ser considerada, nestes casos, também responsável pela "impressão" de reflexão, refração e absorção de determinados comprimentos de onda. 

         Dependendo da ''quantidade'' de energia ''absorvida'' pelo elétron, esta pode ser ''aproveitada'', a recombinação iônica atua assim ''estabilizando'' a região, ou, dependendo da quantidade de energia provinda do Sol e do comprimento de onda adicional, ocorrerá a reionização.  

         A ionosfera, dependente da insolação nas bandas de Raio-X e luz ultra-violeta, separa-se em camadas e ressona em diversos comprimentos de ondas, refrata ou absorve a radiofreqüência propagada no meio. Em especial, na região da AMAS, a energia do vento solar é menos atenuada pelos cinturões de Van Allen [3]. 

         Em geral, no plasma ionosférico encontramos maior condutividade iônica e permissividade eletromagnética, isto é, em alguns momentos parece se comportar como um condutor elétrico ou placa metálica que "reflete" determinados comprimentos de onda, em outros pode se comportar como uma espécie de placa metálica que, em determinadas freqüências pode inclusive refletir (Na verdade é uma refração) o sinal de RF. 

        Também pode refratar outros comprimentos de onda ao mesmo tempo, e praticamente sem perdas, ou em outros momentos, absorver a RF inutilizando totalmente a propagação. Um efeito que pode ser descrito como uma espécie de ''blindagem'', ou ''filtro natural'' para determinadas freqüências, este é estritamente dependente das condições ''magnéticas'' da região [4], [5]. 

 Figura 23: Transmissão de sinais via ionosfera onde somente uma estação capta a outra ( http://br.geocities.com/atmosfera_ionosfera/Monotransmissao_Angelo_Leithold_1975.jpg)

         

          Na figura 23 , se observa um fato bastante comum que ocorre entre duas estações transceptoras, onde a primeira ouve a segunda, mas a segunda não ouve a primeira , em geral este fenômeno ocorre pela ductificação do sinal. No caso da região da AMAS, ainda não se tem estudos conclusivos sobre os efeitos da diminução do campo magnético e sua influência na ionização das camadas ionosféricas [3]. Conforme descrito anteriormentre, durante o dia, pela ação do Sol, acontece o aparecimento de camadas segundo a densidade de íons. A região ''D'', por exemplo, mais próxima do solo, é a menos energética, e é a que ressona nos maiores comprimentos de ondas (Freqüências menores). É sabido que não reflete radiofreqüência de HF na banda alta, é a principal responsável pela maior quantidade de absorção de energia eletromagnética, justamente devida absorção nos comprimentos de onda longos. 

6.3.1 A Camada D e a magnetosfera na região da AMAS 

     O aparecimento da camada D é ao amanhecer, indo acumulando energia por absorção até o pôr do Sol. Na medida em que o horário avança, aumenta significativamente o número de íons, permanecendo até após o anoitecer [3]. A quantidade de íons atinge o pico no final da tarde, a região D é a camada que menos refrata e praticamente não reflete os sinais de rádio que passam por si. As freqüências mais afetadas pela absorção camada estão situadas abaixo dos 10 Mhz, portanto, quando está muito ionizada pode causar o fechamento de propagação naqueles comprimentos de onda durante o dia. Acima da camada D, está a camada E e a camada E esporádica, que estão localizadas embaixo das camadas F1 e F2 (durante o dia), sua altitude média é entre os 80 e os 100~140 km [1], [2], [3]. 

