estudo da dinÂmica do sistema...
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INPE-13270-TDI/1032
ESTUDO DA DINÂMICA DO SISTEMA IONOSFERA-TERMOSFERA POR MODELO TEÓRICO E OBSERVAÇÕES
EXPERIMENTAIS
Pedrina Morais Terra dos Santos
Tese de Doutorado do Curso de Pós-Graduação em Geofísica Espacial, orientada pelo Dr. Jonas Rodrigues de Souza e co-orientada pelo Dr. José Humberto Andrade Sobral,
aprovada em 25 de fevereiro de 2005.
INPE São José dos Campos
2005
523.4-853 SANTOS, P. M. T. dos Estudo da dinâmica do sistema ionosfera-termosfera por modelo teórico e observações experimentais / P. M. T. dos Santos. – São José dos Campos: INPE, 2005. 134p. – (INPE-13270-TDI/1032). 1.Modelos matemáticos. 2.Ionosfera terrestre. 3.Região E. 4.Deriva ionosférica. 5.Bolhas de plasma. I.Título.
Aprovado (a) pela Banca Examinadora em cumprimento ao requisito exigido para obtenção do Título de Doutor em Geofísica Espacial
Aluno (a): Pedrina Morais Terra dos Santos
São José dos Campos, 25 de fevereiro de 2005
“Hoje, é possível que a tempestade te amarfanhe o coração e te atormente o ideal, aguilhoando-te com a aflição ou ameaçando-te com a morte....
Não te esqueças, porém, de que amanhã será outro dia.”
Chico Xavier
A meus pais, LAURA MORAIS DOS SANTOS e JOSÉ MARIA DOS SANTOS,
pelo apoio constante e incomensurável, com amor dedico.
AGRADECIMENTOS
À Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) por fomentar o desenvolvimento deste trabalho sob o processo n° 00/05089-0. Ao Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) pela oportunidade de estudos e utilização de suas instalações. Ao Conselho de Pós Graduação do Curso de Geofísica Espacial pelo apoio financeiro na participação em Congressos Nacionais e Internacionais. Ao Dr. Jonas Rodrigues de Souza e ao Dr. José Humberto Sobral pela orientação científica, pelo incentivo, por todo o conhecimento compartilhado e principalmente, pela amizade e apoio nos momentos mais cruciais do desenvolvimento deste trabalho. Ao Professor Graham John Bailey da Universidade de Sheffield, Inglaterra, pela orientação e amizade. À Dra. Maria Virgínia Alves pelo incentivo e pelos sábios conselhos durante todo o período de desenvolvimento deste trabalho. À amiga Lucyana Pereira Barros pela presença constante e essencial em todos os momentos desta etapa da minha vida. Às amigas Maria Aparecida Cândido R. de Souza, Cecília Cândido R. de Souza e Alessandra Abe Pacini pela companhia, amizade, carinho, apoio e pelos braços sempre abertos. À amiga Thais Mehl Ribas pelos momentos inesquecíveis compartilhados durante o estágio na Universidade de Sheffield. A meu irmão Eduardo Camilo Terra dos Santos e sua linda família que mesmo distantes nunca deixaram de torcer por mim. Aos amigos Dr. Christiano Garnett Marques Brum, Dr. Fernando Junio de Miranda, Wantuir Aparecido de Freitas e Fábio Augusto Vargas por todo o companheirismo, amizade e solidariedade no convívio diário neste Instituto de Pesquisa. Aos amigos Engenheiros que sempre acompanharam meus passos e comemoraram comigo cada vitória conquistada. A todos os meus queridos amigos que o limitado espaço não permite citar, agradeço pelo apoio e pelas palavras de incentivo nos momentos de desânimo.
RESUMO
Neste trabalho desenvolveu-se uma nova versão do modelo ionosférico Sheffield University Plasmasphere-Ionosphere Model (SUPIM) a qual inclui em seu código a região E ionosférica e os cálculos das velocidades de derivas zonais da região F equatorial. Esta nova versão, denominada de Sheffield University Plasmasphere-Ionosphere Model-Enhanced (SUPIM-E), ampliou consideravelmente as perspectivas de aplicações desse importante modelo em estudos inéditos do sistema termosfera-ionosfera equatorial e de baixas latitudes. A validação dos resultados teóricos obtidos pelo SUPIM-E foi realizada a partir de análises comparativas com registros experimentais para a região de Cachoeira Paulista (22,6°S, 45°O) e Jicamarca (12°S, 77°O), sob condições distintas de atividade solar e sazonalidade. Os estudos realizados pelo SUPIM-E conduziram à conclusão de que os processos de transporte na modelagem da região E ionosférica é uma das condições principais para a obtenção de resultados precisos e realistas. As análises realizadas a partir das variações temporais das velocidades de derivas zonais do plasma da região F calculadas pelo SUPIM-E levaram a constatação de que a velocidade de deriva zonal do plasma da região F é fortemente influenciada pelos efeitos da deriva vertical em todos os tempos locais, não sendo realista a suposição de que tal velocidade é equivalente àquela do vento neutro zonal ponderado em relação à condutividade Pedersen integrada. Finalmente, a partir de comparações entre velocidades de derivas zonais teóricas do plasma ambiente e velocidades experimentais de derivas zonais das bolhas de plasma sobre a região de Cachoeira Paulista durante o verão e o equinócio, observou-se evidências de que tais velocidades não apresentam o mesmo comportamento tanto para o período de baixa atividade solar como para o período de alta atividade solar. Outro fator importante observado foi de que, ao contrário do que tem sido suposto em vários trabalhos, as velocidades de derivas zonais das bolhas em fase inicial de desenvolvimento apresentam-se mais acopladas às derivas zonais do plasma ambiente do que aquelas bem desenvolvidas.
STUDY OF THE TERMOSPHERE-IONOSPHERE SYSTEM DYNAMICS BY
THEORETICAL MODEL AND EXPERIMENTAL OBSERVATIONS
ABSTRACT
In this work it was developed a new version of the ionospheric model SUPIM (Sheffield University Plasmasphere Ionosphere Model), in which the ionospheric E region and equatorial zonal drift velocity calculations for F region were included. This new version, named as SUPIM-E (Sheffield University Plasmasphere Ionosphere Model –Enhanced) provide applied studies for the equatorial and low latitude thermosphere-ionosphere system. SUPIM-E results for different solar activities and season were validated using experimental data registered over Cachoeria Paulista (22°S, 45°W) and Jicamarca (12°S, 77° W). From SUPIM-E results it was noticed that it is not possible to get realistic results for equatorial E region ignoring the transport terms, in contrast with published works. It was noticed that equatorial vertical plasma drifts (eastwards electric field) affect the zonal drifts velocities during all local times. The supposition that zonal drift should be equal to weighted zonal wind with integrated Pedersen conductivity does not seem realistic. Finally, the comparison between theoretical zonal drift velocities and experimental velocities of plasma bubble over Cachoeira Paulista shows evidence that each one of these velocities has different behavior and presents no correlated values, mainly during well developed bubble phase.
SUMÁRIO
LISTA DE FIGURAS
LISTA DE TABELAS
CAPÍTULO 1- INTRODUÇÃO.................................................................................... 21
1.1 O Modelo Ionosférico SUPIM......................................................................... 24
1.1.1 As Equações que Regem o SUPIM.................................................................. 25
1.1.1.1 A Solução das Equações.................................................................................. 28
1.1.2 Os Parâmetros de Entrada do SUPIM.............................................................. 30
CAPÍTULO 2- A ELETRODINÂMICA DA IONOSFERA EQUATORIAL E DE
BAIXAS LATITUDES.........................................................................
37
2.1 O Dínamo da Região E Ionosférica.................................................................. 38
2.2 O Dínamo da Região F Ionosférica.................................................................. 40
2.3 As Derivas Zonais Noturnas da Região F Equatorial...................................... 43
2.4 As Derivas Zonais das Bolhas Ionosféricas..................................................... 45
CAPÍTULO 3- DESENVOLVIMENTO DO SHEFFIELD UNIVERSITY
PLASMASPHERE-IONOSPHERE MODEL - ENHANCED
(SUPIM-E).......................................................................................
51
3.1 Considerações Sobre a Modelagem da Região E nos Períodos Diurno e
Noturno.............................................................................................................
54
3.2 Metodologia utilizada no desenvolvimento do SUPIM E................................ 56
3.2.1 Definição das Altitudes Bases dos Cálculos.................................................... 56
3.2.2 Modelagem da Região E.................................................................................. 57
3.2.2.1 Ionização da Região E Diurna.......................................................................... 58
3.2.2.2 Ionização da Região E Noturna........................................................................ 60
3.2.2.3 Química da Região E........................................................................................ 63
3.2.2.3.1 Implementação do Íon N+................................................................................ 68
3.3 Parâmetros de Saída do SUPIM-E................................................................... 69
3.4 Avaliação da Eficiência de Diferentes Modelos para o Constituinte Neutro
NO na Simulação da Região E Ionosférica......................................................
71
CAPÍTULO 4- ANÁLISES COMPARATIVAS ENTRE OS RESULTADOS
TEÓRICOS DO SUPIM-E E DADOS EXPERIMENTAIS..........
77
4.1 Comparação Entre Perfis Verticais de Densidade Eletrônica Teóricos e
Experimentais das Regiões E e F.....................................................................
78
4.2 Comparação de Perfis de Freqüência Crítica da Região E............................... 87
CAPÍTULO 5- INCLUSÃO DO CÁLCULO DAS VELOCIDADES DE
DERIVAS ZONAIS DA REGIÃO F IONOSFÉRICA NO
MODELO SUPIM-E...................................................................
99
5.1 Cálculos das Velocidades Zonais pelo SUPIM-E........................................... 100
5.2 Resultados e Discussões dos Cálculos das Velocidades Zonais pelo
SUPIM-E para Cachoeira Paulista...................................................................
106
5.3 Análises Comparativas Entre as Velocidades de Derivas Zonais Calculadas
pelo SUPIM-E e Aquelas Obtidas por Dados Fotométricos na Presença de
Bolhas de Plasma.............................................................................................
110
CAPÍTULO 6- CONCLUSÕES.................................................................................... 115
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS......................................................................... 119
LISTA DE FIGURAS
1.1 Diagrama esquemático das entradas do SUPIM................................................. 31
2.1 Simulação da seção transversal da AEI às 16LT, onde as isolinhas fornecem o ln(Ne)..................................................................................................................
39
2.2 Representação da região do eletrojato equatorial ao longo do equador geomagnético......................................................................................................
40
2.3 Velocidades de derivas verticais iônicas. A linha preta representa medidas típicas de derivas verticais do plasma; a linha vermelha inclui somente o dínamo da região E e a linha azul inclui também o dínamo da região F...........................................................................................................................
42
2.4 Representação simplificada do pico pré-reversão considerando-se um vento U uniforme da região F...........................................................................................
43
2.5 Variabilidade das derivas zonais das região F com a atividade solar em três diferentes estações do ano...................................................................................
44
2.6 Esquema simplificado dos processos eletrodinâmicos que influenciam no mecanismo de instabilidade que leva à geração das bolhas ionosféricas............
46
2.7 Ilustração da evolução das bolhas ionosféricas................................................... 47
2.8 Velocidades de derivas zonais das bolhas ionosféricas em função da hora local. As linhas retas e curvas representam os ajustes linear e polinomial, respectivamente...................................................................................................
48
3.1 Fluxo de fotoionização noturno para a radiação Lyman α em função da altitude para determinados valores do ângulo zenial solar, calculado a partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos. As linhas pontilhadas indicam a região de extrapolação baseadas em observações de foguete.................................................................................................................
61
3.2 Fluxo de fotoionização noturno para a radiação Lyman β em função da altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos..........................
61
3.3 Fluxo de fotoionização noturno para a radiação He I em função da altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos. As linhas pontilhadas indicam a região de extrapolação baseada em observações de foguete.................................................................................................................
62
3.4 Fluxo de fotoionização noturno para a radiação He II em função da altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a partir de um modelo dipolar da plasmasfera. Os fluxos apresentados são para condições de equinócio em médias latitudes............................................................................
62
3.5 Comparação entre resultados teóricos do SUPIM-E utilizando a química de Keneshea et al. (1970) (curvas vermelhas) e dados experimentais obtidos por digissondas (curvas pretas)..................................................................................
64
3.6 Perfil de densidade do íon N+ simulado pelos modelos: SUPIM-E para o dia 9/3/2001 às 12h; pelo modelo FLIP para a região de Millstone Hill (43°N, 71°O) no mês de dezembro em período de atividade solar alta e pelo modelo TRANSCAR para uma região de alta latitude no mês de maio também em período de atividade solar alta.............................................................................
69
3.7 Densidades iônicas e eletrônicas fornecidas pelo SUPIM-E para a região de Cachoeira Paulista nos tempos locais de 11h e 0h..............................................
70
3.8 Perfis experimentais de f0E (triângulos cheios) e obtidos pelo SUPIM-E a partir do modelo de Mitra (triângulos vazados), Titheridge (cruzes) e Barth et al. (círculos) para o mês de março de períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001).........................................................................................................
74
3.9 Perfis experimentais de f0E (triângulos cheios) e obtidos pelo SUPIM-E a partir do modelo de Mitra (triângulos vazados), Titheridge (cruzes) e Barth et al. (círculos) para o mês de novembro de períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001).............................................................................................
75
4.1 Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e teóricos (curvas azuis) obtidos para os três dias do mês de novembro de 1996 relacionados na tabela 4.1 (baixa atividade solar)...............................................
70
4.2 Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e teóricos (curvas azuis) obtidos para os três dias do mês de novembro de 2001 relacionados na tabela 4.2 (alta atividade solar).................................................
80
4.3 Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e teóricos (curvas azuis) obtidos para os cinco dias do mês de março de 1996 relacionados na tabela 4.1 (baixa atividade solar)...............................................
83
4.4 Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e teóricos (curvas azuis) obtidos para os cinco dias do mês de março de 2001 relacionados na tabela 4.2 (alta atividade solar).................................................
84
4.5 Perfis verticais de densidade eletrônica obtidos experimentalmente (curvas pretas), pelo SUPIM-E (curvas azuis) e pelo SUPIM (curvas vermelhas) para as regiões E e F nos tempos locais de 0h, 4h, 9h, 10h, 11h, 12h, 14h, 16h, 18h e 21h do dia 6/3/1996..........................................................................................
e 21h do dia 6/3/1996.......................................................................................... 86
4.6 Perfis de f0E teóricos (triângulos vazados) e experimentais (triângulos cheios) em função da hora local, para o mês de novembro do período de atividade solar baixa (1996) e alta (2001)...........................................................................
88
4.7 Perfis de f0E teóricos (triângulos vazados) e experimentais (triângulos cheios) em função da hora local para o mês de março do período de atividade solar baixa (1996) e alta (2001)...................................................................................
89
4.8 Perfis de f0E experimentais (triângulos cheios) e teóricos obtidos considerando-se os termos de vento e deriva nulos (triângulos vazados) em função da hora local para os meses de novembro dos períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001)...........................................................................
90
4.9 Perfis de f0E experimentais (triângulos cheios) e teóricos obtidos considerando-se os termos de vento e deriva nulos (triângulos vazados) em função da hora local para os meses de março dos períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001)...................................................................................
91
4.10 Perfis verticais de densidade eletrônica modelados sob condições de deriva e vento nulos (linhas contínuas), considerando-se os termos de deriva e ventos (linhas com cruzes) e obtidos experimentalmente (linhas com círculos cheios) para os dias 9/3/2001 e 23/11/2001.....................................................................
93
4.11 Perfis verticais do módulo da diferença entre os valores teóricos modelados sob condições de deriva e vento nulos (linhas contínuas) e considerando-se os termos de deriva e ventos (linhas com cruzes) em relação aos dados obtidos experimentalmente para os dias 9/3/2001 e 23/11/2001.....................................
94
4.12 Perfis teóricos de densidade eletrônica calculados às 0h pelo SUPIM-E e pelo modelo de Brum (2004) durante o verão para a estação de Cachoeira Paulista.
96
4.13 Perfis teóricos de densidade eletrônica calculados às 0h pelo SUPIM-E e pelo modelo de Brum (2004) durante o equinócio para a estação de Cachoeira Paulista................................................................................................................
96
5.1 Perfis de Σp e Σh em função da hora local calculados pelo SUPIM-E e para Cachoeira Paulista nos dias 2/3/1996, 11/11/1996, 9/3/2001 e 23/11/2001.......
101
5.2 Perfis de velocidades de deriva zonal do plasma da região F (positivas para leste) em função da hora local obtidos pelo SUPIM-E (curvas com círculos) e pelo modelo de Fejer et al. (2005) (curvas com cruzes) para Jicamarca durante equinócio de baixa e alta atividade solar..............................................
104
5.3 Perfis de velocidades de deriva zonal do plasma da região F (positivas para leste) em função da hora local obtidos pelo SUPIM-E (curvas com círculos) e pelo modelo de Fejer et al. (2005) (curvas com cruzes) para Jicamarca
durante verão de baixa atividade solar................................................................ 105
5.4 Variação temporal das velocidades de derivas zonais (vϕ) (curvas com símbolos cheios) e de ventos neutros zonais ponderados (up
ϕ) (curvas com símbolos vazados) para cada um dos dias do mês de março relacionados nas tabelas 4.2 e 4.3. As velocidades são positivas para leste......................................................................................................................
107
5.5 Variação temporal das velocidades de derivas zonais (vϕ) (curvas com símbolos cheios) e de ventos neutros zonais ponderados (up
ϕ) (curvas com símbolos vazados) para cada um dos dias do mês de novembro relacionados nas tabelas 4.2 e 4.3. As velocidades são positivas para leste......................................................................................................................
108
5.6 Perfis teóricos de derivas zonais do plasma ambiente calculados pelo SUPIM-E (curvas pretas com círculos) e experimentais obtidos por registros fotométricos do OI 630 nm (curvas cinzas com cruzes) para o equinócio de atividade solar baixa e alta..................................................................................
112
5.7 Perfis teóricos de derivas zonais do plasma ambiente calculados pelo SUPIM-E (curvas pretas com círculos) e experimentais obtidos por registros fotométricos do OI 630 nm (curvas cinzas com cruzes) para o equinócio de atividade solar baixa e alta..................................................................................
113
LISTA DE TABELAS
1.1 Frequências de colisão (s-1) para a transferência de movimento entre íons e neutros.....................................................................................................................
33
1.2 Reações químicas utilizadas no modelo SUPIM e suas respectivas taxas.............. 34
3.1 Reações químicas do SAMI2 implementadas no SUPIM-E e suas respectivas taxas.........................................................................................................................
66
4.1 Relação dos dias utilizados nas análises comparativas para os meses de novembro e março no período de atividade solar baixa..........................................
77
4.2 Relação dos dias utilizados nas análises comparativas para os meses de novembro e março no período de atividade solar alta.............................................
78
5.1 Relação dos dias de registros de dados de velocidades de derivas zonais das bolhas de plasma em Cachoeira Paulista................................................................
