Atividades Solares e Terremotos: Análise de Uma Possível Correlação

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1 Atividades Solares e Terremotos: Análise de Uma Possível Correlação (Solar activity and earthquakes: possibility correlation analysis) Hermilton Manoel Alves de Lima ¹, Cláudio Manoel Gomes de Sousa¹, Edson Benício de Carvalho Júnior ¹ Resumo ¹Curso de Física Universidade Católica de Brasília Neste trabalho realizou-se uma análise de dados sismológicos que tratam de terremotos de alta intensidade e de dados astrofísicos que levam em consideração as atividades solares. O objetivo principal é o de encontrar uma possível correlação entre as atividades solares e terremotos de alta intensidade. Para isso, em um primeiro momento foi realizada uma revisão bibliográfica, que forneceu a fundamentação necessária ao trabalho. Em seguida, foi feita uma análise de dados obtidos a partir de instrumentos situados na Terra, no caso dos terremotos, e no espaço, no caso das atividades solares. Concluiu-se na existência da correlação qualitativa entre esses eventos. Palavras-chave: Sol, Terra, Atividades Solares, Terremotos, Abalos Sísmicos. Abstract In this work an analysis of seismological data dealing with earthquakes of high intensity and astrophysical data that take into account the solar activity. The main objective is to find a possible correlation between solar activity and earthquakes of high intensity. For this, at first was a literature review, which provided the necessary foundation to work. Then, an analysis of data from the instrument situated on the earth, in the case of earthquakes, and space, in the case of solar activity. It was concluded on the existence of quantitative correlation between these events. Keywords: Sun, Earth, Solar Activity, Earthquakes, Seismic Shocks. 1. Introdução A Terra é o único planeta em que se registra a ocorrência de vida. Diversos fatores contribuem para que haja vida na Terra, como, por exemplo, a existência de água, de oxigênio, de gás carbônico, do campo magnético terrestre, a temperatura adequada, dentre vários outros. Outro fator de grande importância é a existência do Sol, que fornece a energia fundamental e necessária para a manutenção da vida. Em relação ao Sol, a Terra é o terceiro planeta, e é bem agitado, agitação essa que não se dá somente pela vida dos animais e vegetais, mas também em sua parte estrutural. No núcleo interno tem-se velocidade de rotação maior que a do restante do planeta, no manto, o movimento do magma

2 e, na crosta, tem-se o vulcanismo e o movimento e interação entre as placas tectônicas, sendo, esta interação, a responsável pela ocorrência de vários abalos sísmicos, os quais podem ser tremores de terra ou terremotos (ERNESTO et al., 2009). Vários países possuem altos índices de ocorrências de terremotos, comprometendo a saúde e a vida das pessoas e também trazendo muito prejuízo para a economia local. Por isso, há um grande esforço na busca em entender os terremotos e suas causas e, assim, conseguir prever a sua ocorrência numa tentativa de salvar inúmeras vidas. Eventos sísmicos, alguns deles de alta magnitude, ocorreram após o registro de alguma atividade solar, como, por exemplo, erupções solares, de grande intensidade. Um desses terremotos ocorreu em 11 de março de 2011 na costa nordeste do Japão (USGS, 2011), seguido por um tsunami, matando milhares de pessoas. Coincidência ou não, isso aconteceu após o registro de uma grande erupção solar no dia 24 de fevereiro do mesmo ano (NASA, 2011). Nesse contexto, o objetivo deste trabalho é o de verificar a possível correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos sísmicos na Terra. Para isso, utilizou-se de dados coletados pela Agência Espacial Norte Americana (NASA) e pelo Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS). 2. Referencial Teórico 2.1. O Sol Assim como as demais estrelas, o Sol é uma esfera de gás brilhante que se mantém pela energia das reações nucleares e pela sua gravidade (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). É a estrela mais próxima da Terra e também a mais brilhante, o que facilita o seu estudo. O estudo do Sol, estrela que pode ser vista na Figura 1, serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz. O Sol é uma estrela média, se comparado as suas características com as de outras estrelas. Algumas dessas características estão expostas abaixo (OLIVEIRA FILHO et al.,2004):

3 Tabela 1: Dados Físicos do Sol Massa M = 1,989 x kg Raio R = km = 109 R Terra Densidade média = 1409 kg/m 3 Densidade central = kg/m 3 Distância em relação à Terra 1 UA = km Luminosidade L=3, watts=3, ergs/s Temperatura efetiva T ef = 5785 K Temperatura central T c = K Composição química principal (N o ) Hidrogênio = 91,2 % Hélio = 8,7% Oxigênio = 0,078 % Carbono = 0,043 % Período rotacional no equador 25,67 d na latitude 75 33,40 d Fonte: Oliveira Filho et al., Figura 1: O Sol com algumas manchas solares. Fonte: NASA (2011). As altas pressões e temperaturas do interior do Sol favorecem as reações termonucleares de transformação do hidrogênio em hélio, os quais encontram-se ionizados quase completamente, liberando enormes quantidades

