2 Ionosfera Introdução

Transcrição

1 0 Ionosfera.1. Introdução A ionosfera é a arte suerior da atmosfera, comreendida entre aroximadamente 60 e 1000 km de altura, na qual existem artículas ionizadas ositivamente e elétrons livres. É formada, rimordialmente, ela ionização de gases neutros, como oxigênio, nitrogênio e outros, ela radiação solar corresondente a determinados comrimentos de onda. Exemlos de erfis verticais das densidades dos gases neutros odem ser observados na figura.1. Sabe-se que estes erfis variam com as condições geofísicas, com o local e com a hora do dia. Figura.1 Perfis verticais de concentração de gases neutros e de artículas ionizadas em condições de atmosfera diurna não erturbada (reroduzida da referência [19]). As características da ionosfera são fortemente influenciadas or fenômenos fotoquímicos, ela difusão e or rocessos eletrodinâmicos, controlados em grande arte elo camo magnético da Terra. Como resultado da interação destes fenômenos, observa-se uma distribuição de densidade

2 1 eletrônica e iônica com a altura cujo formato geral está exemlificado na figura.1. No erfil vertical de densidade eletrônica identificam-se camadas, que serão descritas osteriormente. Observa-se, também uma grande variabilidade de suas características com a atividade solar, estação do ano, latitude, longitude e hora do dia. Em articular, as variações das alturas virtuais das camadas da ionosfera com a hora local e com as estações do ano estão exemlificadas na figura.. Figura. Variações das alturas virtuais das camadas da ionosfera com a hora local e com as estações do ano (reroduzida da referência [8])... O Camo Magnético e o Sol Basicamente, o camo geomagnético ode ser considerado como o de um diolo situado a km do centro da Terra na direção do onto de coordenadas (1.80 N, L) e inclinado em relação ao seu eixo de rotação de tal forma que os ólos magnéticos axiais norte e sul situam-se nas coordenadas (83.03 N, L) e (75.34 S, L), resectivamente. Esta osição e esta inclinação, que variam lentamente com o temo, roorcionam diferenças entre o equador geomagnético e o geográfico, observados na figura.3, sendo um dos fatores que influenciam o comortamento da ionosfera. Adicionalmente, como resultado da ação dos ventos solares, rincialmente a grandes distâncias da Terra, suas linhas de camo são comrimidas do lado da Terra voltada ara o sol e estendidas do lado oosto.

3 Figura.3 Equador magnético (reroduzida da referência []). Algumas faixas de comrimentos de onda e linhas esecíficas do esectro do fluxo de otência do sol são resonsáveis ela formação da ionosfera. A radiação solar varia eriodicamente entre valores máximos e mínimos e essa variação afeta a taxa de ionização da ionosfera. Nos estudos da ionosfera, a atividade solar é caracterizada elo número de manchas solares ou ela densidade do fluxo de otência no comrimento de onda de 10.7 cm. As manchas solares são regiões escuras (de temeraturas relativamente mais baixas) observadas na suerfície do Sol. O ciclo de atividade solar tem um eríodo aroximado de 11 anos, conforme mostra a figura.4. Observa-se que as fases ascendente e descendente do ciclo têm, aroximadamente, as durações de 4.8 anos e de 6. anos. A figura.4 mostra que o ciclo atual teve início em 1996, tendo a atividade solar atingido o máximo em 00.

4 3 Número de Manchas Solares e Índice F10, No. Manchas Solares Índice F10, Ano Figura.4 Variações do número de manchas solares e do índice F10.7 durante os ciclos solares (dados rovenientes da referência [3])..3. Camadas da Ionosfera O maior resonsável ela rodução de elétrons livres na ionosfera é o sol. Sua radiação contém energia (fótons) que, ao incidir sobre um elemento neutro, o faz liberar elétrons e íons ositivos. As características químicas e a radiação solar caracterizam a ionosfera, dividindo-a em camadas: D entre 60 e 90 km; E entre 90 e 10 km de altura; e F, que é subdividida em F1 entre 10 e 00 km e F de 00 a 1000 km de altura (alturas aroximadas). Essa divisão ode ser observada na figura.5, onde se relacionam o esectro dos comrimentos de onda ionizantes com as camadas da ionosfera e a concentração dos gases neutros redominantes, que serão ionizados em cada região (D, E e F).

5 4 Figura.5 Esectro Solar e ionização da ionosfera (reroduzida da referência [9]). Observando a figura.5 e a deendência com a radiação solar ara a rodução de elétrons livres, o esectro solar ode ser dividido em três artes, com seus resectivos comrimentos de onda: (a) abaixo de 14nm; (b) entre 14 e 80 nm; e (c) entre 80 e 10.7 nm, onde (a) e (c) ionizam a camada E e (b) ioniza a camada F. Adicionalmente, a camada D é ionizada elos raios-x, ela linha esectral Lyman-alfa e elos raios cósmicos [9], sendo estes últimos os maiores resonsáveis ela ionização em baixa atividade solar. O erfil vertical da concentração de elétrons na ionosfera é variável. Exemlos de erfis que mostram esta variação são aresentados na figura.6 ara o dia, e a noite, tanto ara a baixa quanto ara a alta atividade solar.

