absorção ionosférica - josé wilson aguiar júnior e weverson cirino

XXXI SIMPÓSIO BRASILEIRO DE TELECOMUNICAÇÕES – SBrT2013, 1-4 DE SETEMBRO DE 2013, FORTALEZA, CE

Absorção Ionosférica José Wilson Aguiar Júnior e Weverson dos Santos Cirino

Resumo— Este artigo se refere à absorção ionosférica e sua

interação no meio plasmático. É de suma importância às

pesquisas de telecomunicações, tendo em vista que a absorção

ionosférica perturba seu comportamento no trajeto da

radiofrequência entre o transmissor e receptor. Nesse caso, o

estudo é realizado no baixo espectro eletromagnético na região do

ELF (3MHz a 3 KHz) e VLF (3KHz a 30KHz) e, devido a banda

muito estreita dos canais utilizados a quantidade de informação

tanto na transmissão quanto na recepção são muito pequenas,

embora o alcance seja relativamente longo.

Palavras chave – absorção ionosférica;

elétrons livres; plasma; transmissão ionosférica.

Abstract— This article refers to ionospheric absorption and

its interaction in the plasma environment. It is of paramount

importance to telecom researches, given that the ionospheric

absorption behavior disturbs the radio frequency path between

the transmitter and receiver. In this case, the study is conducted

in the lower region of the electromagnetic spectrum in ELF

(3MHz to 3 KHz) and VLF (3KHz to 30KHz) and due to very

narrow band of channels used the amount of information both in

transmission and in reception are very small, although the range

is relatively long.

Keywords - ionosphere absorption, free electron,

plasma, ionospheric broadcast.

I. INTRODUÇÃO

A ionosfera está localizada entre 50 a 1000 km de altitude

(dependendo do autor) desde a parte superior da troposfera

(tropopausa) até a termosfera. Sendo que na sua parte inferior

varia com a temperatura e a dinâmica atmosférica como um

todo.

Em função da variabilidade da energia na região

ionosférica, esta se divide em camadas que são nominadas

segundo suas características físico-químicas. Tal

particularidade afeta de sobremaneira a propagação das ondas

eletromagnéticas, notadamente na faixa compreendida desde

3Khz até aproximadamente 50Mhz [1].

A forte energização da região tem como causa principal a

radiação provinda do Sol. As moléculas podem absorver

fótons energéticos da região do ultravioleta, raios X e α-

Lyman que por sua vez causam a formação de cátions, ânions

e elétrons livres. Existem outras causas de ionização menos

importantes para região, estas podem ser meteoritos que se

desintegram gerando plasma, além de outros fótons de alta

energia [2].

A ionização sofre decaimento causado basicamente por

processos de transporte que movimentam o plasma ionosférico

da região equatorial deslocando para latitudes geomagnéticas

maiores em ambos hemisférios, norte e Sul .

A natureza magnética do campo requer que as linhas que o

compõe sejam fechadas interna e externamente, começando e

terminando em pontos bem definidos [figura 1].

Fig. 1: Campo magnético terrestre protegendo a Terra das radiações

provenientes do Sol.

Além das variações regulares citadas anteriormente, o

conteúdo total de elétrons pode sofrer modificações abruptas

em seu comportamento em função da ocorrência de intensas

explosões solares.

Nestes eventos, entre outros fenômenos, surge um rápido

aumento do fluxo solar de radiação eletromagnética,

especialmente na faixa dos raios X e extremo ultravioleta.

Estes atingindo a Terra podem provocar uma série de

fenômenos iônicos chamados Distúrbios Ionosféricos Súbitos

(Sudden Ionospheric Disturbances) [1].

A larga presença eletrônica, ou seja, de elétrons livres é

conceituada como TEC - Total Electron Content (Conteúdo

Total de Elétrons). Tal conteúdo varia temporal e

espacialmente em função da atividade solar. O TEC é

comumente medido em unidades de TEC, ou TECU, onde 1

TECU= 1 x 106 elétrons/m

2. Para latitudes médias, o TEC

noturno é de aproximadamente 5 TECU com R12= 0, onde R12

é o número médio anual de manchas solares, e o TEC para

R12= 100 é aproximadamente 30 TECU [3].