4 de energia na forma de fótons e movimentos térmicos (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000) Estrutura Solar O interior do Sol, como pode ser observado na Figura 2, é composto pelo núcleo central, e pelas camadas chamadas de zona radiativa e zona convectiva. Já a atmosfera solar é dividida em três regiões chamadas fotosfera, cromosfera e coroa (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). Figura 2: Interior e atmosfera solar. Fonte: NASA (2011) Núcleo Central Possuindo, o núcleo central é o local onde ocorrem as reações de fusão de quatro núcleos de hidrogênio em um núcleo de hélio e, simultaneamente a isso, uma pequena quantidade de matéria é convertida em energia em conformidade com a equação de Einstein (MATSUURA et al., 2003)

5 em que E é a energia, m é a massa e c, a velocidade da luz no vácuo (TIPLER; MOSCA, 2006). Assim para cada grama de massa que é convertida em energia pela fusão nuclear, temos, de acordo com a equação (1) equação (1), temos No seu centro, a temperatura chega a atingir e a densidade, (MATSUURA et al., 2003) Zona Radiativa Com espessura de e alta densidade de matéria, quando comparada com a densidade da água, a zona radiativa é uma região em que a matéria permanece estática e só há movimentação de fótons (MATSUURA et al., 2003), que são pequenos pacotes em que a energia da luz é quantizada (TIPLER; MOSCA, 2006). Essa região oferece resistência à saída dos fótons, os quais, ao percorrerem poucos centímetros, colidem com elétrons e acabam sendo absorvidos por eles. Logo depois são emitidos em direções aleatórias. Com isso, muitos acabam voltando para o núcleo. Ainda assim, a maior parte dos fótons tem sua difusão para fora, gerando um fluxo radiativo nesse sentido, devido à queda de temperatura em relação ao aumento da distância ao centro (MATSUURA et al., 2003). O transporte da energia pelos fótons na zona radiativa tem duração de anos, até que chegue à zona convectiva (CECATTO, J. R., 2003) Zona Convectiva A Zona Convectiva é uma região de espessura igual a que envolve a Zona Radiativa e tem densidade e temperatura muito menor que ela. A diminuição da temperatura favorece a reconfiguração do átomo de hidrogênio e do ânion do mesmo elemento os quais absorvem os fótons, tornando-se em obstáculos à saída destas partículas do interior do Sol. O acúmulo de energia nesta região provoca um grande aquecimento local, criando bolhas de matéria, as quais sobem até a superfície, onde há uma brusca queda de densidade, e lá irradiam e se resfriam, tornando-se mais densas e, com isso, afundam. Esse processo recebe o nome de difusão. Dessa forma, a energia criada no interior do Sol, devido a reações nucleares, consegue chegar à superfície após milhões de anos (MATSUURA et al., 2003).

6 Atmosfera solar Fotosfera A fotosfera é a esfera de luz (MATSUURA et al., 2003) de onde vem a maior quantidade da luz visível (CECATTO, J. R., 2003). Ela possui uma espessura de aproximadamente 500 km (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000) e sua temperatura, que diminui com a altura (MATSUURA et al., 2003), é de aproximadamente 5800 K na sua base, a qual é considerada como a superfície do Sol, e aproximadamente 4200 K na parte mais alta (CECATTO, J. R., 2003). Com uma densidade muito menor que as camadas internas do Sol, a fotosfera possui baixa opacidade, permitindo a livre propagação de fótons (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). O topo de uma coluna que sobe da zona convectiva forma na fotosfera um grânulo com diâmetro de cerca de 5000 km (OLIVEIRA FILHO et al.,2004). Ao chegar à superfície, o gás libera energia, resfria e aumenta a densidade, assim, desce pelas bordas dos grânulos (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). O centro das granulações, que é por onde os gases ascendem, é a região que possui temperatura mais elevada e as bordas, temperaturas mais baixas em relação ao centro (MATSUURA et al., 2003). Após 10 minutos de atividade o grânulo se extingue (OLIVEIRA FILHO et al.,2004). No disco solar, aparecem regiões mais escuras chamadas de manchas solares, que são constituídas pela umbra e pela penumbra (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). A primeira, que é mais escura, possui temperatura de aproximadamente 3800 K e a segunda é um pouco mais clara e envolve a umbra (CECATTO, J. R., 2003). Como essas manchas estão associadas a intensos campos magnéticos (OLIVEIRA FILHO et al.,2004) e estes impedem a convecção, que traz energia das partes mais internas, a temperatura nas manchas tornam-se menores que em outras regiões da fotosfera (MATSUURA et al., 2003) Cromosfera A cromosfera possui cerca de 2000 km de espessura e a sua base está na zona de inversão, que é o topo da fotosfera. A temperatura em um ponto é