111
21
CAPÍTULO 1
INTRODUÇÃO
A ionosfera equatorial e de baixas latitudes caracteriza-se por uma fenomenologia
exclusiva, resultante dos complexos processos eletrodinâmicos produzidos pelas
interações entre o plasma ionosférico e a termosfera e pela geometria quase horizontal
das linhas do campo geomagnético nestas regiões. Tais processos são controlados pelos
ventos neutros da atmosfera superior que interagem com as camadas condutoras e
magnetizadas da ionosfera e produzem, por efeito dínamo, campos elétricos nas regiões
E e F (Rishbeth, 1971a; Heelis et al., 1974; Farley et al., 1986; Crain et al., 1993;
Eccles, 1998a, b; Millward et al., 2001). Esses campos, juntamente com os ventos e as
ondas atmosféricas, são os responsáveis pelos fenômenos mais notórios do sistema
termosfera-ionosfera equatorial, tais como: o sistema de correntes elétricas do eletrojato
equatorial, as bolhas e as irregularidades ionosféricas, as derivas eletromagnéticas do
plasma da região F, o efeito fonte e a anomalia na distribuição de ionização a elas
associadas.
O sistema termosfera-ionosfera equatorial é altamente variável e responde de forma
distinta às suas principais fontes e agentes controladores: radiação solar, campos
elétricos, marés atmosféricas, ondas de gravidade e ondas planetárias. Modelos
matemáticos têm sido desenvolvidos e vêm adquirindo grande aceitação na comunidade
científica como um meio de investigação e de entendimento do comportamento e das
interações desse sistema (Fuller-Rowell et al., 1996). Uma vez que tais modelos
concordam com os registros experimentais, constituem-se poderosas ferramentas para a
análise dos processos físicos que regem a ionosfera equatorial e de baixas latitudes.
Além do ponto de vista científico, o entendimento dos processos eletrodinâmicos e dos
fenômenos associados do sistema termosfera-ionosfera equatorial tem grande impacto
sobre o desenvolvimento tecnológico da sociedade atual. Tais fenômenos influenciam
fortemente as atividades e os sistemas de aplicações espaciais, causando interferências
significativas e até mesmo interrupções nos enlaces ionosférico e trans-ionosférico de
22
telecomunicações, entre os quais destacam-se: os do sistema de satélite Global
Positioning System (GPS) e os destinados ao sensoriamento remoto por radar a bordo de
ônibus espacial. No ambiente espacial brasileiro tais efeitos são particularmente mais
intensos devido à grande extensão territorial do país distribuída ao norte e ao sul do
equador geomagnético, à declinação geomagnética máxima e à presença da anomalia
geomagnética do Atlântico Sul.
A importância do sistema termosfera-ionosfera equatorial e de baixas latitudes para o
entendimento do ambiente espacial e para o desenvolvimento tecnológico, somada à
necessidade de modelos ionosféricos mais precisos e abrangentes que reproduzam de
forma fiel o comportamento desse sistema e, conseqüentemente, permitam analisar os
processos físicos a ele associados, foram os fatores que motivaram o desenvolvimento
deste trabalho.
Os primeiros modelos ionosféricos datam da década de 60 (Hanson e Moffett, 1966;
Sterling et al., 1969) e desde então vários outros modelos, simples e complexos, têm
sido desenvolvidos com o intuito de elucidar e quantificar os processos físicos e
químicos da atmosfera superior terrestre (Schunk, 1988; Anderson et al., 1996; Richards
e Torr, 1996; Schunk e Sojka, 1996; Huba et al., 2000; Brum, 2004; entre outros). Em
1990, o pesquisador Graham Jonh Bailey da Universidade de Sheffield, Inglaterra,
desenvolveu o modelo ionosférico denominado Sheffield University Plasmasphere
Ionosphere Model (SUPIM) (Bailey e Sellek, 1990) o qual após algumas modificações
(Bailey et al., 1993; Bailey e Balan, 1996; Bailey et al., 1997), é considerado um dos
modelos mais sofisticados atualmente.
Devido à sofisticação, complexidade e precisão dos resultados do SUPIM para a região
equatorial e de baixas latitudes, optou-se por utilizá-lo como ferramenta principal no
desenvolvimento deste trabalho. Outro fator fundamental considerado foi a flexibilidade
do SUPIM, ou seja, a possibilidade de estudar a sensibilidade ionosférica em relação a
parâmetros de entrada tais como: as taxas de produção de pares de íons pela radiação
solar e as variações nos mecanismos de transporte (ventos neutros e derivas
eletromagnéticas).
23
Atualmente o modelo ionosférico SUPIM tem sido utilizado para uma ampla variedade
de estudos do comportamento da ionosfera equatorial, como por exemplo: em cálculos
de derivas verticais e de ventos meridionais (Souza et al., 2000a, b) e estudos dos efeitos
ionosféricos longitudinais no Atlântico Sul (de Paula et al., 2002), entre outros (Balan e
Bailey, 1995; Balan e Bailey, 1996; Su et al., 1997). No entanto, a altitude base
utilizada em seus cálculos até o desenvolvimento deste trabalho era de 130 km. Esta
configuração não permitia que o acoplamento entre as regiões E e F pelas linhas do
campo geomagnético fosse considerado e, conseqüentemente, limitava a utilização do
SUPIM para estudos mais detalhados do sistema termosfera-ionosfera equatorial, tais
como: a investigação da contribuição da região E na eletrodinâmica deste sistema e o
estudo das derivas zonais diurnas e noturnas do plasma da região F.
A região E é acoplada eletricamente à região F por meio das linhas do campo
geomagnético. Este forte acoplamento, somado aos campos elétricos produzidos pelos
dínamos das regiões E e F, são os responsáveis pelas derivas eletromagnéticas (zonais e
verticais) da região F equatorial. No período diurno, o campo elétrico produzido pelo
dínamo da região E é mapeado pelas linhas do campo e controla a deriva de plasma da
região F. Após o pôr-do-Sol, a condutividade da região E decai consideravelmente e o
dínamo da região F torna-se dominante, estabelecendo um forte campo elétrico de
polarização vertical. Este campo, além de controlar as derivas zonais noturnas da região
F (Rishbeth, 1971b; Heelis et al., 1974; Valladares et al., 1996), induz um pico pré-
reversão na deriva vertical desta região ao anoitecer (Heelis et al., 1974). Dependendo
da magnitude do pico na deriva vertical, instabilidades podem se desenvolver na base da
região F e conduzir a formação das bolhas ionosféricas (Abdu et al., 2003).
A notória importância da região E para os processos eletrodinâmicos resultantes das
interações do sistema termosfera-ionosfera equatorial, aliada à possibilidade de tornar o
modelo ionosférico SUPIM mais abrangente e preciso, levaram à definição dos
objetivos deste trabalho. Tais objetivos consistem em implementar o modelo da região
E ao código do SUPIM e também incluir neste código os cálculos das derivas zonais
noturnas e diurnas da região F equatorial. Uma vez cumpridos tais objetivos, uma nova
versão do modelo SUPIM foi desenvolvida neste trabalho, a qual será referenciada no
24
texto daqui para frente como Sheffield University Plasmasphere Ionosphere Model-
Enhanced (SUPIM-E).
Visando ainda contribuir para um melhor entendimento do comportamento das derivas
zonais noturnas da região F na presença ou não das bolhas ionosféricas, apresenta-se
também neste trabalho uma análise comparativa entre as velocidades zonais do plasma
ambiente obtidas teoricamente pelo SUPIM-E e as velocidades de derivas das bolhas
ionosféricas registradas por observações fotométricas da aeroluminescência do OI 630
nm sobre a localidade de Cachoeira Paulista (22,6°S, 45°O) (Terra, 2001). Esta análise
foi realizada para diferentes estações do ano e para períodos de alta e baixa atividade
solar.
Diante das considerações expostas acima, verifica-se que o SUPIM é uma ferramenta
fundamental para o desenvolvimento e para o êxito dos resultados deste trabalho.
Portanto, as Seções seguintes deste Capítulo introdutório são dedicadas à descrição das
principais equações e dos parâmetros de entrada utilizados no código deste modelo.
1.1 O Modelo Ionosférico SUPIM
No modelo SUPIM o sistema de equações composto pelas equações da continuidade, do
movimento e da conservação de energia, as quais descrevem os processos físicos e
químicos da ionosfera terrestre, é resolvido separadamente para os seis íons: O+, H+,
He+, N2+, O2
+ e NO+. O ponto de referência utilizado na solução dessas equações é o
centro do dipolo que representa o campo geomagnético, sendo os cálculos efetuados ao
longo das linhas de força deste campo. Ou seja, as equações são resolvidas ao longo de
linhas fechadas do campo magnético dipolar entre altitudes de aproximadamente 130
km em hemisférios geomagneticamente conjugados. Tais equações fornecem valores
para as densidades, para as velocidades alinhadas ao campo e para as temperaturas dos
elétrons e desses seis íons. Deste modo, os resultados modelados pelo SUPIM são
distribuídos tanto em latitude como em altura, o que permite a realização de valiosos
estudos ionosféricos, tais como por exemplo, aqueles relacionados à formação da
Anomalia de Appleton.
25
Os principais processos físicos e químicos considerados no SUPIM incluem a produção
iônica devida à radiação solar, a produção e as perdas causadas por reações químicas
entre os íons e os constituintes neutros, as difusões térmica e ambipolar, os ventos
termosféricos, a deriva eletrodinâmica vertical e o aquecimento por fotoelétrons (Bailey
et al., 1997).
Nas recentes versões do modelo SUPIM (incluindo a versão utilizada neste trabalho), o
campo geomagnético é representado por um dipolo excêntrico, que é matematicamente
definido pelos oito termos não nulos da expansão harmônica esférica do potencial
escalar geomagnético, sendo os coeficientes obtidos pelo modelo de campo
geomagnético International Geomagnetic Reference Field (IGRF).
1.1.1 As Equações que Regem o SUPIM
A equação da continuidade para o i-ésimo íon (i = O+, He+, H+, N2+, O2
+, NO+) é dada
por:
emiii
||iii v.NLP
svAN
A1+
dtdN rr
∇−−=∂
∂ (1.1)
onde:
iemii N.vtN
dtdN
∇+∂
∂=
rr (1.2)
sendo t o tempo, Ni a concentração do íon i, A a área da seção transversal do tubo de
fluxo ao longo das linhas de campo, vi|| a velocidade do íon i alinhada às linhas de
campo, s a distância ao longo das linhas do campo (positiva no sentido norte-sul), Pi e Li
são as taxas de produção e perda iônica, respectivamente e emvr
a velocidade de deriva
BxErr
somada à velocidade de corrotação.
No SUPIM são utilizadas duas equações de movimento. A primeira delas, onde se
consideram apenas os íons atômicos (i=O+, H+, He+), é dada por:
26
[ ][ ]
( ) )IcossinDuIcosDcosuv(vv
)vv(RR)1(
)vv(RR)1(
sT
mk
sT
sT
mk
s)TT(
mk
sN
NmkT
sN
NmkTgsinI0
||i
m nin
||m
||iin
||k
||iijkikjikik
||j
||iikjijkijij
k*ik
i
j*ij
i*i
i
ie
i
e
ei
ei
ii
i
φθνν
∆ν
∆ν
βββ
+−−−−
−+−−−
−+−−−
∂
∂+
∂∂
−∂∂
−
∂+∂
−∂
∂−
∂∂
−−=
∑ ∑
(1.3)
onde g é a aceleração devido à gravidade, k é a constante de Boltzmann, mi é a massa
dos íons, Ti e Te são as temperaturas do íon e do elétron, respectivamente, Ni é a
concentração dos íons e Ne é a concentração de elétrons (Ne=ΣNi), υij a frequência de
colisão entre o i-ésimo e o j-ésimo íons, υin é a soma das frequências de colisões entre o
i-ésimo íon e as partículas neutras, uθ é a componente meridional da velocidade do
vento neutro (positiva no sentido norte-sul), uφ é a componente zonal da velocidade do
vento neutro (positiva no sentido oeste-leste). O somatório Σm é realizado sobre todos os
íons e o somatório Σn sobre as partículas neutras. As expressões para os coeficientes de
difusão térmica ( ,*iβ ,*ijβ *ikβ ) e para os fatores de correção do coeficiente de difusão
(∆ij, ∆ik, Rijk, Rikj) do i-ésimo íon i, bem como todo o procedimento para a dedução da
Equação. (1.3), são apresentados no trabalho de Quegan et al. (1981).
A equação do movimento para os íons moleculares (i = N2+, O2
+ e NO+) é dada por:
)IcossinDuIcosDcosuv()vv(
s)TT(
mk
sN
NmkT
sN
NmkTgsinI0
||i
nin
||j
||i
ijij
ie
i
e
ei
ei
ii
i
φθνν +−−−−∂
+∂−
∂∂
−∂
∂−−=
∑∑≠
(1.4)
onde o somatório Σj≠i é realizado sobre todos os íons com exceção do i-ésimo.
Os fluxos alinhados ao campo (Nivi||) para os íons O+, H+ e He+ são obtidos a partir da
equação do movimento e são dados por:
27
iii
i||ii NS
sNRvN −∂
∂−= , (1.5)
onde para os íons atômicos (i = O+, H+ e He+):
( )inikikijij
e
iei
ii )1()1(
NNTT
mk
Rν∆ν∆ν +−+−
+
= (1.6)
e
( )
))1()1(/(/))IcossinDuIcosDcosu(v]RR
)1([v]RR)1([sT
sT
sT
mk
sTT
mk
sN
NmkTgsinI(S
inikikijij
in||kijkikj
ikik||jikjijkijij
k*ik
j*ij
i*i
i
ij
ie
i
j
ei
ei
ν∆ν∆νν
∆ν∆ν
βββ
φθ+−+−
−−−+−−−−+−−−
−
∂
∂−
∂∂
−∂∂
+
∂+∂
+∂
∂+= ∑
≠
(1.7)
e para os íons moleculares (i = N2+, NO+ e O2
+):
+
+
=
∑∑≠ n
inij
ij
e
iei
ii
NNTT
mk
Rνν
(1.8)
e
( )
+
−
−−∂
+∂+
∂∂
+=
∑∑
∑∑∑
≠
≠≠
nin
ijij
nin
ij
"jij
ij
ie
i
j
ei
e
i
/
)IcossinDuIcosDcosu(
vsTT
mk
sN
NmkTgsinI
S
νν
ν
ν
φθ (1.9)
A equação de conservação de energia para os íons e para os elétrons é descrita por:
28
in
ii
em
||i
iiii||
ii
i
FsTA
sA1
v.sAv
A1TkNQ
sTv
dtdTkN
23
+
∂∂
∂∂
+
+
∇+
∂∂
−=
∂∂
+
κ
r
(1.10)
onde o índice i se refere aos íons e elétrons, Qi é a soma das taxas de aquecimento por
colisões (Bailey e Sellek, 1990), κi é a condutividade térmica (Banks e Kockarts, 1973)
e Fin é a taxa de aquecimento por atrito devido ao movimento relativo entre o i – ésimo
íon e os constituintes neutros e é dada por:
})v()DsinIcosusinDsinIuv(
)IcossinDuIcosDcosuv{(NmmmmF
22
2||iiin
n ni
niin
Φφθ
φθν
++−
++−+
=⊥
∑ (1.11)
onde mn é a massa do n-ésimo constituinte neutro e o somatório Σn é feito sobre os
constituintes neutros. O termo de aquecimento por fricções Fen, devido ao movimento
relativo entre os elétrons e os neutros, não está incluso na equação de conservação de
energia porque é desprezível quando comparado aos outros termos da equação. As
equações da conservação de energia para os íons moleculares também não são inclusas
e suas temperaturas são consideradas iguais à do íon O+.
1.1.1.1 A Solução das Equações
O procedimento para a solução das equações do SUPIM baseia-se nos resultados de
Kendal e Pickering (1967), onde o movimento do plasma térmico ionosférico é
considerado como uma difusão ambipolar paralela às linhas do campo magnético e com
uma deriva adicional BxErr
perpendicular a estas linhas.
Na Seção anterior, as equações do SUPIM foram apresentadas para uma linha de campo
magnético dipolar em termos das coordenadas físicas L, s e t, onde s é a distância ao
longo da linha do campo, t é o tempo e L é dado por:
ar
L eq= (1.12)
29
sendo req a distância radial equatorial da linha do campo geomagnético e a o raio da
Terra. Contudo, essas coordenadas não são ortogonais, fato que dificulta
consideravelmente os cálculos quando emvr
(velocidade de deriva BxErr
somada à
velocidade de corrotação) não é nula. Portanto, para facilitar a solução das equações do
modelo, as coordenadas (L, s, t) são transformadas nas coordenadas (p, q, t) (Kendall,
1962),onde:
θ2
0sinrrp = (1.13)
2
20 cosr
rq
θ= (1.14)
sendo que r0 é o raio da Terra e as coordenadas r e θ são a distância radial a partir do
centro da Terra e a colatitude, respectivamente. Duas importantes propriedades dessa
transformação são que a coordenada p é constante ao longo de uma linha campo
magnético dipolar (p=L) e, para um a longitude magnética fixa, a constante q é
ortogonal às linhas do campo. Também, para uma linha do campo magnético dipolar
tem-se que (Bailey e Sellek, 1990):
θ2eqsinrr = (1.15)
e
( )qqr
aacos31
s
35,02
∂∂
=∂∂
+
−=∂∂ ηθ (1.16)
Depois de realizada a transformação de coordenadas descrita acima, as equações da
continuidade, do movimento e do equilíbrio de energia são resolvidas numericamente ao
longo de uma linha de campo magnético, a partir de uma altitude base em um dos
hemisférios até uma altitude similar no hemisfério conjugado. Nessas altitudes bases
adotam-se as seguintes condições iniciais e de contorno: as concentrações dos íons são
30
obtidas da condição de equilíbrio químico Ni = Pi/βi, onde βi é o coeficiente de perda do
i-ésimo íon; e as temperaturas dos íons e dos elétrons são obtidas da condição Qi = 0.
Com o propósito de aprimorar a precisão dos resultados do SUPIM para altitudes mais
baixas, realiza-se mais uma transformação de coordenadas. Isto é necessário visto que a
coordenada q, para um incremento ∆q constante, proporciona soluções com uma
quantidade maior de pontos em altas altitudes das linhas de campo do que nas altitudes
da região F. No entanto, experimentos demonstram que tais pontos devem estar mais
próximos nas altitudes da região F e mais afastados nas maiores altitudes, a fim de
proporcionar soluções numéricas precisas. Deste modo, substitui-se a coordenada q por
(Sterling et al., 1969):
( )
Γ
Γ=
maxqsinh
qsinhx (1.17)
onde Γ é o parâmetro de distribuição de pontos (neste trabalho utiliza-se o valor 6), qmax
é o maior valor positivo de q (ocorre quando r = rb, onde rb é o valor de r na altitude
mais baixa ao longo da linha de campo).
1.1.2 Os Parâmetros de Entrada do SUPIM
As entradas paramétricas do SUPIM são obtidas de modelos empíricos, tal qual
ilustrado no diagrama esquemático da FIGURA 1.1.