II. VARIABILIDADE IONOSFÉRICA

Ao avançar da noite a ionosfera sofre um processo chamado

recombinação. Em função disso as moléculas vão se formando

eletricamente neutras. À medida que o Sol nasce este começa

a energizar as moléculas neutras. Em função disso começa a

ocorrer o processo de ionização aumentando desta forma a

presença de plasma na região [4].

O aumento da ionização carrega a atmosfera superior,

transformando os gases da região em plasma. Este, por sua vez

pode se comportar ora como líquido, ora como sólido, ora

como gás, sendo que qualquer que seja a natureza observada,

seu comportamento varia de acordo com a energia absorvida


ou irradiada por si, de forma cuja variabilidade faz o meio se

proceder como um sistema sintonizado [5].

O plasma, conforme o comportamento descrito acima sofre

intrinsecamente colisões em seus componentes, tais efeitos

acabam por gerar transferência de energia cinética entre si

com o meio onde estão inseridos.

A presença de partículas carregadas torna a atmosfera na

região um meio dinâmico de tal forma que pode afetar a

propagação de ondas eletromagnéticas. Estas podem ressonar

gerando flutuações que por sua vez criam correntes parasitas

em diversos comprimentos de onda fazendo o comportamento

iônico ora absorvedor, ora refrator segundo a sua densidade

própria [5]. A variação da densidade iônica faz ocorrer um

fenômeno de refrações múltiplas que são geralmente

confundidas com reflexão. Também em outras situações pode

ocorrer a dutificação entre camadas. Este efeito, semelhante a

condução de luz numa fibra óptica faz com que a

radiofreqüência se propague entre camadas atingindo a

superfície da terra após muitas “reflexões”. A variação

ionosférica é causada por duas mudanças nas fontes de

ionização e corresponde a alterações na parte neutra da

atmosfera superior na qual está incorporada.

A variabilidade iônica ocorre durante as 24 horas do dia por

causa da energia provinda do Sol (dia) e a ausência desta

(noite) conforme citado anteriormente. Também tal

variabilidade depende do ciclo solar, da sazonalidade, da

latitude e dos movimentos aéreos da atmosfera causados pela

oscilação térmica [6] conforme Tabela 1.

Tal está ilustrado nas mudanças de densidade máxima de

elétrons na região F (Nmax) para uma variação diurna e ao

longo do ciclo solar. A radiação solar de raios-X pode oscilar

drasticamente quando ocorre um flare solar, o que aumenta a

ionização na ionosfera. Sendo que na parte inferior da região

(camadas C e D) há forte absorção de RF além de um aumento

súbito de ruído térmico. TABELA I

VARIABILIDADE IONOSFÉRICA.

PARÂMETROS IONOSFÉRICOS

DIURNO (LATITUDES MÉDIAS)

CICLO SOLAR (DIA)

Nmax 1x105 a 1x106 elétrons/cm3 fator de 10

4x105 a 2x106

elétrons/cm3 fator de

5

Frequência Máxima Utilizável

12 a 36MHz Fator de 3 21 a 42 MHz Fator de 2

Conteúdo Total Eletrônico

5 a 50x1016 elétrons/cm2 Fator de 10

5 a 50x1016 elétrons/cm2

Fator de 5

Outra fonte de variabilidade ionosférica é provinda de

partículas carregadas correspondentes a atmosfera neutra da

termosfera.

A ionosfera interage com ventos termosféricos que podem

empurrá-la e a inclinar ao longo das linhas de campo

magnético para uma altitude diferente [7,6,5].

A composição da termosfera, durante a noite, altera a taxa

de recombinação entre íons e elétrons.

Ao ocorrer uma tempestade geomagnética, a entrada de

energia em latitudes elevadas altera os ventos termosféricos e

sua composição. Tal fenômeno produz fases positivas ou

negativas da concentração de eletrônica.