7 maior quanto maior for a altura deste ponto e no topo da cromosfera chega a K (MATSUURA et al., 2003). O aumento da temperatura na cromosfera é devido aos campos magnéticos variáveis que são formados na fotosfera e levados para a coroa por correntes elétricas, ficando parte da energia na cromosfera (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). No topo da cromosfera a densidade chega a ser 1 milhão de vezes menor que na base da fotosfera, o que faz da cromosfera um meio transparente e invisível para a luz branca, podendo ser observada somente para algumas linha espectrais, como as linhas Hα, ou as linhas H e K do Ca (MATSUURA et al., 2003). A linha de Balmer Hα, com comprimento de onda de 6563 Å, está no vermelho e é uma das mais brilhantes linhas de emissão cromosféricas, por isso a cor avermelhada da cromosfera (OLIVEIRA FILHO et al., 2004) Coroa A camada mais externa da atmosfera é a coroa solar (CECATTO, J. R., 2003). A coroa tem densidade baixa e sua extensão não é definida, mas ela alcança vários raios solares (MATSUURA et al., 2003). Como sua temperatura é bem elevada, cerca de 2 milhões K, o hidrogênio encontra-se ionizado (CECATTO, J. R., 2003). Então, a coroa é formada basicamente por um plasma, gás formado de prótons e elétrons livres, e átomos de ferro, também com alta ionização (MATSUURA et al., 2003). Assim como na cromosfera, a elevada temperatura da coroa deve se originar do transporte de energia pela indução de correntes elétricas por campos magnéticos variáveis (OLIVEIRA FILHO et al., 2004) Vento Solar O vento solar é constituído de um plasma eletricamente neutro (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000) e partículas α (núcleos de hélio) com quantidade de 3 a 4% do número de elétrons. A densidade próximo a órbita terrestre é de 3 a 4 elétrons/cm³ e a temperatura é de a K. A velocidade do vento solar é predominantemente radial e seu módulo varia de 500 a 750 km/s e seu campo magnético é de 40 a 60 µg, desviando-se significativamente em direção radial (MATSUURA et al., 2003).

8 2.3. Atividade Solar Ciclo Solar As manchas solares estão associadas a campos magnéticos de alta intensidade (OLIVEIRA FILHO et al., 2004), aproximadamente 50 mil vezes maior que a intensidade nos pólos magnéticos da Terra (MATSUURA et al., 2003), o que inibe o transporte de energia pela convecção (OLIVEIRA FILHO et al., 2004), assim a temperatura nessa região é muito mais baixa do que nas demais partes da fotosfera (MATSUURA et al., 2003). A bipolaridade desses campos magnéticos é a responsável pelo aparecimento em grupo das manchas, pois a uma mancha com uma polaridade, corresponde uma outra com a polaridade inversa, por exemplo, a uma mancha com a polaridade norte corresponde outra com a polaridade sul (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). As manchas de um mesmo grupo podem ter concentrações diferentes (MATSUURA et al., 2003). O número de manchas varia periodicamente, como na Figura 3, indo de uma quantidade mínima para uma máxima e, depois, reduzindo até chegar ao um novo mínimo (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). A esta variação periódica dáse o nome de ciclo solar. O período médio desse ciclo é de 11,2 anos. No início, quando há um número mínimo de manchas, elas estão localizadas a latitudes entre 30º e 35º em ambos os hemisférios, mas no decorrer do ciclo elas começam a aparecer cada vez mais próximas ao equador (MATSUURA et al., 2003). Ao girar juntamente com o Sol e quase paralelamente ao equador, a mancha que está a frente de um grupo, em um hemisfério, tem uma polaridade magnética e a que está atrás tem polaridade oposta. A ordem das polaridade se invertem no hemisfério oposto (MATSUURA et al., 2003).

9 Figura 3: Gráfico da média do número de manchas solares desde Fonte: NASA (2011) Erupções Solares Pode haver a ocorrência de erupções solares quando há a anulação do campo magnético devido à colisão entre manchas solares de polaridade magnéticas opostas (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). A liberação de forma súbita de energia magnética em grande quantidade, armazenada num pequeno volume, provoca a aceleração de partículas, aquecimento do gás e emissão de radiação eletromagnética (MATSUURA et al., 2003). Nas erupções ocorrem emissões, simultâneas à linha Hα, em microondas, ondas de rádio, radiação ultravioleta, raios X e. Nas erupções de maior intensidade são ejetados prótons, elétrons e núcleos atômicos. Parte dessas partículas podem chegar à Terra horas após a chegada da radiação eletromagnética. As partículas carregadas eletricamente, ao interagirem com o