          A camada D é rica em ruídos de baixas freqüências, estes se propagam por milhares de quilômetros, podem ser utilizados para se verificar a influência da ionização do Sol. A Magnetosfera é a região definida pela interação do plasma magnetizado do Sol com a região magnetizada da Terra em que os processos eletrodinâmicos são basicamente comandados pelo campo magnético intrínseco do planeta e sua interação com a estrela, conforme descrito anteriormente. Sua morfologia, numa visão simples, é semelhante à uma bolha comprimida na parte frontal ao fluxo estelar incidente no astro e distendida no sentido do afastamento desse fluxo [1], [2], [3]. A magnetosfera terrestre apresenta a parte frontal a aproximadamente 10 raios terrestres, uma espessura de 30-50 raios terrestres e uma cauda que se alonga a mais de 100 raios terrestres [4]. Mesmo um astro sem campo magnético pode apresentar uma magnetosfera induzida, que é consequência das correntes elétricas sustentadas pela ionosfera existente [3] [5]. 

         A Terra aparentemente se comporta como um dipolo perfeito - transmissão ideal de forças entre os dois pólos-  porém , já se sabe que, devida inclinação de 11,5 graus [3] em relação ao eixo de rotação, os pólos são assimétricos. Para medir a intensidade do campo magnético vertical, na profundidade de 2.900 quilômetros, na interface manto-núcleo, foi desenvolvida uma técnica de cálculo convencionalmente usada na superfície [4]. Além dos pontos de fluxo reverso é possível perceber o movimento de duas colunas de convecção (representativas, que fazem parte dos modelos teóricos de geração do campo), que rotacionam em torno do eixo de rotação terrestre, influenciando na geração do campo que se observa na superfície, isso é facilmente perceptível em paleomagnetismo. [3], [4], [5]

6.4 Comportamento do plasma ionosférico.

          As radiações eletromagnéticas propagadas no meio plasmático ionosférico, se comportam analogamente às ondas sônicas dentro de fluídos de diferentes densidades, ou mesmo de forma similar à propagação de raios luminosos dentro de um líquido. Num aquário, por exemplo, para quem olha de baixo para cima, muitas vezes vê a própria imagem refletida sem enxergar o lado de fora dependendo do ângulo de observação. As ondas eletromagnéticas, se comportam portanto, ora refletindo, ora refratando, ora sem receber resistência alguma no meio onde se propagam. Logo, a energia propagada deverá variar conforme a variação das condições físicas [3], [4].  Devido comportamento da ionosfera, ora semelhante a um meio tênue, ora denso, ora dutificando os sinais de RF, é possível se obter muitas informações da alta atmosfera, principalmente na região da AMAS.