A variação diurna é composta por três parâmetros

principalmente: Nmax, MUF (frequência máxima utilizável) e

TEC [8].

Para comunicação em alta freqüência, HF, as ondas de rádio

se propagam em saltos pela ionosfera. Os parâmetros críticos

são a máximo e mínimas frequências utilizáveis (UFM e LUF)

sendo que a máxima freqüência utilizada depende do

eletrônica da região F e do ângulo de incidência

radiofrequência. Este efeito varia durante o dia segundo as

interações terra-sol e suas perturbações [figura 2].

A mínima frequência utilizada (LUF) é controlada pela

absorção iônica nas regiões C, D e E e é severamente afetada

por explosões solares.

Fig. 2: A janela de frequência usada na rádio propagação situa-se entre

mínima e máximas frequências utilizáveis. Quando fecha a janela, ocorre um

curto desvanecimento de onda.

III. CINTILAÇÃO IONOSFÉRICA

Em algumas regiões da ionosfera (principalmente nas altas

e baixas latitudes da região F) em certos locais (após o pôr do

sol) a ionosfera pode se tornar altamente turbulenta.

"Turbulência" é definida como a presença de estruturas de

pequena escala (de centímetros a metros) com estruturas

embutidas de irregularidade em grande escala (dezenas de

quilômetros) no ambiente ionosférico [9]. Em condições

favoráveis, as irregularidades de densidade do plasma são

geradas apenas após o pôr do sol na região equatorial e pode

durar várias horas. Em latitudes elevadas, essas irregularidades

podem ser geradas durante o dia, ou à noite [7]. Para regiões

em latitudes baixas e altas, as irregularidades de pequena

escala ocorrem com mais frequência durante o máximo do

ciclo solar [figura 3].

Fig. 3: Profundidade global do desvanecimento de cintilação durante a

baixa e moderada atividade solar.

Nascer do Sol Pôr do Sol

Hora Local


A existência destas estruturas em pequena escala afetar

seriamente a natureza das ondas de RF como sua propagação

através da ionosfera.

IV. VISÃO MICROSCÓPICA DE PROPAGAÇÃO NO

PLASMA

Partículas carregadas no plasma magnetizado, naturalmente,

sofrer movimento de giro, ou movimento circular em torno

das linhas do campo magnético, e força o movimento sob a

influência de um campo elétrico variável no tempo. Este

movimento complexo de cargas originam correntes

secundárias. Estas correntes, por sua vez, modificar as

propriedades de ondas eletromagnéticas que se propagam no

plasma [10].

Quando uma partícula circular se desloca sobre uma linha

do campo magnético, é empurrada ao mesmo tempo ao longo

de um caminho linear [11]. Há dois modos de movimento: o

extraordinário, onde o movimento é forçado na mesma direção

que o movimento de giro e o modo comum, ao qual seu

movimento de giro é forçado à direções opostas [figura 4].

O tempo harmônico do campo elétrico (harmônicas de

propagação) afetam o movimento dos elétrons circulando

sobre os campos.

Fig. 4: Do lado esquerdo trajetórias de elétrons sob a influência do giro

movimento e movimento forçado. Modo extraordinário: movimento forçado na mesma direção, com movimento de giro natural; Modo comum:

movimento forçado a direção oposta movimento de giro natural.

Estes movimentos afetam as características de propagação

da onda em si. A alteração forçada da frequência também

altera o tamanho da resposta [12].

No plasma pode haver perda de energia através de colisões,

que converte o movimento ordenado de cargas em movimento

desordenado (aquecimento).

Duas classes de colisões são importantes na maioria dos

plasmas:

A. Colisões de elétrons neutros – colisão de elétron

com uma molécula neutra dispersando-se algum

ângulo;

B. Colisões íon-eletrônicas - um elétron desloca-se

para fora de um íon através da interação das forças

de Coulomb;

C. Colisões eletrônicas neutras são importantes em

gases parcialmente ionizados.

Fig. 5: Tipos importantes de colisões.