10 campo magnético terrestre, produzem as tempestades magnéticas e as auroras polares (MATSUURA et al., 2003) Atividades Sísmicas e Terremotos A liberação de energia armazenada elasticamente por enormes placas rochosas, chamadas de placas tectônicas, gera as atividades sísmicas, as quais ocorrem principalmente em regiões próximas aos limites das placas. Essa energia tem como fonte predominante a tectônica de placas (SKINNER et al., 1995). O armazenamento da energia se dá pelo acúmulo de tensões, em vários pontos, produzido pelo movimento das placas. Quando excede o limite de tensões suportado pelas rochas ocorre uma ruptura, a qual produz vibrações nas placas, propagando-se em todas as direções. Uma grande área de ruptura produz um terremoto e, uma pequena, um tremor de terra (ERNESTO et al., 2009). A intensidade do terremoto depende da quantidade de energia que é liberada durante uma ruptura, que pode ocorrer no local de encontro entre as placas ou no interior delas. O local onde se inicia a liberação da energia é chamado de foco sísmico e o ponto na superfície que está que está verticalmente acima do foco é o epicentro (SKINNER et al., 1995). A profundidade focal é a distância entre o foco sísmico e a superfície, ou ao epicentro. As vibrações produzidas por rupturas se propagam como ondas sísmicas longitudinais ou transversais (não há propagação de ondas transversais em meios líquidos e gasosos) (ERNESTO et al., 2009). As ondas longitudinais, ou ondas P da Figura 4, possuem velocidade de propagação maior do que a das ondas transversais, ou ondas S da Figura 5 (LEINZ,V.; AMARAL, S. E., 1998). A velocidade da onda é determinada pelas propriedades de massa e de elasticidade do meio em que se propaga (HALLIDAY et al., 2009). Assim, é possível estudar a estrutura e composição do interior da Terra, utilizando-se de registros em estações sismográficas das ondas internas dos terremotos. As ondas internas são aquelas que se propagam no interior da Terra. Além dessas ondas internas existem também as ondas superficiais, que podem causar destruição, podendo ser dos tipos Love, representada na Figura

11 6, ou Rayleigh, representada na Figura 7 (LEINZ,V.; AMARAL, S. E., 1998). As ondas superficiais Love são ondas S com vibrações horizontais e as ondas superficiais Rayleigh são as ondas P e S com vibrações verticais combinadas. A velocidade de propagação das ondas superficiais depende do período. Quanto maior o período, maior a velocidade, sendo que as ondas Love possuem velocidade maior que as ondas Rayleigh (ERNESTO et al., 2009). Figura 4: Ondas longitudinais, ou ondas P. UnB (2012). Figura 5: Ondas transversais, ou ondas S. UnB (2012). Figura 6: Ondas superficiais Love. UnB (2012). Figura 7: Ondas superficiais Rayleigh. UnB (2012).

12 2.5. As Camadas da Terra Com a análise de milhares de terremotos ao longo dos anos, utilizandose de ondas refletidas e refratadas, pode-se deduzir a estrutura principal da Terra e as propriedades físicas de cada uma das camadas principais. As principais camadas da Terra são: crosta, manto, núcleo externo e núcleo interno (ERNESTO et al., 2009). O raio médio da Terra é de 6370 km e a crosta é a sua camada mais superficial, tendo uma espessura que varia entre 25 km e 50 km nos continentes e de 5 km a 10 km nos oceanos. As ondas longitudinais tem velocidade variando entre 5,5 km/s na crosta superior e 7 km/s na crosta inferior. No manto, a velocidade de propagação dessas ondas aumenta com a profundidade até 2950 km, indo de 8 km/s a 13,5 km/s. As ondas podem atravessar uma região de menor velocidade que o manto, o núcleo da Terra, que está a profundidades maiores que 2950 km. No núcleo interno, a velocidade de propagação é um pouco maior que no núcleo externo. Já no núcleo externo essa velocidade é muito menor que no manto sólido e não há propagação de ondas transversais, o que mostra que ele deve estar em estado líquido. As baixas velocidades de propagação das ondas sísmicas e as altas densidades indicam que na composição do núcleo existe predomínio de ferro (ERNESTO et al., 2009) Escala de Magnitude Richter Para medir a quantidade de energia liberada em um terremoto, é utilizada a escala de magnitude Richter (WICANDER, R.; MONROE. J. S., 2009). Ela é baseada na medida da amplitude e do período da onda registrada pelos sismógrafos, aparelhos sensíveis às vibrações na crosta, nos sismogramas, superfícies em que são representados os gráficos feitos pelos sismógrafos (SKINNER et al., 1995). As magnitudes são obtidas em escala logarítmica e cada ponto nessa escala corresponde a uma amplitude e a energia 10 e 30 vezes maior que a do ponto anterior, respectivamente (WICANDER, R.; MONROE. J. S., 2009). Existem várias formas de se calcular a magnitude Richter. Uma das mais utilizadas é a da magnitude, a qual se baseia nas ondas superficiais do tipo Rayleigh, para terremotos ocorridos a grandes distâncias e com o foco tendo