31
FIGURA 1.1- Diagrama esquemático das entradas do SUPIM.
As concentrações dos constituintes neutros: O, O2, N2, H e He e a temperatura do gás
neutro Tn utilizadas no SUPIM são fornecidas pelo modelo da atmosfera neutra MSIS90
(Hedin, 1987), como uma função da altitude. A concentração do constituinte NO
(n(NO)), é calculada a partir da expressão de Mitra (1968):
( ) )O(n10x0,5OnT3700exp4,0)NO(n 7
2n
−+
−= (1.18)
No SUPIM considera-se a produção iônica por fotoionização dos gases neutros pela
radiação EUV solar. Os fluxos solares EUV são calculados a partir do modelo de fluxo
solar EUV Flux Model for Aeronomic Calculations (EUVAC) (Richards et al. 1994) que
utiliza uma interpolação linear entre os espectros de referência em F10.7 cm = 80 e
F10.7 cm = 200. Os valores desses fluxos são especificados em 37 bandas de
REAÇÕES QUÍMICAS
(TABELA 1.2)
PRODUÇÃO DE ÍONS POR
FOTOIONIZAÇÃO (EUVAC)
EQUAÇÕES DIFERENCIAIS
MODELO DE VENTO
NEUTRO (HWM93)
FREQUÊNCIAS DE COLISÕES
(TABELA 1.1)
MODELO DE ATMOSFERA NEUTRA (MSIS-90 + MITRA)
TRANSPORTE MODELO DE CAMPO
MAGNÉTICO(IGRF)
MODELO DE DERIVA
VERTICAL (Fejer, 1991; Fejer, 1993)
32
comprimento de onda, os quais cobrem a faixa de 50 a 1050 Å, como utilizado em
vários estudos (por exemplo Torr e Torr, 1985).
A taxa de produção Pi do i-ésimo íon pela fotoionização do i-ésimo constituinte neutro é
calculada pela expressão:
)(ChHn)(exp(n)()(P jjjj
jiii χλσλσλΦλ
∑∑ −= (1.19)
onde Φ(λ) é a intensidade da radiação do fluxo EUV solar, σi(λ) é a seção transversal
de fotoionização do i-ésimo constituinte neutro; ni é a concentração do constituinte
neutro i, σj(λ) é a seção transversal de fotoabsorção do gás neutro j, nj é a concentração
do constituinte neutro j, Hj é a altura de escala do constituinte neutro j e Chj(χ) é a
função de Chapman do constituinte neutro j. O somatório λ∑ é feito sobre a faixa de
comprimento de onda da radiação ionizante e o somatório j
∑ é relativo aos gases neutros
O, O2 e N2. A produção dos íons H+ e NO+ pela radiação EUV não está inclusa no
modelo porque para a região F tais produções são desprezíveis comparando-se com a
produção pelos processos químicos. As seções transversais de fotoionização e de
fotoabsorção utilizadas no SUPIM são dadas por Torr e Torr (1982).
As freqüências de colisões para a transferência de movimento entre os íons e os neutros
e as reações químicas utilizadas no SUPIM são apresentadas nas TABELAS 1.1. e 1.2,
respectivamente.
33
TABELA 1.1- Frequências de colisão (s-1) para a transferência de movimento entre íons
e neutros.
FONTE: Bailey e Sellek (1990).
34
TABELA 1.2- Reações químicas utilizadas no modelo SUPIM e suas respectivas taxas.
Reação Taxa
Referência
1. NNO2NO ++→++
300K ≤ T(O+) ≤ 1700K 2
300
)O(T1410x600,8300
)O(T1310x920,51210x533,1
+−+
+−−−
1700K < T(O+)
300
)O(T1210x155,11210x730,2+
−−−2
300
)O(T1310x483,1
+−+
Torr e Torr (1979)
2. O2O2OO ++→++ 300
)O(T1210x74,71110x82,2+
−−−2
300
)O(T1210x073,1
+−+
3
300
)O(T1410x17,5
+−−
4
300
)O(T1610x65,9
+−+
Torr e Torr (1979)
3. OHHO ++→++ 5,0nT1110x5,2 −
Raitt et al. (1975)
4. HOOH ++→++ )H(5,0T1110x5,2x9
8 +− Raitt et al.
(1975)
5. ++→++2NHe2NHe
NNHe2NHe +++→++
1,2x10-9
Ferguson (1973)
6. OOHe2OHe +++→++ 1,1x10-9
Ferguson (1973)
7. NNOO2N ++→++
44,0
)O(T
3001010x4,1
+
−
Torr e Torr (1979)
8. OOe2O +→++
55,0
Te
300710x6,1
−
Torr e Torr
(1979) 9. 2ONONO2O ++→++
4,4x10-10 Torr e Torr
(1979) 10. ONeNO +→++
85,0
Te
300710x2,4
−
Torr e Torr (1979)
FONTE: Bailey e Sellek, 1990.
No SUPIM são utilizados dois padrões de deriva vertical BxErr
. O primeiro baseia-se em
medidas realizadas pelo radar de espalhamento incoerente de Jicamarca e pelo satélite
AE-E (Fejer et al., 1991) enquanto que o segundo é baseado em medidas realizadas em
Arecibo (Fejer, 1993). O modelo de Jicamarca e do AE-E é utilizado no equador
magnético para as linhas do campo com altitude ápice menor que 600 km, enquanto que
35
o modelo de Arecibo é utilizado para as linhas do campo geomagnético com altitudes
ápices maiores do que 2000 km. Utiliza-se uma interpolação linear desses modelos nas
altitudes ápices intermediárias.
O vento neutro que empurra o plasma ao longo do meridiano geomagnético controla a
altitude da região F e as assimetrias na distribuição do plasma alinhado ao campo
(Rishbeth, 1972). Contudo, a velocidade do vento neutro em escala global é pouco
conhecida. Deste modo, nos estudos ionosféricos utilizando-se modelagem, os cálculos
são freqüentemente realizados com formulações empíricas das medidas de vento
disponíveis. No SUPIM, a velocidade do vento neutro é determinada a partir do modelo
termosférico HWM90 (Hedin et al., 1991). Este modelo baseia-se em observações de
solo e a bordo de satélites e fornece as velocidades de vento zonais e meridionais em
função da altitude, latitude, longitude e atividade solar associados para todos os tempos
locais. Visto que o HWM90 fornece seus resultados em coordenadas geográficas, a
velocidade do vento neutro no meridiano geomagnético é dada por:
u = uθcosD - uφsinD (1.20)
onde uθ (positivo na direção sul) e uφ (positivo na direção leste) são as velocidades do
vento zonal e meridional, respectivamente, e D é o ângulo de declinação magnética.
37
CAPÍTULO 2
A ELETRODINÂMICA DA IONOSFERA EQUATORIAL E DE BAIXAS
LATITUDES
Na ionosfera equatorial e de baixas latitudes, o sistema de correntes e a estrutura dos
campos elétricos em períodos geomagneticamente quietos são controlados pelos ventos
neutros que atuam nas regiões E e F (Eccles, 1998a, b). Estes ventos induzem
movimento ao fluido condutor através das linhas do campo geomagnético e geram
forças eletromotrizes, as quais dão origem aos elementos básicos do dínamo
ionosférico, tais como: fluxos de correntes elétricas, acúmulos de cargas de polarização
e, conseqüentemente, campos eletrostáticos (Richmond, 1979). Durante períodos
geomagneticamente perturbados, os campos elétricos ionosféricos equatoriais e de
baixas latitudes também podem ser significantemente afetados pelo dínamo
magnetosférico e pelos processos do dínamo ionosférico perturbado (Gonzales et al.,
1983; Blanc e Richmond, 1980; Fejer et al., 1990a, b), porém esses efeitos não foram
tratados neste trabalho.
A relativa eficiência dos dínamos das regiões E e F varia significativamente com o
tempo, de dia para dia, com o ciclo solar, com a longitude e com as estações do ano
(Scherliess e Fejer, 1999). O dínamo da região E é responsável pela geração dos campos
elétricos na ionosfera diurna, ao passo que o dínamo da região F controla o campo
elétrico de polarização tipicamente noturno. No período diurno, a região E altamente
condutora neutraliza o campo elétrico produzido pela região F e a continuidade da
corrente é assegurada pelo forte acoplamento elétrico entre as duas regiões, por meio
das linhas do campo geomagnético. À noite, quando a condutividade da região E
diminui drasticamente, o circuito não se fecha e o campo elétrico de polarização da
região F é estabelecido, uma vez que a região E não pode mais neutralizá-lo. Esse
campo controla as derivas leste-oeste noturnas do plasma da região F.
38
O entendimento dos mecanismos supracitados é essencial para a compreensão do
desenvolvimento deste trabalho. Deste modo, neste Capítulo apresenta-se uma breve
revisão teórica da eletrodinâmica da ionosfera equatorial e de baixas latitudes,
incluindo-se os mecanismos dos dínamos das regiões E e F e os processos
eletrodinâmicos responsáveis pelas derivas zonais noturnas da região F na presença ou
não do fenômeno das bolhas ionosféricas.
2.1 O Dínamo da Região E Ionosférica
Os ventos de marés, produzidos principalmente pelo aquecimento solar dão origem ao
dínamo da região E ionosférica através do seguinte mecanismo. O vento de maré ( Ur
)
que sopra através do campo geomagnético provoca a colisão dos átomos e das
moléculas do ar neutro com os elétrons e os íons da atmosfera. Embora estas partículas
carregadas sejam inicialmente forçadas na direção de Ur
, seus movimentos são
dependentes do campo geomagnético. Na região E, onde a girofrequência é menor
(maior) do que a freqüência de colisão para os íons (elétrons), os íons são transportados
juntamente com o vento, enquanto os elétrons movem-se com menores velocidades.
Esta separação de cargas induz um campo elétrico BxUrr
que, por sua vez gera uma
corrente elétrica ( )BxUrr
σ . Em qualquer ponto onde esta corrente não satisfaça a condição
0J. =∇r
, cargas elétricas são acumuladas e a ionosfera torna-se polarizada. Um campo
elétrico de polarização φ∇− (φ denotando o potencial elétrico) é estabelecido e se auto
ajusta até que a condição 0J. =∇r
seja atendida.
O campo elétrico total produzido pelo dínamo, ( )BxUEE pt
rrrr+= onde φ−∇=pE
r, é
mapeado pelas linhas do campo geomagnético por toda a ionosfera equatorial e de
baixas latitudes e produz o movimento de deriva vertical (para cima) e zonal (para
oeste) do plasma da região F ionosférica diurna (Balsley, 1973; Heelis et al., 1974).
A deriva vertical diurna da região F no equador transfere o plasma ionizado de baixas
para maiores altitudes através das linhas do campo geomagnético. Após ser conduzido
para maiores altitudes, o plasma difunde-se ao longo das linhas de campo sob a
39
influência da gravidade e do gradiente de pressão e é alocado em baixas latitudes. Este
sistema resulta na formação do efeito fonte, o qual atinge várias centenas de quilômetros
de altitude no equador geomagnético (aproximadamente 800 km) e pode exceder ± 30°
em extensão latitudinal (Balan and Bailey, 1995). Como conseqüência desse efeito,
formam-se um vale de ionização no equador e dois picos em latitudes geomagnéticas de
aproximadamente ± 17°, caracterizando a Anomalia Equatorial de Ionização (AEI) ou
Anomalia de Appleton (FIGURA 2.1).
FIGURA 2.1- Simulação da seção transversal da AEI às 16LT, onde as isolinhas
fornecem o ln (Ne).
FONTE: Resultado de modelagem teórica pelo SUPIM.
O sistema de correntes resultante do dínamo da região E é dado por ( )φ∇−σ= BxU.~jrvr
e
denomina-se Solar-quiet (Sq). Em períodos geomagneticamente quietos, tais correntes
são as principais causas das variações do campo geomagnético observadas na superfície
terrestre. As correntes Sq cobrem uma extensão de 90 a 200 km de altitude,
maximizando-se nas altitudes onde a corrente Pedersen é máxima.
40
Em uma faixa latitudinal estreita sobre o equador magnético o sistema de correntes Sq
intensifica-se substancialmente (aproximadamente por um fator de 4), como
conseqüência da geometria quase horizontal das linhas do campo geomagnético nesta
região (Schunk e Nagy, 2000). Esta corrente intensificada denomina-se eletrojato
equatorial (FIGURA 2.2).
FIGURA 2.2- Representação da região do eletrojato equatorial ao longo do equador
geomagnético.
FONTE: kagi.coe21.kyoto-u.ac.jp/en/tidbit/tidbit27.html.
A corrente do eletrojato equatorial flui de oeste para leste durante o dia e reverte de
direção à noite. A alta velocidade das partículas carregadas que constituem o eletrojato
equatorial gera instabilidades e irregularidades no plasma da região E, tais como a
camada esporádica tipo q registrada por ionossondas (Abdu et al., 1996). Outra
característica do eletrojato é a baixa intensidade das correntes durante a noite,
resultantes da menor densidade eletrônica da região E neste período.
2.2 O Dínamo da Região F Ionosférica
A eficiência do dínamo da região F é determinada pela inter-relação entre os ventos
neutros zonais, as condutividades Pedersen das regiões E e F integradas ao longo das
41
linhas do campo geomagnético e os gradientes longitudinais (associados à hora local)
desses ventos e da condutividade da região E (Fejer, 1997).
Os ventos termosféricos, originados pelos gradientes de pressão horizontais existentes
na atmosfera devido à variação da absorção da radiação solar, induzem movimentos às
partículas carregadas da região F por colisão (Heelis et al., 1974). Embora o movimento
principal seja a deriva dos íons e dos elétrons ao longo das linhas do campo magnético,
há um movimento bem menos intenso na direção perpendicular tanto ao campo
magnético (Br
) quanto ao vento (Ur
) (Batista, 1986) dado por:
BBxUV 22
rrv
ωννω+
= , (2.4)
onde Vr
é a velocidade das partículas carregadas, Br
é o vetor indução magnético
terrestre, ν é a freqüência de colisão entre partículas neutras e partículas carregadas e ω
(= qB/m) é a girofrequência das partículas (q é a carga e m é a massa destas partículas).
Devido à dependência da velocidade em relação ao tipo da carga q (positiva ou
negativa), os íons movem-se no sentido de BxUrr
e os elétrons no sentido contrário,
criando assim uma corrente elétrica Jr
(Rishbeth, 1971 a, b). Esta corrente é menos
intensa do que as correntes geradas pelo dínamo da região E, mas torna-se importante
em situações peculiares como a que ocorre por exemplo após o pôr–do-Sol, quando a
condutividade da região E é drasticamente reduzida e o fluxo desta corrente é obstruído,
estabelecendo–se um campo elétrico de polarização.
O campo elétrico de polarização supracitado constitui um dos aspectos mais
interessantes do dínamo da região F ionosférica (Rishbeth, 2000). Este campo além de
ser o responsável pela intensificação da deriva vertical para cima da região F ao
anoitecer, a qual apresenta um valor máximo conhecido como pico pré–reversão
(Rishbeth, 1971b; Heelis et al., 1974; Heelis, 1987), controla as derivas zonais leste–
oeste da região F noturna, as quais serão descritas na Seção seguinte.
42
As características do pico pré-reversão da deriva vertical da região F equatorial podem
ser observadas na FIGURA 2.3.
60
40
20
0
-20
-40
-6000 06 12 18 24
Hora Local
Vel
ocid
ade
de D
eriv
a V
ertic
al (m
s-1)
FIGURA 2.3- Velocidades de derivas verticais iônicas. A linha preta representa
medidas típicas de derivas verticais do plasma; a linha vermelha inclui
somente o dínamo da região E e a linha azul inclui também o dínamo
da região F.
FONTE: Modificada de Heelis (1974).
A formação do pico pré-reversão pode ser entendida observando-se a FIGURA 2.4.
Próximo ao Terminadouro, no lado ainda iluminado pelo Sol, o dínamo da região F gera
o campo Ez que aproximadamente às 18h já é significativo. Este campo mapeia-se para
a região E com sentido apontando para o equador (Eφ). O campo Eφ, na presença do
campo geomagnético, origina uma corrente Hall (Jθφ) na direção oeste. Visto que no
lado noturno a condutividade é baixa, surge um acúmulo de cargas negativas na linha do
Terminadouro originando um campo Eφ e conseqüentemente uma corrente Jφφ, para
cancelar Jθφ. Esse campo Eφ é mapeado de volta para a região F produzindo o aumento
da deriva vertical e logo depois decresce rapidamente, devido à inversão do campo
durante a noite.
43
FIGURA 2.4- Representação simplificada do pico pré-reversão considerando-se um
vento U uniforme da região F.
FONTE: Modificada de Farley et al. (1986)
O pico pré-reversão da deriva vertical causa o ressurgimento do efeito fonte e a súbita
elevação da região F ao anoitecer (Abdu et al., 2003). Esta elevação desestabiliza o
plasma na base da região F equatorial e conduz ao desenvolvimento de instabilidades, as
principais responsáveis pelo desenvolvimento do fenômeno de bolhas ionosféricas e dos
eventos Spread F. Além disso, a intensificação da deriva vertical causada pelo pico pré-
reversão é essencial para a manutenção da região F noturna, uma vez que move as
partículas carregadas para regiões superiores da ionosfera onde a taxa de recombinação
é baixa. A velocidade da subida no pico pré-reversão também é um indicativo da
eficiência do dínamo da região F (Fejer, 1997).
As variações na magnitude do pico pré-reversão são atribuídas às mudanças na
atividade solar, aos ventos termosféricos e de maré, às mudanças na razão das
condutividades integradas das regiões E e F ao longo das linhas do campo, a declinação
do equador geomagnético em relação ao equador geográfico e à assimetria hemisférica.
2.3 As Derivas Zonais Noturnas da Região F Equatorial
As derivas zonais noturnas da região F ionosférica equatorial têm sido amplamente
estudadas nas últimas décadas com técnicas terrestres e a bordo de satélites, tais como:
experimentos com radar de espalhamento incoerente (Woodman, 1972; Fejer et al.,
1981, 1985; Fejer, 1991) e observações da intensidade do vetor campo elétrico (VEFI) e
44
do medidor de deriva iônica (IDM) realizadas a bordo do satélite Dynamics Explorer-2
(Aggson et al., 1987; Anderson et al., 1987; Maionard et al., 1988; Coley e Heelis,
1989). Os dados obtidos têm auxiliado na determinação das características gerais dessas
derivas, ou seja, nas suas dependências em relação às atividades solar e magnética e às
estações do ano, na obtenção de entradas paramétricas para a modelagem da termosfera
e da ionosfera de baixas latitudes (Anderson et al., 1987, 1989) e na validação de
estudos teóricos e simulações dos campos elétricos e das correntes ionosféricas (Farley
et al., 1986; Takeda e Yamada, 1987; Spiro et al., 1988; Fejer et al., 1990 b; Haerendel
et al., 1992).
Os estudos realizados demonstraram que, sob condições geomagneticamente quietas, as
derivas zonais noturnas do plasma são direcionadas para leste com velocidade máxima
da ordem de 100 a 150 ms-1, registradas entre 20h e 22h locais. Próximo ao amanhecer,
em torno de 7h local, as derivas revertem a direção para oeste (Fejer et al., 1981; 1985).