Em uma colisão elástica, o elétron consegue se movimentar

por um pequeno momento depois da colisão através das

interações das forças de Coulomb. Em uma colisão inelástica,

o elétron perde toda a sua força e não se movimenta [figura 5].

As duas últimas formas de colisões mostram colisões de

elétrons-neutros, atingindo a molécula neutra (O2, por

exemplo) e dispersando-se em algum ângulo mostram que o

elétron possui algum impulso após a colisão perdendo toda sua

força [13].

O movimento ordenado será interrompido sempre que

houver uma colisão. Este processo é basicamente a perda

através de aquecimento, uma vez que temos ordenado o

movimento coerente do elétron interrompendo seu movimento

chocando-o com outras partículas.

V. VISÃO FLUIDA

Devido ao grande número de partículas, o plasma é mais

frequentemente tratado como um fluido acoplado com as

equações de Maxwell e uma força adicional do termo Lorenz

[14].

O que isto significa é que o plasma pode ser descrito usando

equações de Maxwell e as duas equações de conservação da

quantidade de movimento e de conservação e massa.

As perdas colisionais são modeladas como um termo de

atrito linear simples, no momento final da conservação da

equação.

A condição de continuidade (conservação de massa) é:

0

ee

e uNt

N (1)

Onde a condição de tempo é:

eeeeeeeeee

ee unmBuENqpuut

uNm

(2)

A equação se justifica que a taxa de variação das partículas

num ponto é equilibrada por um fluxo para dentro e para fora

de um pequeno volume em torno desse ponto.

As variáveis das equações são:

A. Ne é a densidade numérica de elétrons;

B. ue é a velocidade média dos elétrons;

C. qe e eu são a carga e a massa de um respectivo

elétron.

Comum Extraordinário

Coulomb

Elástica

Não elástica

Extraordinario Extraordinario


D. Nu é a frequência de colisão;

E. ep é a pressão de elétrons.

A outra equação é basicamente de equilíbrio e força. É mais

difícil de interpretar, mas as partes importantes são os dois

termos mais à direita:

A. A força de Lorenz é adicionada a essas equações,

tal como qualquer força externa seria em

simulações de fluidos;

B. O termo colisão pode ser explicado como a taxa de

perda de impulso devido às colisões - N*m*u é o

impulso por unidade de volume. Multiplicando-a

por a taxa de colisão basicamente torna uma taxa, e

subtraindo o torna uma perda.

Escrevendo perdas desta forma assumimos implicitamente

que todos os momentos de um elétron são perdidos colisões.

Ele bate em um neutro e para. Na realidade, não é assim tão

simples, mas é um bom modelo e Nu (frequência de colisão) é

geralmente uma medida de quantidade "eficaz" de qualquer

maneira.

Perdas colisionais são modeladas como um termo de atrito

linear simples.

É comum para soltar os termos de pressão e convectivas,

produzindo a equação do "plasma frio linearizado":

eeeeeee

ee uNmBuENqt

uNm

(3)

Na verdade, a conservação da equação de condição de

tempo pode muitas vezes ser ainda mais simplificada através

da supressão da convecção e condições de pressão, obtendo-se

a equação de plasma frio linearizado na parte inferior.

A corrente e a carga estão relacionadas com a densidade e

velocidade eletrônica:

ee

eee

qN

uqNJ

(4)

Fazendo a substituindo, podemos reescrever as equações de

fluidos como relações entre J, E, e da densidade de carga:

EJ

Jt

e

0 (5)

Ou seja, a conservação da massa é a mesma que a

conservação de carga, e a equação reduz a quantidade de

movimento linear de uma relação entre a corrente e o campo

elétrico através de um tensor de condutividade 3x3 eliminando

o termo de velocidade do fluido [15].

Supondo que o campo magnético se orientado ao longo do

eixo z, a condutividade tensor é:

e

ece

e

ee

ce

ce

ce

m

Bq

m

jqN

j

JH

j

j

H

H

22

2

22

2

22

2

00

0

0

(6)

Arbitramos que o campo B está na direção z girando apenas

para uma melhor compreensão.