13 profundidade até 50 km (ERNESTO et al., 2009). A magnitude equação é obtida pela sendo que é a amplitude da onda Rayleigh registrada em m, T é o período da onda, que deve estar entre 18 e 20 s, e é o ângulo entre o epicentro e a estação sismológica formado no centro da Terra, dado em graus. Este ângulo deve estar entre 20 e 100. A escala Richter não possui unidade, pois faz comparação entre terremotos (ERNESTO et al., 2009) Histórico das Principais Atividades Sísmicas do Século XXI Uma grande quantidade de terremotos ocorre todos os anos pelo planeta. Na Tabela 2 são apresentados os terremotos de maior intensidade registrados no século XXI. Já na Figura 8, pode-se ver a quantidade de terremotos ocorridos a cada ano, desde 1996, de acordo a magnitude em que ocorreram. Nessa figura é possível observar as pequenas variações na quantidade de terremotos de magnitude entre 8.0 a 9.9 e entre 7.0 e 7.9 e uma maior variação no intervalo de magnitude entre 6.0 e Quantidade de Terremotos X Tempo (ano) R² = 0, R² = 0,7066 R² = 0, Figura 8: A quantidade de terremotos está mencionada de acordo com a magnitude. Fonte: USGS (2012). Magnitude 6.0 a 6.9 (azul) Magnitude 7.0 a 7.9 (vermelho) Magnitude 8.0 a 9.9 (verde) Polinômio (6ª ordem)

14 Tabela 2: Terremotos de alta intensidade, com a indicação da posição e hora, ocorridos no século XXI (ordenados pela magnitude): Data Hora UTC Latitude Longitude Magnitude Localização 26/12/ :58 3,30 N 95,78 L 9.1 Sumatra 11/03/ : N 142,369 L 9.0 Japão 27/02/ :34 35,846 S 72,719 O 8.8 Chile 11/04/ :38:36 2,294 N 93,078 L 8.6 Sumatra 28/03/ :09:36 2,074 N 97,013 L 8.6 Indonésia 12/09/ :10:26 4,520 S 101,374 L 8.5 Indonésia 23/06/ :33:14 16,26 S 73,64 O 8.4 Peru 15/11/ :14:16 46,607 N 153,230 L 8.3 Ilhas Curilas 25/09/ :50: N L 8.3 Japão 11/04/ :43:10 0,796 N 92,462 L 8.2 Sumatra 29/09/ :48:10 15,509 S 172,034 O 8.1 Ilhas Samoa 13/01/ :23:20 46,272 N 154,455 L 8.1 Ilhas Curilas 01/04/ :39:56 8,481 S 156,978 L 8.1 Ilhas Salomão 23/12/ :59: S L 8.1 Ilha Macquarie 15/08/ :40: S O 8.0 Peru 03/05/ :26: S O 8.0 Tonga 16/11/ :54: S L 8.0 Nova Irlanda 12/05/ :28: N L 7.9 China 12/09/ :49: S L 7.9 Indonésia 03/11/ :12: N O 7.9 Alaska (EUA) 04/06/ :28: S L 7.9 Indonésia Fonte: USGS (2011) Coeficiente de determinação A medida do grau com que duas grandezas se relacionam é dado pelo coeficiente de correlação r, o qual sempre estará entre -1 e 1 (Downing, D.; Clark, J., 2006). Quando o valor de r se aproximar de -1 ou de 1, quer dizer que há uma forte correlação entre as grandezas e quando se aproximar de 0, há uma fraca correlação (Triola, M. F., 2008). R² é o coeficiente de determinação múltipla e sempre estará entre 0 e 1, sendo que, quanto mais próximo de 1 melhor a curva estará ajustada aos dados (Downing, D.; Clark, J., 2006). 3. Metodologia