Observou-se também que as derivas são dependentes da atividade solar, em todas as
estações do ano, com amplitudes no período noturno antes da meia noite variando de 90
a 160 ms-1 da baixa atividade solar para a alta (Fejer et al., 1991). Um exemplo dessa
dependência é mostrado na FIGURA 2.5.
FIGURA 2.5- Variabilidade das derivas zonais da região F com a atividade solar em
três diferentes estações do ano.
FONTE: Fejer et al. (1991, p. 13094).
45
As derivas zonais noturnas do plasma da região F equatorial e de baixas latitudes
apresentam variações latitudinais. Aggson et al. (1987) deduziram o fluxo de plasma
para leste noturno a partir de medidas do campo elétrico realizadas pelo satélite DE-2
(perigeu em aproximadamente 300 km) e observaram que as derivas eram menores na
região equatorial do que nas regiões vizinhas. Tais resultados foram interpretados em
termos da dependência da altitude do campo elétrico do dínamo da região F. Coley e
Heelis (1989) mostraram um pico em aproximadamente 600 km no perfil vertical
equatorial das derivas zonais do plasma no pôr-do-Sol e observaram que este pico se
deslocava com o avanço da noite, indicando que havia uma dependência com o tempo
local.
Estudos óticos dos movimentos zonais das bolhas ionosféricas também têm sido
utilizados para a inferência das derivas zonais do plasma da região F. A suposição chave
feita nesses estudos é de que o movimento das bolhas pode ser considerado igual ao
movimento do plasma ambiente. Embora tal suposição não seja verdadeira durante a
fase de crescimento da instabilidade, acredita-se que nas bolhas bem desenvolvidas,
cujos movimentos de subida do plasma cessaram ou reduziram consideravelmente, ela
seja aceitável, visto que nesse estágio as bolhas tornam-se fortemente acopladas às
derivas zonais do plasma ambiente (Martinis et al., 2003).
2.4 As Derivas Zonais das Bolhas Ionosféricas
As bolhas ionosféricas consistem de extensas regiões da ionosfera terrestre, alinhadas ao
longo das linhas do campo geomagético, em cujo interior ocorre um alto grau de
rarefação do plasma ionosférico (Hanson e Sanatani, 1973). A morfologia e a dinâmica
deste fenômeno têm sido investigadas durante as últimas décadas (Woodman e La Hoz,
1976; McClure et al., 1977; Weber et al., 1978; Anderson e Haerendel, 1978; Tsunoda,
1981; Mendillo e Baumgardner, 1982; Sobral et al., 1980 a, b, 1981; Sahai et al., 1981;
Tsunoda et al., 1982; Carman, 1983; Rouhrbaugh et al., 1989).
O mecanismo de instabilidade responsável pela geração e desenvolvimento das bolhas
ionosféricas envolve uma complexa configuração de processos. No entanto, três fatores
46
básicos são apontados como os principais responsáveis pelo desenvolvimento dessas
bolhas (Abdu, 2001): (1) a taxa de crescimento linear para os processos de instabilidade
generalizados Rayleigh-Taylor (R-T); (2) a condutividade Pedersen integrada ao longo
das linhas do campo e (3) as perturbações na densidade ionosférica como fontes
semeadoras do fenômeno (FIGURA 2.6).
γTaxa de
crescimento BOLHAS DE PLASMA
Condutividade Pedersen
integrada Σp
(1)
(2)
(3)
Perturbações na densidade
FIGURA 2.6- Esquema simplificado dos processos eletrodinâmicos que influenciam no
mecanismo de instabilidade que leva à geração das bolhas ionosféricas.
FONTE: Modificada de Abdu (2001, p. 870).
Quando a taxa de crescimento (γ) positiva atinge um valor suficientemente grande,
inicia-se o processo de instabilidade no gradiente de densidade na base da região F. Se a
condutividade integrada ao longo das linhas do campo for adequada, este processo irá se
desenvolver levando à formação de bolhas ionosféricas, as quais se estendem para
altitudes superiores a 1000 km, com velocidades verticais variando de 150 a 300 ms-1
(Szuszczewicz et al., 1981; Tsunoda, 1981; McCLure et al., 1977). Caso contrário, o
crescimento vertical da bolha é impedido e as irregularidades são formadas somente na
base da região F (Hanson et al., 1986).
As bolhas ionosféricas desenvolvidas possuem dimensões espaciais da ordem de
milhares de quilômetros ao longo das linhas do campo geomagnético (freqüentemente
estendendo-se transequatorialmente) e de centenas de quilômetros na direção
perpendicular a elas (Abdu et al., 1991; McClure et al., 1977; Szuszczewicz et al., 1981;
Tinsley, 1982). Este fato pode ser explicado pela maior mobilidade das partículas
47
carregadas (elétrons e íons) ao longo das linhas de campo, proporcionando uma rápida
expansão da bolha nesta direção.
No setor Sul Americano as bolhas ionosféricas derivam para leste com velocidades
zonais da ordem de 100 ms-1 (Sobral e Abdu, 1990, 1991; Abdu et al., 1985; Sobral et
al., 1985; Pimenta et al., 2003). A FIGURA 2.7 ilustra a formação da bolha e sua
evolução na direção leste–oeste.
FIGURA 2.7- Ilustração da evolução da bolhas ionosféricas.
FONTE: Modificada de Revista Globo Ciência, ano VII,
junho de 1998.
As bolhas ionosféricas não geram campos elétricos ao longo de seu eixo principal
(Ossakow e Chaturverdi, 1978; Tsunoda et al., 1982), de modo que suas derivas zonais
resultam do campo elétrico de polarização vertical da região F, assim como as derivas
zonais do plasma ambiente.
Estudos do comportamento das velocidades das derivas zonais das bolhas ionosféricas
têm sido realizados nas últimas décadas utilizando-se diversas técnicas (Fejer et al.,
1985; Basu et al., 1986; Valladares e Sheehan, 1996; Taylor et al., 1997; de Paula et al.,
2002; Martinis et al., 2003), entre as quais destaca-se o monitoramento da
aeroluminescência do OI 630 nm por imagiadores e fotômetros (Sobral et al., 1985;
Sobral e Abdu, 1990, 1991; Pimenta et al., 2003; Terra et al., 2004).
48
Terra et al. (2004) observaram a dependência das derivas zonais das bolhas ionosféricas
em relação à atividade solar. Tal estudo foi realizado a partir de um extenso banco de
dados das velocidades de derivas zonais das bolhas ionosféricas obtidos por medidas
fotométricas da aeroluminescência do OI 630 nm em Cachoeira Paulista nos meses de
outubro a março, durante o período de 1980 a 1994. Os resultados obtidos mostram que
tais derivas apresentam maiores magnitudes em períodos de atividade alta atividade
solar do que em períodos de atividade solar baixa, e que tendem a apresentar um pico no
período pré-meia-noite. Tais características podem ser observadas na FIGURA 2.8.
0
40
80
120
160
200
240
280
320
Vel
ocid
ade
(ms-1
)
Janeiro, fevereiro e marçoAlta Atividade Solar (1980-1982/1988-1992)
Número de noites: 59
Janeiro, fevereiro e marçoBaixa Atividade Solar (1983-1987/1993-1994)
Número de noites: 38
(a) (b)
Hora Local
0
40
80
120
160
200
240
280
320
Vel
ocid
ade
(ms-1
)
Hora Local
(c) (d)
Outubro, novembro e dezembroAlta Atividade Solar (1980-1982/1988-1992)
Número de noites: 54
Outubro, novembro e dezembroBaixa Atividade Solar (1983-1987/1993-1994)
Número de noites: 21
18 20 22 24 02 04 18 20 22 24 02 04 06
V20LT = 145.6 ms-1
V04LT = 77.9 ms-1
V20LT = 123.4 ms-1
V04LT = 47.4 ms-1
V20LT = 149.9 ms-1
V04LT = 61.6 ms-1
V20LT = 144.4 ms-1
V04LT = 31.2 ms-1
FIGURA 2.8- Velocidades de derivas zonais das bolhas ionosféricas em função da hora
local. As linhas retas e curvas representam os ajustes linear e polinomial,
respectivamente.
FONTE: Terra et al., (2004).
49
Os valores das velocidades nos tempos locais de 20h e 4h para cada período (a-d) da
Figura 2.8 foram obtidos a partir dos respectivos ajustes lineares.
51
CAPÍTULO 3
DESENVOLVIMENTO DO SHEFFIELD UNIVERSITY PLASMASPHERE-
IONOSPHERE MODEL-ENHANCED (SUPIM-E)
A região E, localizada aproximadamente entre 90 e 140 km de altitude da ionosfera
terrestre, caracteriza-se pela presença de correntes e altas condutividades elétricas. A
relevância da região E para os complexos processos eletrodinâmicos do sistema
ionosfera-termosfera equatorial e para os fenômenos a eles associados tem conduzido
nas últimas décadas, um crescente interesse da comunidade científica por estudos que
relacionem esta região à eletrodinâmica da ionosfera ao anoitecer tais como: à
variabilidade diária do Spread F, às bolhas de plasma, ao pico pré-reversão da deriva
vertical e às derivas zonais noturnas da região F equatorial (Haerendel e Eccles, 1992;
Haerendel et al., 1992; Eccles, 1998a, b; Kherani et al., 2002; Abdu et al., 2003; Kelley,
2003; Bhatthacharyya, 2004).
A região E é pouco acessível a medidas in situ, visto que se localiza acima das altitudes
em que os experimentos com balões são realizados e abaixo das altitudes cobertas por
medidas rotineiras de satélite (Buonsanto, 1990; Cummer e Inan, 2000). Embora
ionossondas, radares de espalhamento incoerentes, medidas remotas de satélites e
foguetes de sondagem sejam utilizados para estudos experimentais desta região (Aikin e
Blumle, 1968; Ivanov-Kholodny e Kazatchesvkaya, 1971; Smith, 1970; Aikin e
Goldberg, 1973; Nesterov, 1974; Abdu et al., 1996; Zhou et al., 1999; Gupta, 2000;
Mosert et al., 2000; Pandey et al., 2000), tais técnicas apresentam restrições que
comprometem a disponibilidade dos registros experimentais obtidos. Ou seja, o
desempenho das ionossondas nas altitudes da região E é limitado, visto que as
densidades eletrônicas são freqüentemente muito baixas para refletir as ondas de rádio,
particularmente à noite. Além disso, as reflexões próximas do pico de densidade são
freqüentemente mascaradas pelas camadas esporádicas. A utilização da técnica de
espalhamento incoerente convencional, por sua vez, embora seja comum para a
obtenção de perfis de densidade da região E em médias e altas latitudes, torna-se
52
inviável próximo ao equador geomagnético devido às intensas interferências causadas
pelas irregularidades do plasma produzidas pelo eletrojato equatorial. Os foguetes de
sondagem lançados em campanhas internacionais, embora evitem as limitações das
técnicas supracitadas, atuam somente em condições espaciais e temporais limitadas,
fornecendo breves e esporádicas informações sobre a estrutura de ionização da região E
e revelando pouco sobre sua evolução temporal (Titheridge, 2000).
A inacessibilidade da região E restringe os dados experimentais a determinadas
condições geofísicas (Titheridge, 2003a), comprometendo o conhecimento científico
das variabilidades sazonal e com o tempo local desta região e produzindo um perfil de
densidade noturno particularmente desconhecido (Hysell e Chau, 2001). Tal
característica tem um maior impacto sobre as regiões equatoriais e de baixas latitudes,
podendo inibir o progresso de linhas de pesquisa em aeronomia e em física de plasma
nestas regiões, tais como: os estudos da eletrodinâmica ionosférica, do sistema de
correntes do eletrojato equatorial e das irregularidades e das instabilidades do plasma
que nele se formam (Hysell e Chau, 2001).
Em contrapartida a esta realidade, modelos matemáticos para a região E têm sido
desenvolvidos com o objetivo de prover conhecimentos mais precisos e abrangentes do
comportamento e da morfologia desta região (Keneshea et al., 1970; Chen e Harris,
1971; Schunk e Walker, 1973; Strobel et al., 1974, 1980; Torr e Torr, 1979; Schunk e
Raitt, 1980; Schunk, 1988; Bilitza, 1990; Diloy et al., 1996; Titheridge, 1996, 1997,
2000; 2003b; Kim e Hegai, 2002).
Uma condição fundamental na utilização de modelos matemáticos para o estudo da
fenomenologia e do comportamento da ionosfera terrestre é de que os resultados das
simulações teóricas reproduzam de forma satisfatória os registros experimentais e
respondam adequadamente às variações dos parâmetros geofísicos, como por exemplo
atividades solar e geomagnética e sazonalidade. Contudo, devido às limitações dos
dados experimentais da região E, poucos autores têm comparado os resultados teóricos
obtidos por modelagem com observações experimentais desta região (Buonsanto, 1990).
Tal comparação é importante não somente para avaliar o sucesso da modelagem mas
53
também para apontar as áreas onde medidas experimentais adicionais são necessárias. O
progresso destas comparações, além de contribuir para a solução das dificuldades
encontradas nas análises de redução dos dados de ionogramas e de radar de
espalhamento incoerente, é fundamental para aprimorar o entendimento científico da
física desta importante região ionosférica.
Diante deste contexto e da confiabilidade e precisão dos resultados obtidos pelo SUPIM
para a região F equatorial e de baixas latitudes, desenvolveu-se neste trabalho uma nova
versão deste modelo, a qual inclui em seu código a região E. Esta versão, denominada
de SUPIM-E, permite estudar a morfologia (perfis de densidade eletrônica e freqüência
crítica), o comportamento e a variabilidade (sazonal, com a hora local e com a atividade
solar) da região E, além de possibilitar uma ampla variedade de estudos do papel desta
região no sistema termosfera-ionosfera equatorial. Ou seja, uma vez que as equações do
SUPIM-E são resolvidas desde as altitudes da região E até a região F, os estudos que
envolvem o acoplamento elétrico entre tais regiões por meio das linhas do campo
geomagnético podem ser realizados. O estudo dos principais agentes responsáveis pela
fenomenologia ionosférica equatorial (Spread F, bolhas de plasma e camadas E
esporádicas) e a contribuição das regiões E e F para as condutividades Hall e Pedersen
integradas ao longo das linhas do campo geomagnético, são exemplos das perspectivas
de aplicação do SUPIM-E.
Neste Capítulo apresenta-se a metodologia utilizada para o desenvolvimento do
SUPIM-E. Contudo, é importante destacar que embora a metodologia seja descrita de
forma seqüencial, suas etapas foram desenvolvidas quase que simultaneamente, devido
à interdependência de cada um dos parâmetros implementados. Isto é, inúmeras vezes
após incluir (ou modificar) um parâmetro ou condição, houve a necessidade de testar o
parâmetro implementado anteriormente a fim de obter uma melhor resposta do modelo
antes de prosseguir com o desenvolvimento do mesmo.
54
3.1 Considerações Sobre a Modelagem da Região E nos Períodos Diurno e
Noturno
A ionização da região E é perdida principalmente por meio da recombinação direta
entre íons e elétrons. A constante de tempo para a recombinação é de somente poucos
minutos, de modo que os efeitos de movimento nessa região são considerados de menor
importância pela maior parte dos modelos existentes, prevalecendo os processos
fotoquímicos.
Devido à adoção da condição de equilíbrio fotoquímico, os processos físicos envolvidos
na modelagem da região E diurna são particularmente diretos. Ou seja, em qualquer
ponto da região E as densidades podem ser calculadas a partir de parâmetros específicos
tais como: composição atmosférica, radiação solar extrema ultravioleta (EUV), seções
transversais de fotoionização e fotoabsorção e coeficientes de recombinação
(Titheridge, 1996). No entanto, os modelos desenvolvidos exclusivamente para a região
E têm obtido valores para o seu pico de densidade (NmE) que são aproximadamente
30% menores do que os valores observados, além de valores para a largura e a
profundidade do vale que são cerca de duas vezes maiores do que aqueles registrados
experimentalmente (Titheridge, 1990; Buonsanto, 1990; Buonsanto et al., 1992;
Tobiska, 1993).
Melhores resultados têm sido obtidos por modelos mais recentes da região E, os quais
utilizam em seus códigos o modelo empírico para a concentração do constituinte NO
desenvolvido por Titheridge (1997). Contudo, tais modelos fornecem valores teóricos
para NmE que ainda são, aproximadamente, 10% menores que os valores observados ao
meio dia local e altitudes do pico (hmE) cerca de 0,5 km mais baixas do que as obtidas
experimentalmente (Titheridge, 1997, 2000). Para contornar tais diferenças, esses
modelos foram ajustados aumentando-se as densidades calculadas em 10% e
multiplicando-se a radiação ionizante fornecida pelo modelo EUVAC nas faixas de
comprimentos de onda menores do que 150 Å por um fator de 3 (Titheridge 1997, 2000)
ou 4 (Titheridge, 2003a), durante a atividade solar alta. Após tais ajustes, os resultados
teóricos obtidos fornecem modelos globais para os valores de NmE e hmE em função da
55
hora local, latitude, estação do ano e ciclo solar, que concordam razoavelmente bem
com os dados experimentais (Titheridge, 2003a, b).
No período noturno, os perfis de densidade eletrônica da região E são mais complexos e
caracterizam-se por um amplo vale fracamente ionizado. Devido à ausência de produção
solar direta, as mudanças são maiores e menos definidas nesse período (Titheridge,
2003b), enquanto que a validação dos resultados teóricos torna-se extremamente difícil
devido à escassez e limitação dos dados experimentais.
Durante vários anos os dados de espectrômetro de massa de Holmes et al. (1965) foram
as únicas fontes de conhecimento experimental sobre a composição iônica ionosférica
(Strobel et al., 1974). Várias suposições sobre a relativa importância de uma variedade
de processos físicos e químicos foram realizadas com base nesses dados, entre as quais
a de que os perfis noturnos observados da região E não poderiam ser explicados
somente por processos químicos (Donahue, 1968; Ferguson et al., 1965). Ou seja, a
presença de um pico no perfil noturno do NO+ implicaria em uma fonte de ionização
noturna nesta região. A partir de então, várias fontes de ionização foram propostas como
importantes para a manutenção da região E noturna, entre as quais destacam-se as fontes
de radiações geocoronais: Lyman α (1216 Å), Lyman β (1025,7 Å), He I (584 Å) e o
He II (304 Å) (Swider, 1972).
Strobel et al. (1974) realizaram uma detalhada avaliação quantitativa das fontes
supracitadas e concluíram que a intensidade das radiações Lyman α e Lyman β eram
suficientes para manter as densidades eletrônicas da região E e da porção inferior da
região F noturnas em níveis observáveis. Posteriormente, Morse e Rice (1976)
investigaram a possibilidade de ionização da região E noturna por precipitação de
partículas e concluíram que esta fonte é majoritária somente nas regiões polares, não
sendo significante nas latitudes mais baixas. Strobel et al. (1980) concluíram que o
starlight, a radiação contínua estelar no intervalo de 911-1026 Å, e o espalhamento
ressonante solar Lyman β são as fontes de ionização mais importantes na região E
noturnas, capazes de manter densidades eletrônicas observáveis na ordem de (1-4) x 103
cm-3. Trabalhos também cogitaram que as fontes meteóricas pudessem ser importantes
56
para a manutenção da região E noturna, mas Titheridge (2001) verificou que tais fontes
são improváveis e desnecessárias nesta região.