         Na ionosfera, a propagação de RF, é sobretudo influenciada pela densidade eletrônica, e/ou iônica, que à noite em geral, é mais baixa do que durante o dia. Fato interessante a se observar, é a densidade de elétrons livres que é proporcionalmente direta à densidade iônica, portanto, quanto mais elétrons livres, mais íons. Podemos observar facilmente, a distribuição de densidades eletrônicas diferentes em alturas diferentes. Na medida em que as horas do dia e da noite avançam, ocorrem variações eletro-iônicas quantitativas e qualitativas, havendo inclusive uma separação em regiões conforme o nível energético. Appleton denominou as regiões iônicas com diferentes quantidades de elétrons livres e íons por camadas (Layer's), D , E, E Esporádica, F1, F2. A radiação eletromagnética propagada num meio plasmático ionosférico tem um comportamento análogo à propagação de raios luminosos dentro de líquidos com diferentes densidades num mesmo recipiente (Àgua e óleo, por exemplo). As radiações solares, ultravioleta (UV) e os Raios-X em comprimentos de onda mais curtos, são responsáveis pela ionização em todas as camadas ionosféricas. Também a atividade solar (Ciclo Solar) é associada ao ciclo das manchas solares, ao ciclo de 27 dias entre outros. Também é sabido que quanto mais manchas, maior atividade, ou maiores são as radiações emanadas [3], [4], [10]. Outro ponto importante, são as regiões geográficas (polares, zonas de auroras, médias-latitudes, e regiões equatoriais) que têm variações eletro-iônicas diferentes conforme o local [1], [4]. Há mecanismos que perturbam a ionosfera e diminuem a ionização, no caso da região da AMAS, há perturbações, como chamas solares, que liberam partículas carregadas pelo vento solar. Estas chegam à Terra e interagem com seu campo geomagnético, muitas são presas a este [3]. Existe também em todas as camadas, segundo a natureza de cada uma, o efeito sazonal da ionização. Por exemplo: o hemisfério de inverno local, é inclinado de modo a ficar mais distante do Sol, do que o hemisfério de verão. Assim, na ionosfera local, a quantidade eletro-iônica é menor no inverno que no verão. Na camada D, os átomos geram no processo de ionização, fótons nos mais diversos comprimentos de onda, uma vez que é a mais próxima da superfície da Terra, a atenuação das ondas de rádio é causada pela alta densidade de elétrons-livres gerada pela radiação solar, que é pronunciada durante o dia. À noite, a ionização cessa, e conseqüentemente a atenuação, esta é uma forma de se conseguir medir indiretamente o nível de ionização na região da AMAS, isto é, fazendo um levantamento do ruído de fundo, o que propicia uma forma simples de se medir as variações iônicas na região da Anomalia do Atlântico Sul de forma indireta [3]. Uma vez que a ionização é devida em grande parte às radiações alfa-Lyman (Alpha-Lyman series-alpha hydrogen radiation), num comprimento de onda de 121.5 nanômetros (nm) que ioniza o óxido nítrico. Esta absorvida é capaz de desalojar um elétron de um átomo de gás neutro ou molécula. Na ionosfera, existem ânions, cátions e elétrons livres, e a ionização depende principalmente do Sol, que no ciclo ativo, com mais de 50 manchas, os Raios-X ''duros'', (comprimento de onda < 1 nm), ionizam o ar, (N2, O2) [1], [5]. O processo de ionização inicia ao nascer do Sol, durante o dia aumenta a quantidade de íons, assim, o "chiado", ou ruído de fundo em VLF aumenta proporcionalmente. Também ocorre a união entre os elétrons livres e as moléculas neutras, formando assim íons negativos. Nota-se na parte inferior da camada D, abaixo dos 70 Km, que a ionização é produzida principalmente pelos raios cósmicos energéticos que ocorrem durante todo o dia. Ao anoitecer o processo se inverte, ocorrendo assim uma oscilação ionização/recombinação dia/noite respectivamente, ou seja, durante o dia existe uma maior ionização, e durante a noite uma maior recombinação [1], [2], [3], [4]. Como a densidade dos gases aumenta nas menores altitudes, o processo de recombinação das moléculas na camada D ocorre mais facilmente, pois, os átomos estão mais próximos do que nas altas altitudes devida maior pressão atmosférica, conseqüentemente maior densidade iônica, assim, as ligações iônicas são desta forma mais comuns.

         O ponto de equilíbrio entre os dois processos, recombinação e ionização, que determina o grau iônico do meio. Se um elétron livre se desloca aleatoriamente próximo a um íon positivo, que também está se deslocando, existe grande possibilidade de ambos se recombinar. Ao diminuir a energia provinda do Sol ao anoitecer, os elétrons são ''atraídos'' pelos íons positivos, formando moléculas neutras uma vez que não existe o ''agente energizador''. A recombinação na regiâo D é mais alta que nas outras regiões, ou camadas, assim, o efeito de ionização é muito baixo, e como resultado, as ondas de rádio de altas-freqüências (HF) não são refletidas, ou se ocorre a reflexão é em freqüência muito baixa. Os elétrons livres gerados pelos raios cósmicos na camada D, tendem a se unir a moléculas para formar íons negativos à noite, sendo desprendidos pela radiação solar durante o dia. A freqüência de recombinação entre elétrons e outras partículas na região D durante o dia, conforme já visto anteriormente, é aproximadamente 10 milhões de colisões por segundo. Assim com um aumento menor da absorção quanto maior a freqüência, existe a possibilidade de se medir a ionização na alta atmosfera na região da AMAS o que poderia propiciar também uma leitura a partir do ruído de fundo nas faixas abaixo dos 10 MHz [3], [4]. A absorção na camada D à noite é pequena e maior quando o Sol está a pino. A região fica bastante reduzida após o pôr-do-sol, contudo ficam resquícios devidos raios cósmicos. Um exemplo comum do que ocorre na camada D, é o desaparecimento dos sinais a partir de uma certa distância em Ondas Médias. A densidade de elétrons livres e de íons na parte superior da ragião D, é aparentemente encadeada com a camada E, pois já foram observadas variações sistemáticas latitudinais, temporais e de ciclos solares em absorção. 