Onde 2

ce é a frequência ciclotrônica; os outros símbolos

continuam com a mesma correspondência. A condutividade ao

longo da direção z não é afetada pelo campo magnético

(plasma desmagnetizado). Para haver uma onda plana, o

tensor de condutividade e a permissividade do tensor são

completamente equivalente a complexa permissividade do

tensor é:

jI0

(7)

VI. RELAÇÃO DE DISPERSÃO

A relação de dispersão tem um conceito muito simples e

esta abordagem é completamente geral para qualquer meio

com um tensor com permitividade 3x3.

O vetor de índice de refração é basicamente apenas um

vetor de onda normalizada. A sua direção é a direção de

propagação e a sua magnitude é o índice de refração na

direção. Em geral, existem quatro soluções para o índice de

refração de uma dada direção, que correspondem a diferentes

modos de propagação no plasma [16].

A propagação no meio é descrita pela relação de dispersão,

que se refere ao vetor de onda k para a frequência da

propagação de uma onda eletromagnética.

Para encontrar a relação de dispersão, as equações de

Maxwell precisam ser escritas como:

BEk

EBk

00 (8)

Substituindo para eliminar B, tem-se:

000

2 EEKK (9)

Reescrevendo em notação matricial e definindo o vetor de

índice de refração n = (kc)/, temos:

0 EnInnn TT

(10)


Uma solução não trivial (E0) para este sistema de

equações requer o determinante:

0det ITT nnnn (11)

Esta relação de dispersão funciona para qualquer meio com

permissividade de tensor, não apenas no plasma.

VII. CONCLUSÕES

Tendo em vista a complexidade das características da

ionosfera, observando os inúmeros fenômenos que apoiam sua

instabilidade como meio permissivo, é visto que o

monitoramento e a criação ou descoberta de novos parâmetros

é necessária, para um maior aproveitamento do meio fazendo

as corretas previsões dos fatores que atenuam a região.

A variabilidade do meio ionosférico e a cintilação, tanto

quanto a relação de dispersão ajudam nos cálculos corretos e

mais precisos afim de, compreender melhor esta camada da

atmosfera utilizando-a cada vez mais,, não só para pesquisas,

mas para uso constante de uma região que se comporta como

um guia de onda quase que perfeito.

VIII. REFERÊNCIAS

[1] K. Davies: “Ionospheric Radio”, Peter Peregrinus Ltd., London, 1990.

[2] W. J. H. Kirchhoff: “Introdução à Geofísica Espacial”. São Paulo: Nova

Stella. 1991. [3] K. Davies, E. K. Smith: “Ionospheric Effects on Satellite Land Mobile

Systems”, IEEE Antenna’s and Propagation Magazine, Vol 44, Nr 6, 2002, pp 24-31.

[4] J.K. Hargreaves: “The solar-terrestrial environment”, Cambridge

Atmospheric And Space Sciences series, Cambridge Univ. Press, Cambridge, UK, 1992.

[5] A. A. Leithold: “Reflexão Ionosférica: Como a Radiofrequência Reflete

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[7] M. C. Kelley: “The Earth’s Ionosphere: "Plasma Physics and Electrodynamics”, Academic Press, 1989.

[8] A. Leick: GPS satellite surveying. 2.ed. New York: John Wiley & Sons,

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Cambridge University Press 1985. 685p. [10] T. Chevalier: “Terminal impedance and antenna current distribution of a

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[13] T., Nygren: “A simple method for obtaining reflection and transmission coefficients and fields for an electromagnetic wave in a horizontally

stratified ionosphere” - Planet. Space Sci., Vol 29, No 5, pp. 521-528,

1981. [14] J.A. Bittencourt: Fundamentals of Plasma Physics, Third Edition -

Springer 2004.

[15] L. Kalluri: “Three-dimensional FDTD simulation of electromagnetic

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IEEE Transactions on Antennas and Propagation, Vol 47, No 7, July

1999. [16] Nathan B., Eugeniu P."Ionosphere and Applied Aspects of Radio

Communication and Radar". CRC Press, 2008. 600p.

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