3.2 Metodologia Utilizada no Desenvolvimento do SUPIM-E
3.2.1 Definição das Altitudes Bases dos Cálculos
No código original do modelo SUPIM as equações da continuidade, do movimento e da
conservação de energia são resolvidas numericamente ao longo de uma linha do campo
geomagnético a partir de uma altitude base de 130 km em um dos hemisférios, até a
mesma altitude base no hemisfério conjugado.
No SUPIM-E as altitudes bases do código original foram re-definidas, de modo que os
cálculos deste modelo são executados até o limite inferior da região E, situado
aproximadamente em 90 km de altitude. No entanto este processo não foi trivial,
consumindo um longo período de tempo para ser concretizado, como descrito abaixo.
O código original do SUPIM foi desenvolvido de modo que a altitude base de 130 km é
utilizada somente como referência para a distribuição dos pontos ao longo das linhas do
campo geomagnético em ambos os hemisférios. As densidades eletrônicas iniciais, por
sua vez, são calculadas a partir da altitude em que a concentração do íon O+ (n(O+))
atinge um valor mínimo pré-estabelecido. Isto significa que o controlador das altitudes
bases dos cálculos iniciais do SUPIM não é fixo e flutua em relação à altitude do valor
mínimo de n(O+).
Conseqüentemente, a definição da altitude base do SUPIM-E em 90 km não pôde ser
realizada simplesmente alterando-se os valores limites do código original. A solução
encontrada consistiu em reformular o código original do modelo para que ambos, o
referencial de distribuição dos pontos ao longo das linhas do campo geomagnético e a
altitude base para todos os cálculos iniciais fossem fixados em 90 km.
No entanto, os resultados teóricos obtidos pelo SUPIM-E após a definição das altitudes
bases foram inconsistentes e apresentaram grandes efeitos de borda (densidades
57
eletrônicas superelevadas) abaixo de 130 km de altitude. Após várias tentativas de
correção desses efeitos, concluiu-se que os mesmos poderiam estar sendo causados pela
ausência dos processos químicos e de fotoinização necessários para a formação da
região E nestas altitudes. Diante disto os ajustes foram suspensos e iniciou-se a fase de
implementação dos modelos químicos e de fotoionização diurna e noturna da região E
(descritos nas Seções seguintes). Contudo, finalizadas tais implementações, as
inconsistências embora menos freqüentes, ainda persistiram.
Após uma série de investigações, observou-se que devido ao fato da extensão vertical da
região E ser relativamente pequena (aproximadamente 50 km), a grade de linhas de
campo que estava sendo utilizada pelo SUPIM-E (81 linhas) não atingia as altitudes da
região E sobre a região de Cachoeira Paulista (utilizada como referência para a
validação dos resultados deste trabalho) em determinados horários. Este fato produzia
os efeitos de borda observados. Finalmente após inserir uma grade considerável de
linhas de campo (180 linhas), o modelo apresentou resultados consistentes com os
registros experimentais, como apresentado no Capítulo seguinte.
3.2.2 Modelagem da Região E
A modelagem da região E pelo SUPIM-E considera os processos fotoquímicos e os de
transporte, ao contrário de grande parte dos modelos existentes para esta região, os
quais supõem a predominância dos processos fotoquímicos e desconsideram os
processos de transporte. Esta configuração do SUPIM-E visa minimizar os efeitos da
transição entre as regiões E e F ionosféricas e também assegurar uma modelagem
teórica mais realista destas regiões.
A inclusão dos termos de transporte para a região E foi realizada durante a definição das
altitudes base dos cálculos em 90 km, descrita na Seção anterior. Ou seja, ao redefinir o
limite inferior dos cálculos de 130 km para 90 km, os cálculos referentes ao transporte
foram estendidos até a base da região E.
58
A implementação dos processos fotoquímicos da região E foi realizada em três etapas
principais. Primeiramente foram inseridos no código do SUPIM-E os processos de
ionização responsáveis pela formação da região E no período diurno. Posteriormente,
foram implementados os processos de ionização que asseguram a manutenção desta
região no período noturno. E finalmente, um modelo químico para esta região foi
acoplado ao código do SUPIM-E. A descrição detalhada dessas etapas é apresentada nas
Seções subseqüentes.
3.2.2.1 Ionização da Região E Diurna
Os processos de fotoionização responsáveis pela formação da região E diurna (Banks e
Kockarts, 1973) envolvem:
∴ a ionização do constituinte neutro O2 pela radiação Lyman β em 1025,7 Å,
pela radiação ultravioleta nas faixas do Lyman contínuo com comprimentos de
onda (λ) menores do que 910 Å e pelos raios X na faixa de 31 < λ < 100 Å;
∴ a ionização do constituinte neutro O pela radiação Lyman contínuo e também
pelos raios X na faixa de 31 < λ < 100 Å;
∴ a ionização do constituinte neutro N2 pelos raios X na faixa de 31 < λ < 100 Å;
∴ a ionização do constituinte neutro NO pela radiação Lyman α em 1216 Å. Este
constituinte, embora não seja majoritário na região E, desempenha um
importante papel na sua formação, sendo o responsável por cerca de 2% da
taxa de ionização total desta região no período diurno (Titheridge, 2000).
Diante da essencialidade dos processos relacionados acima para a formação da região E
diurna, a implementação dos mesmos no código do SUPIM-E constitui-se uma condição
fundamental para que os resultados teóricos obtidos reproduzam de forma consistente o
comportamento desta região. No entanto, o modelo de fluxo solar EUVAC utilizado no
código original do SUPIM fornece a intensidade da radiação solar em 37 bandas de
comprimentos de onda na faixa de 50 a 1050 Å, fato que exclui os comprimentos de
59
onda menores que 50 Å e a linha Lyman α necessários à formação da região E diurna.
Diante disto, implementou-se ao código do SUPIM-E o modelo de fluxo solar
SOLAR2000, desenvolvido por Tobiska et al. (2000).
O SOLAR2000 é um modelo empírico deduzido a partir de medidas de irradiância solar
que fornece a variabilidade do fluxo diário para as faixas de comprimentos de onda que
abrangem desde os raios X até o infravermelho (de 1 nm até 10000 nm). A cobertura
dos fluxos disponibilizados pelo SOLAR2000 se estende desde o ano de 1947 até os
dias atuais.
A implementação do SOLAR2000 foi realizada sem que o modelo EUVAC fosse
excluído do código do SUPIM-E. Ou seja, embora o modelo de fluxo solar padrão do
SUPIM-E seja o SOLAR2000, o usuário pode optar pelo uso do EUVAC em suas
simulações. Ressalte-se que a opção por essa implementação interativa foi devida ao
fato do EUVAC ser atualmente utilizado com bastante freqüência e sucesso nas
simulações ionosféricas da região F realizadas com o SUPIM e com outros modelos
ionosféricos (por exemplo o SAMI2 de Huba et al. (2000)).
A inclusão do modelo de fluxo solar SOLAR2000 no SUPIM-E implicou na adição de
novas bandas de comprimentos de onda ionizantes nas faixas de 18,6-29,5 Å, 30,0-49,2
Å e em 1216 Å e as respectivas seções transversais de fotoionização e de fotoabsorção
para os constituintes neutros O, N2, O2 e NO. Os valores para essas seções foram
obtidos de Fenelly e Torr (1992).
Embora a saída padrão do SOLAR2000 seja fornecida com uma resolução espectral de
1 nm, no SUPIM-E utiliza-se uma saída opcional de 39 faixas de comprimentos de onda
que cobrem desde 18,6 Å até 1050 Å mais a linha Lyman α, somando um total de 40
faixas.
Além de viabilizar a simulação dos processos de fotoionização que conduzem à
formação da região E diurna, a conclusão desta primeira fase da modelagem da região E
proporcionou uma nova perspectiva para a utilização do SUPIM-E em estudos
ionosféricos. Ou seja, a implementação interativa do modelo de fluxo solar torna
60
possível a realização de estudos comparativos entre as eficiências do SOLAR2000 e do
EUVAC em simulações da região F ionosférica.
3.2.2.2 Ionização da Região E Noturna
Embora o setor noturno da atmosfera terrestre seja caracterizado pela ausência de
ionização solar direta, algumas radiações são espalhadas por ressonância neste setor e
asseguram a manutenção da região E por várias horas após o Pôr-do-Sol e antes do
amanhecer (Titheridge, 2000).
Strobel et al. (1974) apresentaram um modelo onde consideram quatro radiações como
as principais fontes de ionização responsáveis pela manutenção da região E noturna: as
linhas Lyman α (1216 Å), Lyman β (1025,7 Å), He I (584 Å) e He II (304 Å). Esse
modelo fornece os fluxos de ionização noturna para tais radiações em função da altitude
e do ângulo zenital solar em determinadas faixas, os quais estão apresentados nas
FIGURAS 3.1, 3.2, 3.3 e 3.4.
61
FIGURA 3.1- Fluxo de fotoionização noturno para a radiação Lyman α em função da
altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a
partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos. As
linhas pontilhadas indicam a região de extrapolação baseada em
observações de foguete.
FONTE: Modificada de Strobel et al. (1974).
FIGURA 3.2- Fluxo de fotoionização noturno para a radiação Lyman β em função da
altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a
partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos.
FONTE: Modificada de Strobel et al. (1974).
62
FIGURA 3.3- Fluxo de fotoionização noturno para a radiação He I em função da
altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a
partir de modelos de aeroluminescência de espalhamentos múltiplos. As
linhas pontilhadas indicam a região de extrapolação baseada em
observações de foguete.
FONTE: Modificada de Strobel et al. (1974).
FIGURA 3.4- Fluxo de fotoionização noturno para a radiação He II em função da
altitude para determinados valores do ângulo zenital solar, calculado a
partir de um modelo dipolar da plasmasfera. Os fluxos apresentados são
para condições de equinócio em médias latitudes.
FONTE: modificada de Strobel et al. (1974)
63
A modelagem da região E noturna no SUPIM-E foi realizada acoplando-se ao seu
código o modelo de Strobel et al. (1974). Para isto, os fluxos apresentados nas Figuras
acima foram aproximados como funções analíticas e estas utilizadas para interpolar os
valores desses fluxos em todas as altitudes para os ângulos zenitais na faixa de 90° < θ
< 270°.
3.2.2.3 Química da Região E
Embora os processos que ocorrem na região E sejam relativamente simples, a escolha
de um modelo químico adequado para esta região foi uma das etapas mais lentas e
problemáticas no desenvolvimento do SUPIM-E.
A primeira tentativa de implementar a química da região E ao SUPIM-E consistiu em
acoplar modelos ionosféricos exclusivos para esta região ao modelo químico de Bailey e
Sellek (1990) apresentado na Tabela 1.2. Os modelos com tais características foram
publicados por Keneshea et al. (1970), Chen e Harris (1971), Nesterov (1974), Duhau et
al. (1987), Buonsanto (1990) e Buonsanto et al. (1992). No entanto, os resultados
obtidos além de não reproduzirem adequadamente a região E, tornaram o modelo
inconsistente para a região F. Um exemplo desses resultados preliminares pode ser
observado na FIGURA 3.5, a qual apresenta uma comparação entre a simulação
realizada com o SUPIM-E (utilizando a química de Keneshea et al. (1970)) e dados de
digissondas para o dia 2/3/1996 sobre a região de Cachoeira Paulista.
64
1x103 1x104 1x105 1x106 1x107
Densidade (cm-3)
90110130150170190210230250270290310330350
Alti
tude
(km
)
9 - 16 LTDadosSUPIM-E
1x103 1x104 1x105 1x106 1x107
Densidade (cm-3)
90110130150170190210230250270290310330350
Alti
tude
(km
)
18 LTDadosSUPIM-E
1x103 1x104 1x105 1x106 1x107
Densidade (cm-3)
90110130150170190210230250270290310330350
Alti
tude
(km
)
21 - 4 LTDadosSUPIM-E
(a)
(b)
(c)
FIGURA 3.5- Comparação entre resultados teóricos do SUPIM-E utilizando a química
de Keneshea et al. (1970) (curvas vermelhas) e dados experimentais
obtidos por digissondas (curvas pretas).
Na Figura 3.5 os perfis de densidade eletrônica para o dia 2/3/1996 foram distribuídos
de acordo com a hora local. No painel (a) estão agrupados os resultados teóricos (curvas
vermelhas) e experimentais (curvas pretas) para os tempos locais de 21, 24 e 4 horas.
65
Embora nestes horários a região F tenha apresentado um fraco espalhamento em
freqüência, os perfis teóricos diferem consideravelmente dos experimentais
principalmente nas altitudes do pico de densidade da região F. Além disso, os perfis
teóricos apresentam picos anômalos de densidade entre 135 e 150 km,
aproximadamente. A região E não foi registrada pela digissonda devido à sua baixa
densidade e também não foi reproduzida pelo SUPIM-E. No painel (b) estão agrupados
os resultados para os tempos locais de 9, 10, 11, 12, 13, 14 e 16 horas. Com exceção das
13 horas, em todos os tempos locais houve registro da região E contudo, os resultados
teóricos não a reproduziram. Observa-se também que os picos de densidade da região F
teóricos diferem consideravelmente dos experimentais. Finalmente no painel (c)
apresenta-se o perfil para o tempo local de 18 horas, que é particularmente importante
por caracterizar a transição entre os períodos diurnos e noturnos. Neste horário não
houve registro da região E pela digissonda e o modelo também não a reproduziu. Além
disso, embora o comportamento do modelo teórico tenha apresentado a mesma
tendência que os dados experimentais, as magnitudes das densidades teóricas foram
menores em todas as altitudes.
Apesar de, na Figura 3.5 apresentarem-se as comparações somente para um dia e para
um modelo químico, é importante destacar que durante esta primeira tentativa de
encontrar um modelo químico adequado para o SUPIM-E, todos os modelos exclusivos
para esta região citados anteriormente foram testados para um dia de atividade solar
baixa e um de atividade solar alta. No entanto, resultados semelhantes ou piores foram
obtidos. Deste modo, optou-se por apresentar aqui somente o modelo de Keneshea et al.
(1970) para exemplificar o procedimento adotado nesta primeira tentativa.
Posteriormente realizaram-se outros testes utilizando-se a química de modelos
ionosféricos mais complexos, que abrangessem em seus cálculos as regiões E e F. Os
modelos de Schunk e Walker (1973), Diloy et al. (1996) e Huba et al. (2000) foram
testados acoplando-se a química de cada um deles ao código do SUPIM-E e
comparando-se os resultados obtidos com dados experimentais. A escolha entre esses
três modelos considerou além da concordância com os dados experimentais, os quesitos
complexidade e atualidade. Deste modo, optou-se pelo modelo Another model of the
66
ionosphere (SAMI2), desenvolvido por Huba et al. (2000), como fonte do modelo
químico do SUPIM-E.
O SAMI2 foi desenvolvido a partir do modelo de média latitude produzido no Naval
Research Laboratory (NRL) na década de 70 (Oran et al., 1974) e trata o plasma
dinâmico e a evolução química de sete íons (H+, He+, N+, O+, N2+, NO+ e O2
+) em uma
faixa de altitude aproximada de 100 km até milhares de quilômetros. A química
utilizada no SAMI2 é composta de um conjunto de 28 reações químicas, as quais são
apresentadas na TABELA 3.1, juntamente com suas respectivas taxas.
TABELA 3.1- Reações químicas do SAMI2 implementadas no SUPIM-E e suas
respectivas taxas.
Reação Taxa (cm3s-1)
1. NNO2NO ++→++
300K ≤ T(O+) ≤ 1700K 2
300
)O(T1410x600,8300
)O(T1310x920,51210x533,1
+−+
+−−−
1700K < T(O+)
300
)O(T1210x155,11210x730,2+
−−−2
300
)O(T1310x483,1
+−+
2. O2O2OO ++→++ 300
)O(T1210x74,71110x82,2+
−−−2
300
)O(T1210x073,1
+−+
3
300
)O(T1410x17,5
+−−
4
300
)O(T1610x65,9
+−+
3. OHHO ++→++ 5,0nT1110x5,2 −
4. HOOH ++→++ )H(5,0T1110x2,2 +−
5. ++→++2NHe2NHe
NNHe2NHe +++→++
3,5x10-10
6. OOHe2OHe +++→++ 8,0x10-10
7. NNOO2N ++→++
44,0
)O(T
3001010x4,1
+
−
8. OOe2O +→++
55,0
Te
300710x6,1
−
(continua)
67
TABELA 3.1 – Conclusão. 9. 2ONONO2O ++→++
4,4x10-10
10. ONeNO +→++
85,0
Te
300710x2,4
−
11. 2N2O2O2N ++→++
( )5,0
OT
30011100,5
+
−×
12. ONONOO ++→++ 1,0x10-12
13. NONO2N2O ++→++ 5,0x10-16
14. 2NNONO2N ++→++ 3,3x10-10
15. NNe2N +→++ 39,0
Te
300710x8,1
−
16. ONON2O ++→++ 1,2x10-10
17. HeNN2NHe +++→++ 8,0x10-10
18. ONO2ON ++→++ 2,0x10-10
19. N2O2ON ++→++ 4,0x10-10
20. NeN →++ 7,0
Te
3001210x43,4
−
21. He2O2OHe ++→++ 2,0x10-10
22. NOON ++→++ 1,0x10-12
23. NNONON ++→++ 2,0x10-11
24 NONO2O2N ++→++ 1,0x10-14
25. 2ONN2O ++→++ 2,5x10-10
26. HeH →++ 7,0
Te
3001210x43,4
−
27. HeeHe →++ 7,0
Te
3001210x43,4
−
28. OeO →++ 7,0
Te
3001210x43,4
−
FONTE: Huba et al. (2000)
Observa-se que as reações de 1 a 10 da Tabela 3.1 são coincidentes com aquelas de
Bailey e Sellek (1990) apresentadas na Tabela 1.2. Com exceção das taxas para as
reações 5 e 6 as quais foram modificadas de acordo com o modelo SAMI2, as demais
68
permaneceram inalteradas no SUPIM-E. As novas reações (11 a 28) foram inclusas no
código do SUPIM-E.
Um fato notório das reações apresentadas na Tabela 3.1 é que elas incluem o íon N+, o
qual não é utilizado nos cálculos do modelo original SUPIM. Embora esse íon não seja
majoritário na região E, sua reação com o componente neutro NO (Reação 23) tem um
efeito considerável sobre a taxa total de perda nesta região no período diurno,
juntamente com as reações 12 e 14 (Titheridge, 1997; 2000). Além disso, as demais
reações que envolvem este íon (Reações 18, 19, 20 e 22) contribuem para que o modelo
proporcione resultados mais completos para a região F. Diante destas justificativas,
implementou-se o íon N+ no SUPIM-E como descrito na próxima Seção.