7. Monitoramento da camada "D"

          Sabe-se que a camada D é a principal responsável pela absorção da RF, e que a ionização na na sua região inferior e superior, é muito maior durante o dia do que à noite. Também é sabido que a densidade eletrônica na camada D inferior, estando relacionada à incidência de raios cósmicos, é reduzida com o aumento no número de manchas solares. Existe uma ionização adicional na região, que se presume, produzida nas altas latitudes pelas partículas apriisionadas que chegam dirigidas ao longo das linhas de força do campo geomagnético [3]. Os elétrons energéticos provindos do Sol, produzem os eventos de absorção auroral característica sobre uma faixa estreita em latitudes de cerca de 10°, estes associados às regiões aurorais visuais. A propagação de RF é influenciada pela densidade eletrônica e iônica, portanto, a RF e a influência da radiação Lyman a na região D e radiações eletromagnéticas em freqüências muito baixas, entre 10 kHz até cerca de 50 kHz, na faixa denominada VLF (Very Low Frequency) são facilmente mensujráveis e o ruído gerado captado há milhares de quilômetros. [3]. É de vital importância na pesquisa de regiões de menor altitude da Ionosfera, sabidamente na banda de freqüência muito baixa do espectro eletromagnético. É possível detectar desde fenômenos correlatos à Atmosfera, radioastronomia, astronomia dentre outros. De todas as camadas ionosféricas, é sabido que a D é a mais próxima do solo, é a que oferece as melhores possibilidades do estudo das radiações solares e das suas influências sobre a Terra, principalmente no estudo da AMAS [3]. A camada D, devida suas características, é importante tanto para o estudo de propagação de energia eletromagnética emitida por sondas que trabalham em comprimento de onda quilométrico, quanto para o estudo do ruído atmosférico natural. Portanto, através da observação na faixa alguns quilohertz, é possível verificar as flutuações das condições iônicas e características físico-químicas da região D, e assim, indiretamente, é possível mensurar as condições solares de emissão de raios-X , das radiações denominadas Lyman alfa.