15 Para este trabalho realizou-se uma revisão bibliográfica em livros e artigos científicos com o intuito de se investigar os vários aspectos físicos relacionados às atividades solares, como por exemplo o ciclo solar e as manchas solares, os abalos sísmicos e os terremotos. Serão feitas também consultas e análises dos bancos de dados da Agência Espacial Norte Americana (NASA) e do Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS), ambos na internet, locais de onde serão recolhidos os dados para o desenvolvimento da pesquisa Objetivo Geral Verificar a possível correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos sísmicos na Terra Objetivos Específicos Buscar informações nos bancos de dados da NASA sobre atividades solares intensas; Levantar dados do serviço de monitoramento americano relacionados a grandes terremotos da última década; 3.3. Hipóteses : Existe correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos sísmicos na Terra. : Não existe correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos sísmicos na Terra. 4. Resultados e Discussões As Figuras de 9 a 13 apresentam algumas das erupções solares ocorridas em até 15 dias anteriores aos cinco terremotos de maior magnitude ocorridos desde o ano Das figuras verifica-se que, antes da ocorrência destes abalos sísmicos, sempre existiu uma grande agitação no Sol no que se refere às erupções. Ora há um grande número de erupções, ora há erupções muito intensas, também, em algumas situações ocorrem tanto um número elevado de erupções quanto erupções de alta intensidade. Verifica-se, também, o fato de ocorrerem erupções e não ocorrer nenhum terremoto de alta

16 magnitude. Outro fato relevante é que poucos minutos antes do terremoto de maior magnitude desse período houve uma erupção solar de grande intensidade que pode ser observada na Figura 9, que indica as CME s (do inglês, Ejeções de Massa Coronal) que precederam ao terremoto de Sumatra em 26/12/2004. Nas figuras, a cor vermelha contorna a posição limite em que se encontra a massa coronal, enquanto a cor azul indica a posição da borda principal. Na Figura 9 observa-se que nos dias anteriores ao terremoto houve grandes erupções, sendo que uma delas alcançou a altura de 6,2 (Raios Solares). No dia 19, pode se observar uma erupção como uma grande explosão na imagem registrada às 12 horas e às 0 horas e 36 minutos do dia 26, o registro do início de uma grande ejeção alguns minutos antes do terremoto na Sumatra, que ocorreu às 0 hora e 58 minutos. 12/12/ h 24 min 19/12/ h 24 min 12/12/ h 36 min 19/12/ h 12/12/ h 36 min 26/12/ h 36 min Figura 9: Imagens do Sol anteriores ao dia 26/12/2004. Fonte: NASA (2012). Observa-se na Figura 10 que nos dias anteriores ao terremoto no Japão ocorreu um número significativo de ejeções de massa coronal e, dentre elas, muitas de altas intensidades. No dia 4 de dezembro, ocorreram enormes

17 ejeções tendo registro de alturas de 5,6 e 4,4 e no dia 10, um dia antes do terremoto, também houve uma grande agitação no Sol, com várias ejeções. 25/02/ h 10/03/ h 24 min 25/02/ h 04/03/ h 48 min 10/03/ h 24 min 04/03/ h 10/03/ h 36 min Figura 10: Imagens do Sol anteriores ao terremoto no Japão em 11/03/2011. Fonte: NASA (2012). O terremoto ocorrido no Chile, em 27 de fevereiro de 2010, foi precedido por enormes ejeções de massa coronal, como as do dia 13 que chegaram a altura de 8,1 e 4,7, de acordo com a Figura 11. No dia 20 de fevereiro, há o registro de alturas de 6,0 e 6,1. No dia 25, as erupções foram menores, alcançando 3,9 e 5,3. Entretanto, no dia do terremoto e no anterior, não há registro de ejeções na LASCO, que é o instrumento utilizado pela sonda SOHO, e a quantidade diária dessas ejeções nos 15 dias anteriores foi pequena.

18 13/02/ h 06 min 25/02/ h 06 min 13/02/ h 54 min 25/02/ h 30 min 20/02/ h 54 min 20/02/ h 06 min 27/02/ h 30 min Figura 11: Imagens do Sol anteriores ao terremoto no Chile em 27/02/2010. Fonte: NASA (2012). 28/03/ h 36 min 04/04/ h 48 min 28/03/ h 48 min 04/04/ h 36 min 11/04/ h 36 min Figura 12: Imagens do Sol anteriores ao terremoto na Sumatra em 11/04/2012. Fonte: NASA (2012).

19 Conforme a Figura 12, podem ser observadas grandes erupções ocorridas nos dias 28 de março e 04 de abril de No primeiro, às 07 horas e 36 minutos houve o registro de uma ejeção atingindo uma altura de 5,7 e o momento em que existem três ejeções, sendo que uma delas está a 5,9. No dia 04, foi feita uma imagem de uma ejeção no momento em que se encontrava a 6,7 de altura e outra a 7,4. Já, no dia do terremoto, 11/04/2012, e no anterior não há registros de ejeções de massa coronal. 14/03/ h 36 min 28/03/ h 12 min 14/03/ h 48 min 28/03/ h 21/03/ h Figura 13: Imagens do Sol anteriores ao terremoto na Indonésia em 28/03/2005. Fonte: NASA (2012). O período anterior ao terremoto na Indonésia, em 28 de março de 2005, foi de muitas e intensas ejeções de massa coronal, como observado na Figura 13. No dia 14, anterior ao evento terrestre, há o registro em que a massa coronal atingiu a altura de 7,9 e outra de 7,7. A massa chegou a altura de 7,4 segundo registro feito no dia 21. Os registros ocorridos no dia 28 são de alturas menores, sendo elas 3,8 e 3,7. No que diz repeito às manchas solares, atualmente nos encontramos no ciclo 24 a caminho de um valor máximo de manchas em 2013, segundo o