3.2.2.3.1 Implementação do Íon N+
A implementação do íon N+ ao código do SUPIM-E foi realizada incluindo-se os
processos de transporte, produção (química e por fotoionização) e de perda química
deste constituinte.
O primeiro passo a ser cumprido no processo de modelagem de um determinado íon
ionosférico consiste no cálculo da concentração de seu respectivo constituinte neutro.
Embora a concentração do constituinte N seja calculada pelo modelo MSIS90 acoplado
ao código do SUPIM, os valores obtidos não são repassados ao programa principal e
tampouco utilizados nos cálculos subseqüentes. No SUPIM-E várias subrotinas foram
modificadas de modo que a conexão entre o modelo MSIS90 e o programa principal
para a transmissão das concentrações de N fosse estabelecida.
Posteriormente, iniciou-se um longo processo de modificação do código do SUPIM-E
para a inclusão dos cálculos referentes ao íon N+. Ou seja, em todos os locais do
programa principal ou das sub-rotinas do SUPIM-E onde parâmetros ionosféricos
dependentes do número de íons eram calculados (por exemplo: altura de escala,
densidade, temperatura, produção química e por fotoionização, freqüência de colisão,
entre outros), o código foi alterado incorporando-se a ele os cálculos para o íon N+.
69
Os resultados obtidos pelo SUPIM-E para a concentração do íon N+ não foram
comparados a registros experimentais devido à indisponibilidade dos mesmos para a
região de Cachoeira Paulista. No entanto, tais resultados apresentaram-se consistentes
com os obtidos por modelos ionosféricos existentes na literatura como, por exemplo,
aqueles obtidos pelos modelos FLIP e TRANSCAR (Schunk e Sojka, 1996), como pode
ser observado na FIGURA 3.6.
1 2 3 4
densidade eletrônica (cm-3)
50
100
150
200
250
300
350
400
450
500
altu
ra (k
m)
10 101010
modelo TRANSCAR modelo FLIPmodelo SUPIM-E
FIGURA 3.6- Perfil de densidade do íon N+ simulado pelos modelos: SUPIM-E para o
dia 9/3/2001 às 12h; pelo modelo FLIP para a região de Millstone Hill
(43°N, 71°O) no mês de dezembro em período de atividade solar alta e
pelo modelo TRANSCAR para uma região de alta latitude no mês de
maio também em período de atividade solar alta.
FONTE: Modificada de Schunk e Sojka (1996).
Embora as condições em que tais modelos foram executados sejam distintas, os perfis
teóricos obtidos apresentam o mesmo padrão de comportamento, com uma densidade da
ordem de 103 cm-3 em aproximadamente 250 km de altitude.
3.3 Parâmetros de Saída do SUPIM-E
O arquivo de saída padrão do SUPIM-E utilizado neste trabalho fornece as densidades
eletrônica e iônica (para os sete íons: O+, H+, He+, N2+, O2
+, NO+ e N+) alinhadas ao
70
campo e dependentes do tempo, para altitudes acima de 90 km em intervalos de tempo
de 15 minutos. A FIGURA 3.7 apresenta um exemplo dos parâmetros de saída
fornecidos pelo SUPIM-E para a região de Cachoeira Paulista nos tempos locais de 11h
e 00h do dia 16/11/1996.
1x100 1x101 1x102 1x103 1x104 1x105 1x106
Densidade (cm-3)
80100120140160180200220240260280300320340
Alti
tude
(km
)
16/11/199611 LTHE+
H+
O+
N2+
O2+
N+
NO+
Ne
1x100 1x101 1x102 1x103 1x104 1x105 1x106
Densidade (cm-3)
80100120140160180200220240260280300320340
Alti
tude
(km
)
16/11/199600 LT
H+
O+
O2+
N+
NO+
Ne
FIGURA 3.7- Densidades iônicas e eletrônicas fornecidas pelo SUPIM-E para a região
de Cachoeira Paulista nos tempos locais de 11h e 0h.
71
A comparação entre os perfis iônicos teóricos obtidos pelo SUPIM-E e dados
experimentais não foi possível devido à indisponibilidade dos mesmos para a região de
Cachoeira Paulista. No entanto, os resultados estão de acordo com o esperado e com a
literatura existente (Titheridge, 1997).
Observa-se pela Figura 3.7 que as regiões E e F estão bem determinadas pela transição
entre o íon molecular NO+ e o íon atômico O+ em aproximadamente 180 km (período
diurno) e 200 km (período noturno). Além disso, a troca de domínio entre os íons O2+ e
NO+ nos períodos diurno e noturno nas altitudes da região E também está bem
reproduzida. As distribuições dos íons N2+, He+ e H+ obtidas pelo SUPIM-E concordam
com aquelas obtidas por Huba et al. (2000). Ou seja, em ambos os modelos o He+ é a
espécie iônica minoritária ao passo que o N2+ apresenta uma densidade apreciável (≤
103 cm-3) somente no período diurno e o H+, por sua vez, apresenta uma densidade da
ordem de 102 cm-3 em aproximadamente 250 km de altitude em ambos os períodos.
Quando requisitado para um estudo específico, parâmetros adicionais podem compor o
arquivo de saída do SUPIM-E, tais como: a velocidade de deriva vertical do plasma, a
velocidade do vento neutro, as temperaturas eletrônicas e iônicas e as densidades dos
sete elementos neutros: O, H, He, N2, O2, NO e N.
3.4 Avaliação da Eficiência de Diferentes Modelos para o Constituinte Neutro
NO na Simulação da Região E Ionosférica
Devido à importância fundamental do constituinte neutro NO nas altitudes da região E
ionosférica, apresenta-se nesta Seção uma análise comparativa da resposta da região E à
utilização de três diferentes modelos para a concentração deste constituinte. Tal análise
tem como objetivo principal escolher o melhor modelo para reproduzir esse importante
constituinte neutro da região E sobre a região de Cachoeira Paulista.
A fotoionização direta do NO pela emissão Lyman α é responsável por cerca de 2% da
ionização total da região E diurna (Titheridge, 2000). Também trata-se de um elemento
extremamente importante para a região D ionosférica (Bailey et al., 2002).
72
As fontes de produção e perda do NO têm sido elucidadas nas últimas quatro décadas
pelo uso de modelagem numérica e também por estudos experimentais com foguetes de
sondagem e satélites (Bailey et al., 2002). Resultados de experimentos realizados com
os satélites Solar Mesosphere Explorer (SME) (Barth et al., 1988) e Halogen
Occultation Experiment (HALOE) (Russel et al., 1988) demonstraram que o
constituinte NO termosférico é altamente variável em função de tempo e da disposição
geográfica com densidades que podem variar em uma ordem de magnitude. Tais
experimentos têm demonstrado que a densidade do NO está fortemente relacionada à
irradiação solar e às condições aurorais (Barth et al., 1988; Siskind et al, 1990).
A densidade do NO apresenta um pico próximo de 106 km de altitude. Em baixas
latitudes, o valor típico de sua densidade é de aproximadamente 1x1014 m-3, podendo
variar da metade deste valor para o dobro dele dependendo das condições geofísicas
(Bailey et al., 2002). Nessas latitudes, a principal fonte de ionização do NO são os raios
X solares moles (Barth et al., 1988; 1999).
Diante da importância do NO na composição da região E ionosférica e da sua alta
variabilidade espacial, temporal e sazonal, decidiu-se utilizar o SUPIM-E para avaliar a
eficiência de três modelos para o cálculo deste constituinte. O modelo de Mitra (1968)
utiliza uma expressão cuja dedução baseou-se em estimativas da variação diurna
(observada) e com o ciclo solar (estimada) da densidade eletrônica da região D e em
medidas da composição iônica. O modelo de Barth et al. (1996) calcula a concentração
do NO a partir de uma taxa de mistura dos constituintes neutros atmosféricos, em
função da hora local e da altitude cobrindo uma faixa de 50 a 130 km. O modelo de
Titheridge (1997) por sua vez, baseia-se em dados experimentais do satélite SME e
considera as variações da concentração do NO em função da hora do dia, da
sazonalidade, da latitude e do ciclo solar.
Para viabilizar a comparação da eficiência dos três modelos de NO descritos acima na
modelagem da região E, inseriu-se uma chave de controle no código do SUPIM-E
através da qual o usuário opta pelo modelo de NO que será utilizado em suas
simulações.
73
Os resultados da análise comparativa entre os modelos de NO implementados ao código
do SUPIM-E são apresentadas nas FIGURAS 3.8 e 3.9 para os meses de novembro e
março, respectivamente. Tal análise baseou-se na comparação entre os perfis de f0E
obtidos a partir da execução do SUPIM-E configurado para cada um dos modelos de
NO e considerando-se a deriva vertical e os ventos neutros nulos nas simulações.
74
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)2/3/1996
3/3/1996
6/3/1996
7/3/1996
8/3/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
9/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
10/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)11/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
13/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
14/3/2001
FIGURA 3.8- Perfis experimentais de de f0E (triângulos cheios) e obtidos pelo SUPIM-
E a partir do modelo de Mitra (triângulos vazados), Titheridge (cruzes) e
Barth et al. (círculos) para o mês de março de períodos de atividade solar
baixa (1996) e alta (2001).
75
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
23/11/2001
24/11/2001
25/11/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6fo
E (M
Hz)
11/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
16/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
26/11/1996
FIGURA 3.9- Perfis experimentais de f0E (triângulos cheios) e obtidos pelo SUPIM-E a
partir do modelo de Mitra (triângulos vazados), Titheridge (cruzes) e
Barth et al. (círculos) para o mês de novembro de períodos de atividade
solar baixa (1996) e alta (2001).
Analisando-se as Figuras 3.8 e 3.9 observa-se que em todos os dias de ambos os
períodos de atividade solar os resultados apresentaram o mesmo padrão. Isto é, os
resultados da modelagem da região E pelo SUPIM-E utilizando o modelo de Mitra
(1968) proporcionaram os valores de f0E mais próximos daqueles obtidos
experimentalmente, enquanto que os modelos de Titheridge (1997) e Barth et al. (1996)
76
apresentaram praticamente o mesmo desempenho, com valores de f0E subestimados em
relação aos experimentais.
Diante dos resultados obtidos, o modelo de Mitra (1968) foi utilizado em todas as
simulações realizadas neste trabalho. No entanto, ressalte-se que embora para a região
de Cachoeria Paulista os melhores resultados para a modelagem da região E tenham
sido obtidos com o uso desse modelo, o fato do usuário poder avaliar qual o modelo
mais adequado a ser utilizado em suas simulações é uma importante contribuição da
implementação dos modelos de NO descritas acima.
77
CAPÍTULO 4
ANÁLISES COMPARATIVAS ENTRE OS RESULTADOS TEÓRICOS DO
SUPIM-E E DADOS EXPERIMENTAIS
Com o objetivo de avaliar a confiabilidade, a precisão e a viabilidade do uso do SUPIM-
E em estudos da região E e da dinâmica do sistema termosfera-ionosfera equatorial e de
baixas latitudes, os resultados calculados por este modelo para a região de Cachoeira
Paulista foram comparados àqueles registrados por digissondas nesta mesma localidade.
As análises comparativas entre os resultados do SUPIM-E e os dados experimentais
apresentadas nas Seções subseqüentes baseiam-se em 16 dias de simulações realizadas
separadamente, para os meses de março e novembro, em períodos de atividade solar alta
e baixa. Nas TABELAS 4.1 e 4.2 estão relacionados os dias utilizados nessas análises,
juntamente com os respectivos índices geomagnéticos Ap e os fluxos solares F10,7cm.
Note-se que tais estudos serão efetuados apenas para dias geomagneticamente calmos.
TABELA 4.1- Relação dos dias utilizados nas análises comparativas para os meses
denovembro e março no período de atividade solar baixa.
Data Ap F10,7 cm
11/11/1996 4 70,0 16/11/1996 5 72,2 26/11/1996 7 100,8 02/03/1996 3 69,8 03/03/1996 6 69,0 06/03/1996 4 68,4 07/03/1996 2 66,8 08/03/1996 8 68,8
78
TABELA 4.2- Relação dos dias utilizados nas análises comparativas para os meses de
novembro e março no período de atividade solar alta.
Data Ap F10,7 cm
23/11/2001 13 172,9 24/11/2001 4 168,6 25/11/2001 8 165,6 09/03/2001 6 159,2 10/03/2001 5 158,0 11/03/2001 4 155,8 13/03/2001 9 145,6 14/03/2001 7 140,7
4.1 Comparação Entre Perfis Verticais de Densidade Eletrônica Teóricos e
Experimentais das Regiões E e F.
A primeira análise desenvolvida neste trabalho tem como objetivo principal avaliar a
consistência dos resultados teóricos do SUPIM-E para as regiões E e F ionosféricas
durante o verão e equinócio de baixa e alta atividade solar. Visando esse objetivo,
optou-se por utilizar perfis verticais de densidade eletrônica, os quais fornecem uma
visão geral do comportamento dessas regiões em função da altitude em uma
determinada hora local.
Os perfis verticais de densidade eletrônica calculados pelo SUPIM-E desde a altitude de
90 km na região E até uma altitude de 400 km foram comparados àqueles registrados
por digissondas nos tempos locais de 0h, 4h, 9h, 10h, 11h, 12h, 14h, 16h, 18h e 21h nos
dias do mês de novembro relacionados nas Tabelas 4.1 e 4.2. Os resultados dessas
comparações são apresentados nas FIGURAS 4.1 e 4.2, as quais são representativas das
atividades solar baixa e alta, respectivamente.
79
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
0 LT21 LT 4 LT
9 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 11 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
10 LT
16 LT
18 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 12 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 14 LT
FIGURA 4.1- Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e
teóricos (curvas azuis) obtidos para os três dias do mês de novembro de
1996 relacionados na Tabela 4.1 (Baixa atividade solar).
80
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
0 LT21 LT 4 LT
9 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 11 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)10 LT
16 LT
18 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 12 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 14 LT
FIGURA 4.2- Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e
teóricos (curvas azuis) obtidos para os três dias do mês de novembro de
2001 relacionados na Tabela 4.2 (Alta atividade solar).
Observando-se as Figuras 4.1 e 4.2 nota-se que os resultados SUPIM-E mostram os
picos de densidade da região E bem definidos em todos os tempos locais e em ambos os
81
períodos de atividade solar. Além disso, de uma forma geral os perfis de densidade
eletrônica das regiões E e F modelados pelo SUPIM-E apresentam um comportamento
bastante consistente em relação àqueles obtidos experimentalmente, principalmente no
período de atividade solar baixa (Figura 4.1). Uma avaliação mais detalhada desses
resultados, principalmente nos horários em que são observadas algumas discordâncias
com os dados, é apresentada abaixo.
No período noturno (21h, 0h e 4h) de ambas as Figuras a região E não foi registrada
pelos ionogramas, impossibilitando qualquer comparação entre os perfis teóricos e
experimentais. No entanto a região E noturna modelada apresenta um padrão de
comportamento esperado, com um valor máximo de densidade em aproximadamente
105-110 km de altitude da ordem de 103-104 cm-3. Os perfis da região F modelados pelo
SUPIM-E nesse período apresentaram a mesma tendência de comportamento observada
nos perfis experimentais, embora algumas defasagens entre as altitudes e as magnitudes
dos picos da região F (NmF) tenham sido observadas. Contudo, é importante salientar
que a precisão dos valores experimentais das densidades eletrônicas desta região em
ambas as Figuras foi comprometida pela presença de espalhamentos em freqüência
nesses horários. Outro fator, ainda mais importante, que deve ser considerado é a
influência dos ventos neutros calculados pelo HWM90, os quais podem interferir nas
altitudes e nas magnitudes de NmF. Tais ventos são parâmetros de entrada do SUPIM-E
e suas influências também podem explicar as discrepâncias entre os perfis teóricos e
experimentais da região F durante o período entre 12h e 16h de baixa atividade solar
(Figura 4.1)
No período de 9h às 12h dos dias estudados, os perfis teóricos apresentam boa
concordância em relação aos experimentais para as duas regiões ionosféricas. Os picos
de densidade da região E (NmE) calculados pelo SUPIM-E e os experimentais
localizam-se aproximadamente entre 100 e 105 km de altitude e apresentam uma
densidade da ordem de 105 cm-3. Na região F a altitude dos picos localiza-se numa faixa
entre 320 e 360 km de altitude e a densidade varia entre valores da ordem de 105 a 106
cm-3 tanto nos perfis teóricos como nos experimentais. Uma característica dos perfis
modelados pelo SUPIM-E nesse período é a presença freqüente de vales bastante
82
significativos entre as regiões E e F em ambas as Figuras, os quais nos perfis
experimentais manifestam-se apenas como pequenas inflexões.
No tempo local de 18h dentre os dias estudados há apenas um registro experimental da
região E no período de atividade solar baixa, cuja concordância com os dados
experimentais tanto na altitude como na magnitude de NmE foi muito boa. Os perfis da
região F modelados pelo SUPIM-E nesse horário apresentam o mesmo comportamento
daqueles experimentais em ambos os períodos de atividade solar. No entanto, na Figura
4.1 embora os valores de NmF teóricos sejam da mesma ordem de grandeza dos
experimentais, existe um deslocamento de aproximadamente 80 km entre as altitudes
dos mesmos, provavelmente devido a um efeito de um vento HWM90 inapropriado.
Nas FIGURAS 4.3 e 4.4 são apresentadas as comparações entre os perfis de densidade
eletrônica das regiões E e F calculados pelo SUPIM-E e os registrados por digissondas
nos tempos locais de 0h, 4h, 9h, 10h, 11h, 12h, 14h, 16h, 18h e 21h nos dias do mês de
março relacionados nas Tabelas 4.1 e 4.2, respectivamente. Tais casos são
representativos de equinócios de atividade solar baixa e alta.
83
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
0 LT21 LT 4 LT
9 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 11 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
10 LT
16 LT
18 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 12 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 14 LT
FIGURA 4.3- Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e
teóricos (curvas azuis) obtidos para os cinco dias do mês de março de
1996 relacionados na Tabela 4.1 (Baixa atividade solar).
84
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
0 LT21 LT 4 LT
9 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 11 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)10 LT
16 LT
18 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 12 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 14 LT
FIGURA 4.4- Perfis verticais de densidade eletrônica experimentais (curvas pretas) e
teóricos (curvas azuis) obtidos para os cinco dias do mês de março de
2001 relacionados na Tabela 4.2 (Alta atividade solar).
85
A exemplo dos resultados obtidos para o mês de novembro, os cálculos do SUPIM-E
apresentados nas Figuras 4.3 e 4.4 também mostraram os picos de densidade da região E
bem definidos em todos os horários de ambos os períodos de atividade solar. Além
disso, a melhor concordância entre os resultados teóricos e experimentais, de um modo
geral, também ocorreu no período de atividade solar baixa como no mês de novembro.
Entre 18h e 4h dessas Figuras não existem registros experimentais da região E em
ambos os períodos de atividade solar. Algumas discrepâncias entre os perfis calculados
e os experimentais são notadas para a região F neste período. Ou seja, o modelo
SUPIM-E está subestimando a distribuição vertical da densidade eletrônica na região F.