7.1 Prospecção ionosférica em VLF

         O modelamento e compilação de dados da camada D da ionosfera podem fornecer não só a composição físico-química da região, também se pode observar os distúrbios geomagnéticos, as ocorrências das auroras polares, “fade-out’s” nas propagações de ondas curtas em freqüências maiores. As perturbações geradas pela atividade solar, podem ser facilmente detectadas pela rádio observação no espectro de VLF, e esta é de fundamental importância para o desenvolvimento de instrumentos e dispositivos de física moderna e radioastronomia. A observação em baixa freqüência propicia o desenvolvimento de técnicas e ferramentas que possibilitam a detecção inclusive dos chamados “flares” solares por via indireta a partir de seus efeitos na ionosfera. Também é possível o estudo de fenômenos que podem demonstrar a estrutura da região que intervém nos processos físico-químicos da alta atmosfera na altitude compreendida entre 60 e 90 km [3], [4], [5].
Durante a noite, na camada D, a concentração iônica média não ultrapassa 50 a 100 íons/cm3, desta forma não intervém no mecanismo de propagação, assim, o estudo da região para os fenômenos relativos à energia provinda do Sol são desprezíveis, porém, durante o dia, devido aumento de densidade iônica, a região reflete os sinais de VLF, portanto, ao nascer do Sol e durante todo o passar do dia, se pode verificar as condições de ruído de fundo nas freqüências de ELF, VLF e LF [3].
          É sabido que no início do dia, as radiações-X provenientes do Sol atingem a alta atmosfera ionizando-a, também já foi visto que a principal responsável por tal efeito a radiação denominada Lyman alfa. Também já se sabe que a propagação de sinais em freqüências em torno de 20 até 30 kHz se processa de modo semelhante a de uma propagação de rádio num guia de ondas constituído pela ionosfera e pela superfície do Planeta.
          Após o nascer do Sol, a ionzação da camada D  aumenta e atinge o seu pico em torno do meio dia local. Desta forma, ao se detectar os ruídos de fundo provenientes da alta atmosfera, se poderá mapear através de gráficos sua variação. Dentre estes, dependendo das condições de emissão solar, há um pico de ionização que se dá logo após o amanhecer chamado PSRH (Post Sun Rise Hump), em seguida, há um decréscimo do sinal-ruído acompanhado novamente de um crescente aumento até em torno das 13:00 horas locais, para novamente ocorrer um decréscimo que seguirá até o pôr do Sol. Após o pico começa ocorrer a diminuição da ionização, porém, poderão ser captados sinais provenientes de fenômenos atmosféricos meteorológicos de regiões próximas à recepção do ruído ionosférico. Uma vez que os sinais VLF não têm sua reflexão influenciada após o pôr do Sol na camada “D”, à noite não se torna interessante o seu monitoramento, contudo, podem ser captados efeitos provocados pela radiação gerada pela desintegração de meteoros, apitos, chiados, etc. A densidade iônica aumenta ao amanhecer, e este aumento se dá até logo após o meio dia local, a curva típica do sinal/ruído ionosférico recebido em VLF, tem assim um decréscimo, este pode ser medido por um equipamento adequadamente calibrado para a recepção de RF na faixa de 20 kHz. Isso ocorre porque o coeficiente de reflexão da camada mais baixa é bem menor que o índice das camadas de maior altitude. Provavelmente o efeito descrito se deve pela menor densidade eletrônica, fato a ser investigado. Em geral, ocorre um acréscimo do nível do ruído de fundo ao amanhecer, este acaba por atingir um pico após o meio-dia local para linearizar em seguida. Se poderá observar também que a volta do nível iônico se deve ao tempo necessário para que os íons formados durante o dia se recombinem entre si, conforme descrito anteriormente. Após o pôr do Sol, devida recombinação ocorre um aumento abrupto do nível do sinal, a absorção da região D é proporcional à sua concentração iônica, assim, o equilíbrio iônico oscila entre ionização, dominante a apartir do nascer do Sol, no início do dia, que chega a um pico, até o início da recombinação que ocorre imediatamente à diminuição do fluxo solar. É possível, através da recepção dos sinais oriundos da região D, constatar alguns efeitos, dentre estes um fenômeno chamado “Sudden Enhancements of Atmospherics”, SEA. Este é gerado por perturbações ionosféricas correlacionadas com erupções cromosféricas solares (Oriundas da fáculas e manchas solares) que após ocorrer, a massa coronal ejetada atinge a magnetosfera da Terra. Uma boa parte da massa coronal ejetada, chega a alterar as condições de ionização, o que é facilmente detectável na faixa de freqüência VLF, mais especificamente em torno dos 20 kHz [3]. A denominação SEA é oriunda dos registros de nível de sinal/ruído atmosférico que ao ser atingida a camada D, tem uma súbita elevação para em seguida haver um decréscimo lento e gradual. Quando se tem uma estação transmissora em VLF, no momento da ocorrência de um SEA, também se verifica na estação receptora que os sinais emitidos têm o incremento abrupto, para logo após haver uma redução da recepção que retorna aos níveis anteriores, a este efeito se denomina SES, que significa "Sudden Enhancement of Signals" [1].
          Friedman investigou a emissão de Raios-X solares, e demonstrou que a emissão pelos centros de atividade solares é cerca de 70 vezes maior que nas regiões não perturbadas, assim foi estudado que as emanações de raios-X são as responsáveis por uma boa parte da ionização da “Camada D”[1]. Ou, quando ocorre um “flare” solar, no momento em que a radiação ionizante atingir a Terra, ocorrerá um acréscimo no valor do coeficiente de reflexão da região “D”, assim, haverá um aumento do ruído e dos sinais daquela camada captados por receptores sintonizados na faixa de 20 KHz ou abaixo. Também, no momento em que cessa o fluxo dos raios-X ocorrerá um declínio exponencial do nível do sinal/ruído recebido. Isso acontece devida recombinação do excesso dos íons formados durante o fenômeno [3].