20 gráfico da Figura 14. Observa-se nesta figura que o último máximo de manchas ocorreu em 2001, ano em que foi registrado um terremoto no Peru de magnitude 8.4 (ver a Tabela 2), começando a decair até um número mínimo entre o fim de 2008 e o início de 2009, quando então encerra o ciclo 23 e inicia o 24. Em uma comparação entre o gráfico da Figura 14 e a Tabela 2, observase um maior número de terremotos de alta magnitude em épocas próximas ao mínimo do ciclo solar, entre os anos de 2007 e Nas épocas próximas ao máximo, 2000 a 2002, houve quatro terremotos de alta magnitude, o que corresponde à metade do número de terremotos ocorridos próximos ao mínimo do ciclo. Nas regiões intermediárias, de 2003 a 2006, houve seis terremotos de alta intensidade e de 2011 a abril de 2012 houve três terremotos do tipo. Figura 14: O número de manchas solares de 2000 a 2012 e previsão até Fonte: NASA (2012). Observando a Figura 8, percebe-se que em 2000 é atingido um valor máximo local de terremotos com magnitude entre 6.0 e 6.9. Nesse ano, o Sol possuiu uma quantidade máxima de manchas, de acordo com a Figura 14. Em

21 2009, quando as manchas atingiram o mínimo do ciclo, nota-se também um mínimo local no número de terremotos daquela magnitude. Em relação às curvas dos terremotos de magnitude de 7.0 a 7.9 e de 8.0 a 9.9, pode-se observar que elas se mantiveram como constantes ao longo do tempo. Ao comparar a Figura 15 com a Figura 14, nota-se que em épocas próximas aos mínimos do ciclo solar sempre existe ou um máximo ou um mínimo local de números de terremotos de magnitude entre 6.0 e 6.9, como ocorre entre os anos de 1985 a 1987, de 1995 a 1997 e de 2008 a Dentro do período de 1980 a 2011, os abalos de magnitude de 7.0 a 7.9 e de 8.0 a 9.9 se mantiveram aproximadamente constantes R² = 0, a a a Polinômio (6.0 a 6.9) 60 Polinômio (7.0 a 7.9) R² = 0, Figura 15: Número de terremotos que ocorreram desde 1980 a Figura 16: Ciclos de manchas solares em relação aos anos. Fonte: SIDC (2012).

22 Foi realizada uma média aritmética do número de ejeções de massa coronal relativa aos 15 dias que antecederam aos terremotos de magnitude de 7.0 em diante, como se observa na Tabela 3. As médias da Tabela 3 foram divididas, de acordo com a frequência, em dois intervalos que antecedem os grandes abalos sísmicos e um, em que não há abalos na faixa de magnitude estudada na tabela. Os dois intervalos em que há terremotos de grande magnitude são as médias que estão de 0,267 a 3,334 e 6,2 a 13,4 ejeções por dia. Como os intervalos estão definidos de acordo com a frequência, o valor 5,6 foi desprezado por ser único entre os dois intervalos. Tabela 3: Média de Ejeções de Massa Coronal nos 15 Dias Anteriores aos Terremotos de Magnitude de 7.0 e acima. Média de Ejeções de Massa Coronal nos 15 Dias Anteriores aos Terremotos de Magnitude de: 7.0 e a e acima 0,467 2,8 6,2 0,267 6,333 7,867 13,4 7,33-12,133 0,267-0,467 12,2-0,534 1,867-1,133 9,0-3,2 6, ,4-10,867 1,867-0,467 1,867-0,467 5,6-0,534 0,8-0,4 2,067-3,334 10,867 - Nota-se que, de acordo com a Tabela 3, das médias de ejeções que antecederam aos 15 terremotos entre 7.0 e 7.9, onze estão dentro do intervalo de 0,267 a 3,334 ejeções por dia, o que representa aproximadamente 73,33% dos terremotos dessa faixa de magnitude, e os outros quatro, 26,66% aproximadamente, dentro do intervalo de 6,2 a 13,4 ejeções por dia. Dos 15