Trabalhos publicados por Souza (1997) e Souza et al. (2000a, b) utilizando o modelo
SUPIM mostram que tais discrepâncias são causadas pelos ventos inadequados gerados
pelo modelo HWM90. Imprecisões nos ventos modelados pelo HWM90 também foram
apontadas por Titheridge (1995), o qual destaca que a situação é mais grave para o
hemisfério sul devido à ausência de dados para o desenvolvimento da modelagem
empírica do HWM90.
Com o propósito de exemplificar a afirmativa de que os resultados obtidos para a região
F pelo SUPIM utilizado por Souza et al. (2000a,b) estão praticamente inalterados em
relação àqueles obtidos pelo SUPIM-E, a FIGURA 4.5 apresenta perfis verticais de
densidade eletrônica obtidos por ambas as versões e por dados experimentais para o dia
6/3/1996.
86
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
0 LT21 LT 4 LT
9 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 11 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
)10 LT
16 LT
18 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 12 LT
1x103 1x105 1x107
Densidade (cm-3)
80120160200240280320360400
Alti
tude
(km
) 14 LT
FIGURA 4.5- Perfis verticais de densidade eletrônica obtidos experimentalmente
(curvas pretas), pelo SUPIM-E (curvas azuis) e pelo SUPIM (curvas
vermelhas) para as regiões E e F nos tempos locais de 0h, 4h, 9h, 10h,
11h, 12h, 14h, 16h, 18h e 21h do dia 6/3/1996.
87
Além da Figura 4.5 exemplificar nitidamente a concordância entre os resultados do
SUPIM e do SUPIM-E para a região F em todos os tempos locais, nos períodos diurnos
e noturnos, esta Figura também permite observar a contribuição do desenvolvimento do
SUPIM-E nas altitudes abaixo de aproximadamente 130 km, as quais não são atingidas
pelos cálculos do SUPIM.
4.2 Comparação de Perfis de Freqüência Crítica da Região E
Com a finalidade de estudar de forma mais detalhada os resultados calculados pelo
SUPIM-E para a região E iniciou-se uma segunda análise na qual as freqüências críticas
da região E (f0E) calculadas pelo SUPIM-E foram comparadas àquelas registradas
experimentalmente.
A FIGURA 4.6 apresenta os resultados obtidos nas análises comparativas de f0E para o
mês de novembro durante os períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001).
88
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
23/11/2001
24/11/2001
25/11/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)11/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
16/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
26/11/1996
FIGURA 4.6- Perfis de f0E teóricos (triângulos vazados) e experimentais (triângulos
cheios) em função da hora local, para o mês de novembro do período de
atividade solar baixa (1996) e alta (2001).
É sabido que os perfis de freqüência crítica da região E em função da hora local
caracterizam-se por exibirem uma forma semelhante ao da letra grega Omega, com
valores de f0E mínimos entre os tempos locais de 20h e 4h e valores máximos em torno
de 12h. Na Figura 4.6 os resultados teóricos além de apresentarem a forma da letra
grega Omega, mostram boa concordância com os dados experimentais, apesar de
estarem ligeiramente subestimados durante o período de atividade solar baixa.
Na FIGURA 4.7 são apresentados os resultados das análises comparativas de f0E para o
mês de março durante os períodos de atividade solar baixa (1996) e alta (2001). Nestes
89
casos, tem-se resultados para dez dias de estudo e todos eles apresentam excelente
concordância com os dados.
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
2/3/1996
3/3/1996
6/3/1996
7/3/1996
8/3/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
9/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
10/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
11/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
13/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
14/3/2001
FIGURA 4.7- Perfis de f0E teóricos (triângulos vazados) e experimentais (triângulos
cheios) em função da hora local para o mês de março do período de
atividade solar baixa (1996) e alta (2001).
90
A maioria dos modelos teóricos para a região E ionosférica ignora o termo de transporte
em seus códigos. Por este motivo, decidiu-se avaliar, através do SUPIM-E, o quanto as
contribuições dos ventos neutros e da deriva vertical são importantes para a região E.
Visando tal objetivo, executou-se o SUPIM-E considerando nulos os valores dos ventos
neutros e das derivas verticais, os quais são entradas paramétricas do SUPIM-E.
Os resultados obtidos para os perfis de f0E sob a condição deriva e ventos nulos estão
apresentados nas FIGURAS 4.8 e 4.9 para os meses de novembro e março,
respectivamente, durantes os períodos de baixa e alta atividade solar.
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)23/11/2001
24/11/2001
25/11/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
11/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
16/11/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0
1
2
3
4
5
6
foE
(MH
z)
26/11/1996
FIGURA 4.8- Perfis de f0E experimentais (triângulos cheios) e teóricos obtidos
considerando-se os termos de vento e deriva nulos (triângulos vazados)
em função da hora local para os meses de novembro dos períodos de
atividade solar baixa (1996) e alta (2001).
91
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)2/3/1996
3/3/1996
6/3/1996
7/3/1996
8/3/1996
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
9/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
10/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)11/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
13/3/2001
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24Hora Local
0123456
foE
(MH
z)
14/3/2001
FIGURA 4.9- Perfis de f0E experimentais (triângulos cheios) e teóricos obtidos
considerando-se os termos de vento e deriva nulos (triângulos vazados)
em função da hora local para os meses de março dos períodos de
atividade solar baixa (1996) e alta (2001).
92
Em todos os perfis apresentados nas Figuras 4.8 e 4.9 a modelagem da região E pelo
SUPIM-E resultou em um comportamento suave e sem flutuações nos valores de f0E.
Também se pode perceber que os resultados do SUPIM-E para o período de atividade
solar baixa, sob tais condições, apresentam valores subestimados em relação aos dados,
porém, com uma melhor concordância do que aqueles em que foram inclusos ventos e
derivas. Contudo, durante o período de alta atividade solar, quando os efeitos da deriva
vertical são mais efetivos, os resultados apresentam valores subestimados em relação
aos experimentais. Como conseqüência, pode-se afirmar que durante o período de alta
atividade solar, os resultados provenientes das simulações com vento e deriva
apresentam maior concordância com os dados experimentais do que os apresentados
nessas Figuras. Com o propósito de visualizar com maior nitidez esta afirmação, os
perfis verticais de densidade eletrônica da região E foram comparados aos respectivos
perfis experimentais para dois dias do período de atividade solar alta (FIGURA 4.10).
Na Figura 4.10 os perfis teóricos (considerando-se os termos de transporte e anulando-
os) e experimentais (quando disponíveis) para os dias 23/11/2001 e 9/3/2001 estão
apresentados para os tempos locais de 0h, 4h, 9h, 10h, 11h, 12h, 14h, 16h, 18h e 21h.
93
90
100
110
120
130
140
Alti
tude
(km
)
9/3/2001 23/11/2001
90
100
110
120
130
140
Alti
tude
(km
)
9/3/2001 23/11/2001
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
1x103 1x104 1x105 1x106
Densidade (cm-3)1x103 1x104 1x105
Densidade (cm-3)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
90
100
110
120
130A
ltitu
de (k
m)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
1x103 1x104 1x105 1x106
Densidade (cm-3)1x103 1x104 1x105
Densidade (cm-3)
90
100
110
120
130
Alti
tude
(km
)
0 LT
4 LT
9 LT
10 LT
11 LT
12 LT
14 LT
16 LT
18 LT
21 LT
FIGURA 4.10- Perfis verticais de densidade eletrônica modelados sob condições de
deriva e vento nulos (linhas contínuas), considerando-se os termos de
deriva e ventos (linhas com cruzes) e obtidos experimentalmente
(linhas com círculos cheios) para os dias 9/3/2001 e 23/11/2001.
94
A forma dos perfis apresentados na Figura 4.10 pelo SUPIM-E é bastante coerente com
aqueles apresentados pelos dados sob ambas às condições. Contudo, observa-se que os
valores teóricos de NmE são menores do que os experimentais em todos os tempos
locais sob condições de vento e deriva nulos (linhas contínuas), ao contrário do que
ocorre quando tais processos são considerados (linhas com cruzes). Tal situação pode
ser melhor visualizada na FIGURA 4.11, onde estão representados os módulos das
diferenças entre os perfis teóricos simulados considerando-se os termos de transporte
(linhas com cruzes) e anulando-os (linhas contínuas) em relação aos dados
experimentais.
10000 100000Módulo da diferença (calculado-registrado)
95
100
105
110
115
Alti
tude
(km
)
9 de março de 2001
10000 100000
23 de novembro de 2001
0.1 do Desvio Padrão
FIGURA 4.11- Perfis verticais do módulo da diferença entre os valores teóricos
modelados sob condições de deriva e vento nulos (linhas contínuas)e
considerando-se os termos de deriva e ventos (linhas com cruzes) em
relação aos dados obtidos experimentalmente para os dias 9/3/2001 e
23/11/2001.
Observando-se a Figura 4.11 é notória a melhor concordância entre os perfis modelados
e os dados quando se consideram os termos de vento e deriva. Deste modo, um
resultado significativo dessas análises é de que a inclusão dos processos de transporte na
modelagem da região E ionosférica é um fator fundamental para a precisão dos
95
resultados obtidos para NmE. Isto é, enquanto modelos existentes atualmente realizam
ajustes que simplesmente aumentam os valores de NmE calculados em 10% e
multiplicam a radiação ionizante fornecida pelo modelo EUVAC nas faixas de
comprimentos de onda menores do que 150 Å por um fator de 3 (Titheridge 1997, 2000)
ou 4 (Titheridge, 2003a) com o propósito de tornar seus resultados próximos dos
experimentais, os resultados deste trabalho demonstram que a implementação dos
processos de transporte na modelagem da região E é uma das condições principais para
a obtenção de resultados mais precisos e realistas de NmE, principalmente durante o
período de alta atividade solar.
Devido à inexistência de dados experimentais da região E noturna para a estação de
Cachoeira Paulista, os resultados do SUPIM-E calculados sem os termos de vento e
deriva foram comparados com aqueles obtidos pelo modelo de baixa atmosfera de Brum
(2004), sob a condição de equilíbrio fotoquímico. As FIGURAS 4.12 e 4.13 apresentam
os perfis obtidos por ambos os modelos para as 0h nos meses de novembro e março,
respectivamente.
96
1x100 1x101 1x102 1x103
70
80
90
100
110
120
130
140
altu
ra (k
m)
16 de novembro de 1996
1x100 1x101 1x102 1x103 1x104
23 de novembro de 2001
70
80
90
100
110
120
130
140SUPIM-EBrum, 2004
SUPIM-EBrum, 2004
densidade eletrônica (cm-3) FIGURA 4.12- Perfis teóricos de densidade eletrônica calculados às 0h pelo SUPIM-E e
pelo modelo de Brum (2004) durante o verão para a estação de
Cachoeira Paulista.
1x100 1x101 1x102 1x103
70
80
90
100
110
120
130
140
altu
ra (k
m)
07 de março de 1996
1x100 1x101 1x102 1x103 1x104
09 de março de 2001
70
80
90
100
110
120
130
140SUPIM-EBrum, 2004
SUPIM-EBrum, 2004
densidade eletrônica (cm-3)
FIGURA 4.13- Perfis teóricos de densidade eletrônica calculados às 0h pelo SUPIM-E e
pelo modelo de Brum (2004) durante o equinócio para a estação de
Cachoeira Paulista.
97
Os resultados ilustrados nas Figuras 4.12 e 4.13 demonstram a excelente concordância
entre os modelos, principalmente no período de atividade solar alta. Também se observa
uma resposta às variações na atividade solar e na sazonalidade tanto no modelo de Brum
(2004) como no SUPIM-E.
Na Figura 4.12 os valores de NmE calculados por ambos os modelos apresentam uma
magnitude de 4,5x103 cm-3 durante a baixa atividade solar e atingem um valor de 7x103
cm-3 no período de atividade alta, numa altitude aproximada de 105 km. Por outro lado,
na Figura 4.13 observa-se um decréscimo no valor de NmE do período de atividade
solar baixa (5x103 cm-3) para a alta (4x103 cm-3) em ambos os modelos. Tal decréscimo
pode estar associado ao modelo de fotoionização noturna (Strobel et al., 1974) utilizado
em ambos os modelos.
99
CAPÍTULO 5
INCLUSÃO DO CÁLCULO DAS VELOCIDADES DE DERIVAS ZONAIS DA
REGIÃO F IONOSFÉRICA NO MODELO SUPIM-E
O desenvolvimento do SUPIM-E e as análises comparativas entre os seus resultados
teóricos e os dados experimentais apresentados no Capítulo anterior permitem afirmar
que a meta geral proposta neste trabalho de desenvolver uma versão mais abrangente do
SUPIM, proporcionando aplicações inéditas para este modelo, foi cumprida com êxito.
A validação da modelagem da região E frente às condições distintas de atividade solar e
sazonalidade pelo SUPIM-E e a manutenção da confiabilidade dos resultados do
modelo original para a região F ionosférica são exemplos notórios desta afirmativa.
Neste Capítulo, apresenta-se uma nova etapa do desenvolvimento do SUPIM-E, a qual
consiste na implementação dos cálculos das derivas zonais do plasma da região F
equatorial ao código do SUPIM-E. Tais derivas, a exemplo das derivas verticais, são
devidas ao forte acoplamento entre as regiões E e F por meio das linhas do campo
geomagnético somado aos efeitos dos campos elétricos produzidos pelos dínamos destas
regiões. Conseqüentemente, constituem-se importantes parâmetros para a investigação
da fenomenologia e dos processos eletrodinâmicos do sistema termosfera-ionosfera
equatorial e de baixas latitudes.
Diante da indisponibilidade de dados experimentais de velocidades de derivas zonais do
plasma da região F para a localidade de Cachoeira Paulista, os resultados teóricos
obtidos pelo SUPIM-E foram primeiramente validados para a localidade de Jicamarca
(12°S, 77°O) e posteriormente utilizados nas análises para a região de Cachoeira
Paulista. Para essa validação, utilizou-se o primeiro modelo empírico de deriva
equatorial zonal desenvolvido por Fejer et al. (2005) a partir de dados obtidos pelo radar
de espalhamento incoerente de Jicamarca. Uma vez constatada a consistência dos
resultados, o SUPIM-E foi utilizado para o cálculo das velocidades de derivas zonais
100
diurnas e noturnas da região F equatorial brasileira nos meses de novembro e março em
condições de atividade solar baixa e alta.
Finaliza-se este Capítulo com uma análise comparativa entre os resultados das derivas
zonais noturnas do plasma ambiente da região F calculadas pelo SUPIM-E e aquelas
obtidas experimentalmente por observações fotométricas da aeroluminescência do OI
630nm sobre Cachoeira Paulista nos meses de março e novembro em ambos os períodos
de atividade solar mencionados acima.
5.1 Cálculos das Velocidades Zonais pelo SUPIM-E
Devido ao forte acoplamento elétrico entre as regiões E e F ionosféricas, um dos
parâmetros essenciais para os cálculos das velocidades de derivas zonais do plasma da
região F equatorial é a condutividade integrada ao longo das linhas do campo
geomagnético que unem tais regiões. Para a implementação dessas velocidades ao
código do SUPIM-E, primeiramente o sistema de equações composto pela equação da
continuidade dependente do tempo, pela equação do equilíbrio de energia e pela
equação do movimento foi resolvido numericamente ao longo das linhas do campo
geomagnético a partir da altitude base de 90 km de um hemisfério até a mesma altitude
base no hemisfério conjugado e, em seguida, para cada ponto ao longo da linha de
campo onde a densidade eletrônica foi calculada as condutividades Pedersen (σP) e
Hall(σH) foram calculadas através das equações (Kelley, 1989):
2i
2i
ii7
1iip N
Bq
ωνωνσ
+∗
= ∑=
(5.1)
ω+ν
ω−=σ ∑
=2i
2i
2i
7
1iiH 1N
Bq (5.2)
onde Ni é a densidade de cada um dos sete íons; q é a carga eletrônica; νi=νin+νij, sendo
νin a frequência de colisão íon-neutro e νij a freqüência de colisão íon-íon; ωi é a giro-
frequência do íon e B o campo geomagnético.
101
Posteriormente, tais condutividades foram integradas ao longo das linhas do campo
geomagnético a partir de um hemisfério até o seu ponto conjugado, considerando-se a
variação da dimensão do tubo de fluxo magnético, visto que para cada altitude associa-
se um determinado tubo.
A FIGURA 5.1 apresenta os perfis da condutividades integradas Pedersen (ΣP) e Hall
(ΣH) em função da hora local obtidas pelo SUPIM-E para os dias 2/3/1996 e 11/11/1996
(atividade solar baixa) e também para os dias 9/3/2001 e 23/11/2001 (atividade solar
alta).
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
1
10
100
1000
Con
dutiv
idad
e (m
ho)
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
1
10
100
1000
Con
dutiv
idad
e (m
ho)
ΣP
ΣΗ
ΣP
ΣΗ
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
1
10
100
1000C
ondu
tivid
ade
(mho
)
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
1
10
100
1000
Con
dutiv
idad
e (m
ho)
ΣP
ΣΗ
ΣP
ΣΗ
Atividade Solar MáximaMarço
Atividade Solar MínimaMarço
Atividade Solar MínimaNovembro
Atividade Solar MáximaNovembro
FIGURA 5.1- Perfis de ΣP e ΣH em função da hora local calculados pelo SUPIM-E para
Cachoeira Paulista nos dias 2/3/1996, 11/11/1996, 9/3/2001 e
23/11/2001.
Nessa Figura observa-se que, de um modo geral, os perfis de ΣP e ΣH obtidos pelo
SUPIM-E respondem às variações com a atividade solar e hora local. Próximo às 19h,
102
para os períodos de atividade solar alta, observa-se o efeito da reversão da deriva
vertical da região F equatorial, identificado através de um vale no perfil de
condutividade, o qual é mais profundo na condutividade Pedersen. Além disso, os perfis
apresentam variações sazonais para uma mesma atividade solar, comprovando a
resposta do modelo em relação à sazonalidade.
Uma vez realizados os cálculos para as ΣP e ΣH, finalmente incorporou-se ao SUPIM-E
os cálculos das velocidades de derivas zonais da região F. Para isto, utilizou-se a
equação de Haerendel et al. (1992) dada por:
P
LL
P
HP JVUV
∑−
∑∑
−=ϕ ϕ (5.3)
onde Vϕ e VL são as velocidades de deriva zonal magnética e vertical do plasma,
respectivamente. JL é a densidade de corrente vertical integrada e ΣP e ΣH são as
condutividades Pedersen e Hall integradas ao longo das linhas do campo geomagnético.
UϕP é o vento neutro zonal ponderado em relação à condutividade Pedersen integrada, o
qual é dado pela equação:
∑
∑ ∑+= ϕϕ
ϕP
EP
PEFP
PFP UU
U (5.4)
Os índices superiores E e F na Equação (5.4) referem-se a integração parcial ao longo
das linhas de campo através de cada uma das regiões E ou F ionosféricas. Nos cálculos
do SUPIM-E considerou-se o último termo da Equação (5.3) nulo, visto que é
considerado insignificante para quase todos os tempos locais (Eccles, 1998a).