8. Referências 

[1] - CARDOSO, A. H., Análise de Alguns Parâmetros lonosféricos na Anomalia
Geomagnética do Atlântico Sul Mediante Ondas "VLF", Revista Brasileira de Física, Vol. 12, NP 2, (1982). (http://www.geocities.com/unibem_palmas/3_Analise_Parametros_Ionosfericos_Regiao_AMAS_VLF.pdf acessado, 20/07/2007)

[2] Sunspot number, solar activity index; Echer, Ezequiel e outros; (http://www.scielo.br/scielo.php acessado, 20/07/2007)

[3]Coutinho, E.F. ,"Introdução às Partículas Presas e à Anomalia Geomagnética  Brasileira" , ' Ciência e Cultura', 26, 329-339 (1974) (http://anomalia.magnetica.atlantico.sul.googlepages.com/IntroduospartculaspresaseAnomaliaMag.pdf acesado em 17/09/2007). 

[4] Hartmann, G., Anomalia Magnética do Atlântico Sul, fluxo reverso no núcleo da Terra (2006), (http://www.usp.br/agen/repgs/2006/pags/022.htm , acessado 30/03/2006).

[5] Guimarães, R. C.; Silva, C. E., ANOMALIA MAGNÉTICA DO ATLÂNTICO SUL : ORIGEM INTERNA E VISÃO ESPACIAL, Universidade do Estado do Rio de Janeiro – UERJ. (http://www.geocities.com/unibem_palmas/2_AMAS_Origem_Interna_Visao_Espacial.pdf, acessado em: 12/09/2007)

[6] Saboia, A. M. ; Marques, G. C. , ANOMALIA MAGNÉTICA DO ATLÂNTICO SUL, Universidade Brasília, Instituto de Geociências. (http://www.geocities.com/unibem_palmas/5_Anomalia_Magnetica_Atlantico_Sul.pdf, acessado em 25/06/2007)

[7] S.K. SOLANKI and M. FLIGGE, 2000, RECONSTRUCTION OF PAST SOLAR IRRADIANCE
 Institute of Astronomy, ETH, CH-8092 Zürich, Switzerland, Max Planck Institute of Aeronomy, D-37191 Katlenburg-Lindau, Germany (http://www.astro.phys.ethz.ch/papers/fligge/solfli_rev.pdf acessado em  22/04/2007)

[8] Terra Mission NASA ( Acessado em 22/04/2007 http://terra.nasa.gov/)

[9] Terrestrial Observatory - NASA  ( Acessado em 22/04/2007 http://earthobservatory.nasa.gov/)

[10] The Great Magnet, the Earth - NASA (Acessado em 12/06/2007 http://pwg.gsfc.nasa.gov/earthmag/dmglist.htm)

[11] Universidade de São Paulo - Instituto de Geociências ( Acessado em 22/04/07 http://www.igc.usp.br/instituto/)

9. LINKS

* Cinturões de Radiação de Van Allen.

* Antenas


 

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