6 5 (a) (b) Figura.6 Perfil da concentração eletrônica da ionosfera em baixa e alta atividade solar: (a) dia e (b) noite (reroduzida da referência [0]). Pode-se destacar na figura.6 que a concentração de elétrons é maior durante eríodos de alta atividade solar, em relação aos de baixa atividade solar Algumas Características das Camadas da Ionosfera A camada D é ionizada durante o dia, elos raios-x, ela linha esectral Lyman-alfa e elos raios cósmicos. Na camada D, as colisões entre elétrons, íons e artículas neutras são relativamente freqüentes, causando atenuações nos sinais de rádio que interagem com a ionosfera. Adicionalmente, os elétrons odem se recombinar com algumas moléculas formando íons negativos. À noite, na ausência da radiação solar, a camada D desaarece. Deve-se observar que esta camada é relativamente estreita e aresenta baixas concentrações de elétrons, de modo que tem uma contribuição ouco imortante, mesmo durante o dia, na degradação do desemenho do sistema que se retende analisar nos demais caítulos desta dissertação. A camada E, é formada como resultado da ionização de N, O e O elos raios-x, que deende da atividade solar e do ângulo zenital do sol. Como resultado da fotoionização e da troca de cargas, seus rinciais íons são + NO e + O. A camada E está resente durante o dia, aresentando concentrações da ordem de elétrons/m 3. À noite, sua concentração diminui sensivelmente. A camada F1 se faz resente durante o dia. É formada ela ionização do oxigênio atômico O elos raios EUV (extremo

7 6 ultra-violeta), o que roduz elétrons livres e O +. Sua concentração de elétrons deende do ângulo zenital do sol e da atividade solar. À noite, desaarece. A camada F também é comosta, rincialmente, de elétrons livres e O +. Sua formação é redominantemente deendente da difusão, mas sua concentração de elétrons também varia com a atividade solar. Durante o dia, aresenta os maiores valores de concentração de elétrons livres, sendo seu maior valor observado entre do meio-dia local e as rimeiras horas da tarde, deendendo das condições geofísicas. Durante a noite, a concentração sofre uma diminuição, mas a camada não desaarece, devido aos efeitos da difusão..3.. Regiões da Ionosfera A ionosfera ode ser delimitada or diferentes faixas de latitudes, nas quais são identificadas características eletrodinâmicas distintas: as altas latitudes, comreendidas entre 60º e 90º (hemisférios norte e sul); as de médias latitudes entre 0º e 60º (hemisférios norte e sul); e as de baixas latitudes (faixa de ±0º centrada no equador), tendo como referência o sistema de coordenadas geomagnéticas. São divididas elas variações que ocorrem na ionosfera devidas à radiação solar, ao camo magnético da Terra e a camos elétricos, sendo as regiões de altas e baixas latitudes as mais sensíveis às variações e as que ossuem maiores concentrações de elétrons..4. Alguns Asectos da Ionosfera.4.1. Anomalia Equatorial A anomalia equatorial é caracterizada ela maior concentração de elétrons nas roximidades do equador magnético (or volta de 15º a 0º magnéticos ao norte e ao sul). Resulta do efeito combinado do camo magnético da Terra e do camo elétrico resultante da acumulação de cargas de olarização criadas ela ação do dínamo atmosférico [19]. A comonente zonal deste camo elétrico tem o sentido de oeste ara leste durante o dia. Como o camo magnético da Terra é essencialmente horizontal e com sentido de sul ara norte no equador magnético, cria-se uma deriva eletromagnética ( E r B r ) B vertical ara cima, que eleva as cargas na região do equador magnético. Estas cargas sofrem a

8 7 ação da gravidade e de gradientes de ressão e se difundem ao longo das linhas do camo magnético. Como resultado, a concentração de elétrons decai no equador magnético e aumenta nas latitudes já indicadas. Este rocesso, conhecido como efeito fonte, está esquematizado na figura.7. Figura.7 Efeito fonte (reroduzida da referência [0]). A figura.8 mostra as concentrações elevadas nas latitudes magnéticas de aroximadamente 15º a 0º norte e sul e reduzidas no equador magnético. Observações indicam que a anomalia equatorial existe durante as horas do dia, sendo ronunciada entre o meio-dia e o ôr-do-sol (horas locais), decaindo nas horas da noite. A anomalia equatorial tem um efeito muito imortante no desemenho do sistema que se retende analisar na resente dissertação.