23 terremotos de magnitude de 8.0 a 8.9, oito deles, ou seja, 53,33%, são antecedidos pela média de 0,267 a 3,334 e 40% deles, 6 terremotos, estão no intervalo de 6,2 a 13,4 ejeções diárias. Os dois terremotos de magnitude igual ou superior a 9.0 foram antecedidos pelo intervalo de médias diárias de 6,2 a 13,4 ejeções, ou seja, 100% dos terremotos. 5. Conclusão De acordo com a análise das Figuras de 9 a 13, conclui-se que existe uma correlação entre as CME s e os terremotos de alta magnitude, pois nos dias anteriores aos terremotos analisados há uma intensa atividade solar. Conclui-se também, da análise dos gráficos da Figura 8 e das Figuras de 14 a 16, na correlação entre o ciclo solar e a quantidade dos terremotos de magnitude entre 6.0 e 6.9, pois sempre que o ciclo solar se encontra em seu mínimo os números de terremotos desta magnitude se encontram próximos de seus valores máximo ou mínimo. A correlação apontada depende de fatores externos à análise deste trabalho, como, por exemplo, as posições relativas das placas tectônicas, terremotos de baixa magnitude que tenham ocorridos em dias anteriores e em locais próximos aos terremotos que fizeram parte desta análise, dentre outros. Assim, sugere-se um estudo quantitativo destas correlações para que se possa determinar o quanto as atividades solares influenciam os terremotos e outro que aponte por qual processo físico estas correlações ocorrem. Agradecimentos Agradeço a Deus por ter me dado a vida e todas as condições para a realização deste trabalho. Agradeço à minha esposa, Silvia Maria, e à minha filha, Sarah, pelo apoio que me deram durante a graduação, assim como aos meus pais, Zeneide e Hermógenes. Agradeço aos Professores Edson Benício (orientador) e Claudio Manoel (Co-orientador) pelo acompanhamento e instrução, ao professor José Ricardo pela ajuda em alguns momentos do desenvolvimento, à professora Lourdes que muito me ajudou e me incentivou. Também agradeço ao pastor Jales e à Assembleia de Deus de Cidade Ocidental GO (ADOCI) pelas orações e instruções. Aos meus amigos do

24 Ministério de Louvor Kalil e aos amigos da graduação André e Vinícius que sempre me animaram nos momentos mais difíceis. 6. Referências Bibliográficas ERNESTO, Márcia et al. O interior da Terra, In: TEIXEIRA, Wilson et al. Decifrando a Terra. São Paulo: Companhia editora Nacional, 50-77, GREGORIO-HETEM, Jane; PEREIRA, Vera Jatenco. Fundamentos de Astronomia. Disponível em: < Acesso em: 27 out OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Astronomia e Astrofísica. São Paulo: Editora Livraria da Física, NORTH AMERICAN SPACE AGENCY (NASA). Disponível em: < > Acesso em: 26 set NORTH AMERICAN SPACE AGENCY (NASA). Disponível em: < Acesso em: 26 set MATSUURA, Oscar T.; PICAZZIO, Enos. O Sol, In: FRIAÇA, Amâncio C. S. et al. Astronomia: Uma Visão Geral do Universo. São Paulo: Edusp, , TIPLER, Paul; MOSCA, Gene. Física para cientistas e engenheiros Física Moderna: mecânica quântica, relatividade e a estrutura da matéria. Vol 3. 5ª edição, LTC, Rio de Janeiro, CECATTO, José Roberto. O Sol, In: INSTITUTO NACIONAL DE PESQUISAS ESPACIAIS INPE, Divisão de Astrofísica. Introdução à Astronomia e Astrofísica. São José dos Campos SP, Disponível em:

25 < Acesso em: 15 de nov. de SKINNER, Brian J.; PORTER, Stephen C. The dynamic earth: an introduction to physical geology. Estados Unidos da América, UNITED STATES GEOLOGICAL SURVEY (USGS). Disponível em: < Acesso em: 26 set LEINZ,Viktor; AMARAL, Sérgio Estanislau do. Geologia Geral. São Paulo: Companhia Editora Nacional, HALLIDAY, David; RESNICK, Robert; Walker, Jearl. Fundamentos de Física. Vol 2. 8ª edição, LTC, Rio de Janeiro, WICANDER, Reed; MONROE. James S. Fundamentos de Geologia. São Paulo: Cengage Learning, SOLAR INFLUENCES DATA ANALYSIS CENTER (SIDC). Disponível em: < Acesso em: 01 maio DOWNING, Douglas; CLARK, Jeffrey. Estatística Aplicada. 2 ed. São Paulo: Saraiva, UNIVERSIDADE DE BRASÍLIA (UnB). Disponível em < temid=66&lang=pt> Acesso em: 04 de maio de TRIOLA, Mario F. Introdução à Estatística,10 ed. Rio de Janeiro: LTC, 2008.