Visto que as condutividades integradas ao longo das linhas do campo magnético já
foram inclusas no código do SUPIM-E e que o termo da deriva vertical é uma das
entradas paramétricas do modelo, a única pendência para os cálculos das velocidades
zonais é o vento neutro zonal ponderado em relação à condutividade Pedersen UϕP dado
pela Equação (5.4). Contudo, diante do fato de Vϕ ser uma deriva zonal magnética
perpendicular às linhas do campo geomagnético, as componentes meridionais e zonais
103
geográficas do vento HWM90, utilizado como entrada paramétrica no SUPIM-E, foram
projetadas ao longo do eixo zonal magnético dessa região antes de realizados os
cálculos da Equação (5.4).
Compararam-se então, os resultados teóricos obtidos pelo SUPIM-E após a
implementação dos cálculos dessas velocidades com os obtidos pelo modelo empírico
de Fejer et al. (2005) para a localidade de Jicamarca nos dias 2/3/1996 e 11/11/1996
(atividade solar baixa) e para o dia 9/3/2001 (atividade solar alta). Os resultados obtidos
são apresentados nas FIGURAS 5.2 e 5.3 para os meses de março e novembro,
respectivamente. É importante mencionar que os resultados de derivas zonais
apresentados neste trabalho são representativos para a altitude de 300 km.
104
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24
Hora Local
-100
-50
0
50
100
150
200Ve
loci
dade
(ms-1
)
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24
Hora Local
-100
-50
0
50
100
150
200
Velo
cida
de (m
s-1)
Baixa Atividade Solar Março
Alta Atividade SolarMarço
FIGURA 5.2- Perfis de velocidades de deriva zonal do plasma da região F (positivas
para leste) em função da hora local obtidos pelo SUPIM-E (curvas com
círculos) e pelo modelo de Fejer et al. (2005) (curvas com cruzes) para
Jicamarca durante equinócio de baixa e alta atividade solar.
105
0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24
Hora Local
-100
-50
0
50
100
150
200Ve
loci
dade
(ms-1
)
Baixa Atividade SolarNovembro
FIGURA 5.3- Perfis de velocidades de deriva zonal do plasma da região F (positivas
para leste) em função da hora local obtidos pelo SUPIM-E (curvas com
círculos) e pelo modelo de Fejer et al. (2005) (curvas com cruzes) para
Jicamarca durante verão de baixa atividade solar.
Nas Figuras 5.2 e 5.3 nota-se uma concordância muito boa entre os dois modelos em
ambos os meses e períodos de atividade solar. De fato, observa-se que, com a exceção
de pouquíssimos horários, todos os valores das derivas zonais modelados pelo SUPIM-
E coincidem com aqueles obtidos pelo modelo empírico de Fejer et al. (2005) ou
possuem valores dentro da barra de erros deste modelo, a qual representa o desvio
padrão sobre os seus resultados.
A partir desses resultados, pode-se concluir que a implementação dos cálculos das
derivas zonais no SUPIM-E foi realizada com êxito e que seus resultados são bastantes
precisos e confiáveis.
106
5.2 Resultados e Discussões dos Cálculos das Velocidades Zonais pelo SUPIM-E
para Cachoeira Paulista
Uma vez validados os cálculos do SUPIM-E para as derivas zonais diurnas e noturnas
da região F equatorial, simulações foram realizadas para os dias relacionados nas
Tabelas 4.1 e 4.2. Os resultados obtidos são apresentados nas FIGURAS 5.4 e 5.5 para
os meses de março e novembro, respectivamente, para períodos de atividade solar baixa
e alta.
107
-100
0
100
200
Velo
cida
de (m
s-1)
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
02/03/1996
03/03/1996
06/03/1996
07/03/1996
08/03/1996
-100
0
100
200
Velo
cida
de (m
s-1) 09/03/2001
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 10/03/2001
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 11/03/2001
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 13/03/2001
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 14/03/2001
FIGURA 5.4- Variação temporal das velocidades de derivas zonais (Vϕ) (curvas com
símbolos cheios) e de ventos neutros zonais ponderados (UPϕ) (curvas
com símbolos vazados) para cada um dos dias do mês de março
relacionados nas Tabelas 4.2 e 4.3. As velocidades são positivas para
leste.
108
-100
0
100
200Ve
loci
dade
(ms-1
)
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1)
11/11/1996
16/11/1996
26/11/1996
-100
0
100
200
Velo
cida
de (m
s-1) 23/11/2001
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 24/11/2001
0 4 8 12 16 20 24Hora Local
-100
0
100
Velo
cida
de (m
s-1) 11/03/2001
FIGURA 5.5- Variação temporal das velocidades de derivas zonais (Vϕ) (curvas com
símbolos cheios) e de ventos neutros zonais ponderados (UPϕ) (curvas
com símbolos vazados) para cada um dos dias do mês de novembro
relacionados nas Tabelas 4.2 e 4.3. As velocidades são positivas para
leste.
As variações temporais das derivas zonais apresentadas nas Figuras 5.4 e 5.5
apresentam um comportamento bastante coerente com o esperado, respondendo às
variações com a hora local, atividade solar e sazonalidade como descrito abaixo.
Durante o período de atividade solar baixa as maiores velocidades foram obtidas em
torno das 21h com valores médios de 136 ms-1 no mês de março e de 128 ms-1 no mês
de novembro. No período de atividade solar alta, esses valores médios foram de 179,2
ms-1 no mês de março e de 167 ms-1 no mês de novembro. Tanto os valores como o
109
tempo local em que tais velocidades atingem os seus máximos estão consistentes com
aqueles descritos na literatura (Fejer et al., 1981; 1985; 1991).
Uma característica notória dos perfis de velocidade de derivas zonais no período de
atividade solar alta em ambos os meses de março e novembro é a presença de uma
descontinuidade por volta de 19h, que também é observada nos perfis dos ventos
neutros ponderados zonais, embora de uma forma menos intensa e após uma pequena
defasagem de tempo. Tais descontinuidades estão associadas ao pico pré-reversão da
deriva vertical do plasma da região F equatorial, o qual também afeta indiretamente a
condutividade Pedersen integrada ao longo da linha de campo, como observado na
Figura 5.1.
Analisando-se a Equação (5.3) nota-se a dependência das velocidades zonais em relação
ao termo que inclui a deriva vertical. Deste modo, somando-se o aumento súbito dessa
deriva em torno das 19h e o conseqüente decréscimo acentuado de ΣP, o movimento
zonal do plasma apresenta uma desaceleração devido ao sinal negativo do segundo
termo da Equação (5.3). Visto que o vento neutro zonal ponderado à condutividade
Perdesen não tem dependência direta com a velocidade vertical, o efeito do pico pré-
reversão será notado algum tempo depois em função das conseqüências sobre a
distribuição da densidade eletrônica.
Aproveitando tal discussão, ressalta-se que vários trabalhos relacionados às velocidades
de derivas zonais (Haerendel et al., 1992; Eccles, 1998a, entre outros) têm desprezado o
segundo termo da Equação (5.3) sob a alegação de que tal termo é desprezível em
relação ao primeiro e têm considerado que o plasma da região F deriva zonalmente com
uma velocidade igual a do vento UPϕ. Contudo, observando-se os resultados
apresentados nas Figuras 5.4 e 5.5 novamente percebe-se nitidamente que tal suposição
não é correta. Ou seja, o segundo termo da Equação (5.3) influencia diretamente o
comportamento das velocidades de derivas zonais: quando a deriva vertical é positiva
no período diurno, a magnitude das derivas zonais é superior ao do vento UPϕ devido à
subtração do termo da deriva vertical na Equação (5.3); quando a deriva vertical reverte
e torna-se negativa no período noturno, as magnitudes das derivas zonais são maiores do
110
que a do vento UPϕ, visto que os primeiros e segundos termos da Equação (5.3) são
somados. É importante destacar que durante o período de atividade solar baixa os
efeitos do segundo termo da Equação (5.3) sobre as velocidades de derivas zonais são
menores devido à menor intensidade da deriva vertical, principalmente no horário do
pico pré-reversão.
5.3 Análises Comparativas Entre as Velocidades de Derivas Zonais Calculadas
pelo SUPIM-E e Aquelas Obtidas por Dados Fotométricos na Presença de
Bolhas de Plasma
Nesta Seção, velocidades de derivas zonais noturnas do plasma ambiente calculadas
pelo SUPIM-E sobre Cachoeira Paulista para condições de equinócio e verão para os
períodos de alta e baixa atividade solar são comparadas às velocidades zonais médias de
bolhas de plasma obtidas experimentalmente através de observações fotométricas da
aeroluminescência do OI 630 nm na mesma localidade.
Para o cálculo das velocidades médias das bolhas de plasma foram utilizados cinco dias
de dados para cada um dos períodos analisados: equinócio/ atividade solar alta,
equinócio/ atividade solar baixa, verão/ atividade solar alta e verão/ atividade solar
baixa. A TABELA 5.1 apresenta a relação desses dias com dados e os seus respectivos
fluxos solares F10,7 cm escolhidos para essa análise.
111
TABELA 5.1- Relação dos dias de registros de dados de velocidades de derivas zonais
das bolhas de plasma em Cachoeira Paulista.
Equinócio/Atividade Solar Alta F10,7 cm
13/3/1980 138,6 23/3/1988 117,6 10/3/1981 202,9 21/3/1980 162,1 14/3/1988 107,8
Verão/Atividade Solar Alta F10,7 cm 15/11/1980 198,0 26/11/1989 216,0 14/11/1990 181,5 16/11/1990 207,3 30/11/1992 136,0
Equinócio/Atividade Solar Baixa F10,7 cm 23/3/1985 75,9 31/3/1987 74,6 25/3/1987 75,9 21/3/1985 74,2 26/3/1987 75,7
Verão/Atividade Solar Baixa F10,7 cm 18/11/1987 96,8 19/11/1987 100,0 29/11/1984 72,2 3/11/1986 84,1
Nas FIGURAS 5.6 e 5.7 apresentam-se as análises supramencionadas para o equinócio
e verão, respectivamente, em ambos os períodos de atividade solar. Tais análises foram
realizadas no período de 18h às 6h.
112
Hora Local
-20
20
60
100
140
180
220Ve
loci
dade
(ms-1
)
Hora Local
-20
20
60
100
140
180
220
Velo
cida
de (m
s-1)
18 20 22 24 2 4 6
18 20 22 24 2 4 6
Baixa Atividade SolarEquinócio
Alta Atividade SolarEquinócio
FIGURA 5.6- Perfis teóricos de derivas zonais do plasma ambiente calculados pelo
SUPIM-E (curvas pretas com círculos) e experimentais obtidos por
registros fotométricos do OI 630 nm (curvas cinzas com cruzes) para o
equinócio de atividade solar baixa e alta.
113
Hora Local
-20
20
60
100
140
180
220Ve
loci
dade
(ms-1
)
Hora Local
-20
20
60
100
140
180
220
Velo
cida
de (m
s-1)
18 20 22 24 2 4 6
18 20 22 24 2 4 6
Baixa Atividade Solar Verão
Alta Atividade Solar Verão
FIGURA 5.7- Perfis teóricos de derivas zonais do plasma ambiente calculados pelo
SUPIM-E (curvas pretas com círculos) e experimentais obtidos por
registros fotométricos do OI 630 nm (curvas cinzas com cruzes) para o
verão atividade baixa e alta.
Nas Figuras 5.6 e 5.7 nota-se que a melhor correlação entre tais velocidades é observada
no período entre 20h e 23h, quando ambas tendem a apresentar um pico nos seus
valores, com exceção para o equinócio de atividade solar alta.
114
Em torno da meia-noite observam-se as maiores discrepâncias entre ambas as
velocidades, visto que as derivas zonais das bolhas de plasma tendem a apresentar um
pico, enquanto as do plasma ambiente decrescem.
Após a meia-noite ambas as derivas apresentam um comportamento descrescente. No
entanto, as velocidades das bolhas são maiores do que as velocidades do plasma
ambiente.
Diante desses resultados, pode-se concluir que de um modo geral, há evidências de que
as velocidades zonais do plasma ambiente e das bolhas de plasma não apresentam o
mesmo comportamento, conforme também mencionado em alguns trabalhos (Fejer,
1997). Além disso, a consideração feita nesses trabalhos de que as velocidades de
derivas zonais das bolhas bem desenvolvidas são fortemente acopladas às derivas zonais
do plasma ambiente, ao contrário daquelas da fase inicial de desenvolvimento das
bolhas, é justamente o oposto do comportamento observado nos resultados deste
Trabalho. No entanto, estudos adicionais e com uma maior amostragem de dados são
necessários para que conclusões mais precisas sejam obtidas entre a relação de tais
velocidades de derivas zonais.
115
CAPÍTULO 6
CONCLUSÕES
A busca de um melhor entendimento dos processos eletrodinâmicos e da fenomenologia
peculiar do sistema termosfera-ionosfera equatorial e de baixas latitudes acentua a
necessidade de um modelo ionosférico complexo e abrangente, o qual reproduza com
precisão e confiabilidade as características deste sistema.
Visando contribuir de forma inédita para o entendimento dos processos
supramencionados, propôs-se como objetivo principal deste Trabalho desenvolver uma
nova versão para o modelo SUPIM, a qual incluísse no seu código os cálculos para a
simulação da região E ionosférica e para as velocidades de derivas zonais do plasma da
região F, ampliando deste modo, as perspectivas das aplicações deste importante
modelo ionosférico. A nova versão do SUPIM desenvolvida neste trabalho foi
denominada de SUPIM-E.
As inovações no código do SUPIM-E em relação ao modelo original podem ser
resumidas como se segue:
∴ a definição das altitudes bases dos cálculos em 90 km, fato que possibilitou a
implementação da região E ao seu código e que possibilita simulações mais
realistas e complexas considerando o acoplamento elétrico entre esta região e a
F por meio das linhas do campo geomagnético;
∴ a implementação interativa do modelo de fluxo solar SOLAR2000 que além de
viabilizar a simulação dos processos de fotoionização que conduzem à
formação da região E diurna, proporciona uma nova perspectiva para a
utilização do SUPIM-E em estudos ionosféricos, possibilitando a realização de
estudos comparativos entre as eficiências do SOLAR2000 e do EUVAC em
simulações da região F ionosférica;
116
∴ a adição de novas bandas de comprimento de ondas ionizantes nas faixas de
18,6-29,5 Å, 30,0-49,2 Å e em 1216 Å e as respectivas seções transversais de
fotoionização e de fotoabsorção para os constituintes neutros O, N2, O2 e NO;
∴ a implementação do modelo de ionização noturna de Strobel et al. (1974) para
a região E ionosférica;
∴ a inclusão de 18 novas reações químicas baseadas no modelo SAMI2 de Huba
et al. (2000);
∴ a adição do íon N+ e os seus respectivos processos de transporte, produção
(química e por fotoionização) e de perda química;
∴ a implementação interativa dos modelos de Mitra (1968), Barth et al. (1996) e
Titheridge (1997) para a concentração do constituinte neutro NO. Ressalta-se
que embora para a região de Cachoeria Paulista os melhores resultados para a
modelagem da região E tenham sido obtidos com o uso do modelo de Mitra
(1968), a possibilidade do usuário avaliar qual o modelo mais adequado a ser
utilizado em suas simulações é uma importante contribuição dessa
implementação;
∴ a inclusão dos cálculos das velocidades de derivas zonais do plasma ambiente
da região F ionosférica;
Análises comparativas entre os resultados teóricos do SUPIM-E e dados de digissonda
para a região E ionosférica demonstraram que a implementação dos processos de
transporte na modelagem da região E é uma das condições principais para a obtenção de
resultados precisos e realistas desta região. Esta é uma conclusão bastante significativa
deste trabalho, visto que a maioria dos modelos existentes na literatura realiza ajustes
que simplesmente aumentam os valores dos picos de densidade da região E em 10%
e/ou multiplicam a radiação ionizante nas faixas de comprimentos de onda menores do
que 150 Å por um fator de 3 ou 4 com o propósito de tornar seus resultados iguais aos
experimentais.
117
Resultados teóricos de velocidade zonal do plasma obtidos usando o SUPIM-E foram
validados com sucesso para a localidade de Jicamarca (12°S, 77°O) para períodos de
alta e baixa atividade solar. Para isto utilizou-se o primeiro modelo empírico de deriva
equatorial zonal desenvolvido por Fejer et al. (2005) a partir de dados obtidos pelo radar
de espalhamento incoerente de Jicamarca.
As análises realizadas a partir das variações temporais das velocidades de derivas zonais
do plasma da região F calculadas pelo SUPIM-E conduziram a conclusão de que o
termo relacionado à deriva vertical na equação para a obtenção da velocidade zonal
influencia diretamente o comportamento de tais velocidades em todos os tempos locais,
principalmente em períodos de alta atividade solar. Ou seja, neste trabalho constatou-se
que a suposição utilizada em vários trabalhos existentes de que a velocidade de deriva
zonal do plasma da região F noturna pode ser considerada igual àquela do vento neutro
zonal ponderado em relação à condutividade Pedersen integrada, pode não ser realista.
A partir de comparações entre velocidades de derivas zonais teóricas do plasma
ambiente e velocidades experimentais de derivas zonais das bolhas de plasma sobre a
região de Cachoeira Paulista durante o verão e o equinócio, observou-se evidências de
que tais velocidades não apresentam o mesmo comportamento, tanto para o período de
atividade solar baixa quanto alta. Outro fator importante observado foi de que, ao
contrário do que tem sido suposto em vários trabalhos, as velocidades de derivas zonais
das bolhas em fase inicial de desenvolvimento apresentam-se mais acopladas às derivas
zonais do plasma ambiente do que aquelas bem desenvolvidas. Embora estudos
adicionais e com uma maior amostragem de dados sejam necessários para que
conclusões mais precisas sejam obtidas entre a relação das velocidades de derivas
zonais noturnas da região F na presença ou não das bolhas de plasma, as evidências
apontadas neste trabalho são um forte indício de que tais velocidades não são tão
fortemente acopladas como é suposto atualmente.
Finaliza-se este trabalho salientando-se que o objetivo proposto foi cumprido com êxito
e que o SUPIM-E em sua atual configuração é uma poderosa ferramenta para a análise
dos processos eletrodinâmicos que regem a ionosfera equatorial e de baixas latitudes.
118
Esta conclusão é assegurada pela preocupação constante neste trabalho de validar os
resultados obtidos frente a condições distintas de atividade solar e sazonalidade. Dentre
os estudos inéditos que podem ser realizados utilizando-se o SUPIM-E pode-se citar:
estudos específicos para a região E ionosférica tais como sua variabilidade e
morfologia; a quantificação da influência de campos elétricos sobre tal região; a
associação da região E com a eletrodinâmica da ionosfera ao anoitecer; estudos das
contribuições das condutividades integradas das regiões E e F nos processos
eletrodinâmicos do sistema termosfera-ionosfera equatorial, entre outros.
119
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