9 8 Figura.8 Anomalia equatorial (reroduzida da referência [9])..4.. Outras Anomalias e Instabilidades da Ionosfera Equatorial Deve-se destacar a camada F esalhada ( sread F ), causada ela instabilidade Rayleigh-Taylor na arte inferior da camada F da ionosfera equatorial. A evolução não linear desta instabilidade gera bolhas ascendentes de lasma menos densas que o ambiente, assim como outras instabilidades. Como resultado, são criadas irregularidades aleatórias na concentração eletrônica com um amlo esectro de dimensões. A figura.9 reresenta a criação e a evolução das bolhas de lasma. Este fenômeno é imortante ara a roagação, ois as irregularidades na concentração eletrônica odem esalhar as ondas de rádios, causando a cintilação de amlitude e da fase dos sinais de rádio transionosféricos recebidos na suerfície da Terra. A cintilação equatorial é um fenômeno que se inicia aós o ôr-do-sol local e que ode durar várias horas. Deende, adicionalmente, da estação do ano, das atividades solar e magnética e do setor longitudinal de interesse. É mais intensa nas regiões da

10 9 anomalia equatorial que na região do equador magnético. Embora a cintilação equatorial tenha um efeito muito imortante no desemenho do sistema a ser analisado, não será considerada na resente dissertação, odendo ser o objeto de um futuro estudo. Figura.9 Conceção artística da evolução das bolhas ionosféricas (reroduzida da referência [1])..5. Alguns Efeitos da Ionosfera na Proagação de Sinais Os sinais que roagam na ionosfera odem sofrer refração ou reflexão, devido à grande concentração de elétrons e íons (ositivos) que a formam. A ionosfera é considerada um meio disersivo que influencia a roagação de sinais GPS, afetando sua modulação, atrasando o gruo e avançando a fase da ortadora. As velocidades de fase e de gruo odem ser relacionadas com os índices de refração or intermédio das equações (.1) e (.), resectivamente [5]. c n = (.1) v

11 30 c n g = (.) v g Os índices de fase e gruo na ionosfera odem ser aroximados or séries de otências da freqüência de oeração, conforme mostram, resectivamente, as equações (.3) e (.4) [5]. c c c 4 n 1 3 = (.3) 3 4 f f f 1 c c 3 3c 4 n g = +... (.4) 3 f f f 3 Nestas equações, os coeficientes c, c 3 e c 4 são funções da densidade de elétrons, definida or n e, e f reresenta a freqüência de oeração. Considerando as freqüências de interesse, o que ermite manter aenas os termos de rimeira ordem nas equações (.3) e (.4), tem se: c n 1 = + (.5) f n g c = 1 (.6) f Pode-se mostrar que o coeficiente c é igual a 40.3 n e [MHz ], tendo a concentração eletrônica n e a unidade de el/m 3 e a freqüência f a unidade de MHz. Substituindo c nas equações (.5) e (.6), tem-se [5], [7]: n 40.3ne = 1 (.7) f n 40.3ne = 1 (.8) f g + A medida do ercurso ótico (S) entre o satélite () e o usuário (user), onde n é o índice de refração (gruo ou fase), é dada or:

12 31 S = nds (.9) A distância geométrica (real) é dada or: l = dl (.10) Deve-se observar nas equações (.9) e (.10) que, em rincíio, os ercursos ótico e geométrico são diferentes. A diferença entre as equações (.9) e (.10), devida ao índice de refração na ionosfera, que ode reresentar um atraso do ercurso de gruo ou um avanço do ercurso de fase, é dada or: S = nds dl (.11) iono Logo, os atrasos causados elo índice de refração de fase e gruo odem ser reresentados or: = Siono, 40.3n e 1 ds dl (.1) f 40.3n = + e Siono, g 1 ds dl (.13) f Desrezando a diferença entre os ercursos ótico e geométrico (isto é, trocando ds or dl) e integrando os rimeiros termos das equações (.1) e (.13) ao longo do ercurso e, tem-se que: 40.3ne 40.3 Siono, = dl = f f n e dl (.14) Siono, g = 40.3ne 40.3 dl = f f n dl e (.15)

13 3 Define-se o conteúdo eletrônico total (TEC Total Electron Content ) ao longo do ercurso or: TEC = n e dl (.16) O maa global do conteúdo eletrônico total (TEC) vertical ilustrado na figura.9 destaca a região da anomalia equatorial (região de maior concentração de elétrons livres). Figura.9 Maa variação do conteúdo eletrônico total (reroduzida da referência []). Reescrevendo as equações (.14) e (.15), tem-se: 40.3 Siono, = TEC (.18) f S 40.3 = TEC f iono, g (.19) Deve-se observar que o sinal negativo na equação (.18) indica o avanço da fase da onda que se roaga na ionosfera em relação àquela da onda que se roaga no vácuo.

14 33 O TEC varia em função do temo, da localização do usuário, do ângulo de elevação do satélite, das atividades magnética e solar, assim como da cintilação. O TEC é referenciado em relação à direção vertical no onto de enetração da ionosfera (onto em que o segmento de reta definido entre o usuário e o satélite atinge uma altitude esecificada). Para tanto, é necessário multilicar o TEC oblíquo elo fator de correção aresentado na equação (.0). A geometria utilizada ara definir este fator de correção a artir de um onto de enetração situado na altitude h I (altitude média da ionosfera, tiicamente situada a 350 km de altura) está aresentada na figura.11. F R e cosφ = 1 R e+ hi 1 (.0) Nesta equação, R e é o raio da Terra, φ é o ângulo de elevação do raio satélite-usuário e h l é altura do onto de enetração. Figura.11 Geometria relativa ao onto de enetração (reroduzida da referência [5]).