estudo da ionosfera em baixas latitudes …biblioteca.univap.br/dados/000001/00000165.pdf ·...
TRANSCRIPT
Universidade do Vale do Paraíba Instituto de Pesquisa e Desenvolvimento
VALDIR GIL PILLAT
ESTUDO DA IONOSFERA EM BAIXAS LATITUDES ATRAVÉS DO MODELO COMPUTACIONAL LION E COMPARAÇÃO COM
PARÂMETROS IONOSFÉRICOS OBSERVADOS.
São José dos Campos, SP 2006
VALDIR GIL PILLAT
ESTUDO DA IONOSFERA EM BAIXAS LATITUDES ATRAVÉS DO MODELO COMPUTACIONAL LION E COMPARAÇÃO COM PARÂMETROS
IONOSFÉRICOS OBSERVADOS.
Dissertação de Mestrado apresentada ao Programa de Pós-Graduação em Física e Astronomia da Universidade do Vale do Paraíba, como complementação dos créditos necessários para obtenção do título de Mestre em Física e Astronomia. Orientador: Prof. Dr. Paulo Roberto Fagundes Co-Orientador: Prof. Dr. José Augusto Bittencourt
São José dos Campos, SP 2006
Dedicatória Dedico este trabalho aos meus pais, Valdir Pillat e Ivone Gil Pillat, e ao meu irmão, Vilson Gil Pillat, pelo apoio incondicional nos diversos momentos.
Agradecimentos
Agradeço ao Dr. Paulo Roberto Fagundes e ao Dr. José Augusto Bittencourt, pelo
incentivo e o empenho com que dedicaram seu tempo na orientação deste trabalho e, aos valores
na qual impensavelmente me ensinaram, onde o esforço, o compromisso e a dedicação ao
emprego e a transmissão do conhecimento levarei como exemplos para a vida.
A Universidade do Vale do Paraíba, UNIVAP, por ter me possibilitado ingressar no
programa de mestrado em Física e Astronomia e a todos os professores e pesquisadores do grupo
de Física e Astronomia da UNIVAP, que enriqueceram o meu conhecimento e que direta ou
indiretamente contribuíram para o desenvolvimento deste estudo.
À Universidade do Vale do Paraíba, que através do Instituto de Pesquisa e
Desenvolvimento (IP&D) forneceu infra-estrutura científica e condições materiais e humanas que
contribuíram para a realização deste trabalho. Ao grupo de pesquisadores do laboratório de Física
e Astronomia, pelo auxílio e companheirismo. E também, a Centro Universitário Luterano de
Palmas – CEULP/ULBRA por proporcionar a infra-estrutura na operação da ionossonda de
Palmas.
À Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo – FAPESP pelas bolsas de
estudo concedidas e pelo suporte financeiro aos projetos que tornaram possíveis o
desenvolvimento deste trabalho.
À Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior – CAPES pela bolsa de
estudo concedida.
À toda minha família, que sempre me apoiou e me fez acreditar, que com fé e luta os
sonhos se tornam possíveis. E também aos meus colegas de curso, aos meus amigos e à todos
aqueles que me apoiaram e me acompanharam por estes anos.
Finalmente, agradeço ao Senhor meu Deus, pelo conselho certo e a prudência necessária.
Por estar dirigindo os meus passos para que eu possa compreender os meus caminhos. Por dar-me
justiça e equidade. Por continuar a fazer com que meus planos tragam abundância. Por dar-me a
vida e a glória. Por vigiar-me e preservar-me da angústia. Por estar sempre preparando meu
cavalo nos dias de batalha; pois a minha vitória depende do Senhor. Por evitar que eu afadigue
para enriquecer, e que eu aplique isto ao meu espírito. Por dar-me sabedoria e vigor. Porém, eu
ainda necessito pedir-Lhe duas coisas, por favor, não me neguem antes de minha morte, não me
dê nem pobreza e nem riqueza, mas conceda-me o pão que me é necessário. Obrigado Senhor!
Resumo Observações ionosféricas realizadas com ionossondas do tipo CADI, em São José dos Campos (23.2oS, 45.9oW; dip latitude 17.6oS) e em Palmas (10.2ºS, 48.2ºW; dip latitude 5.7ºS), em condições de atividade solar máxima e mínima, são apresentadas e comparadas com resultados obtidos pelo modelo matemático Low-Latitude Ionosphere Model, denominado modelo LION, que simula o comportamento dinâmico da ionosfera em baixas latitudes. No modelo LION, a evolução temporal e a distribuição espacial da densidade e velocidades das partículas ionosféricas são calculadas por um conjunto de equações dependente do tempo, acopladas a um sistema de equações não-lineares da continuidade e momentum para os íons O+, O2
+, NO+, N2+ e N+, levando
em conta a fotoionização das espécies atmosféricas, pela radiação solar extrema ultravioleta, as reações químicas e iônicas de produção e perda, e os processos de transporte do plasma, incluindo os efeitos ionosféricos do vento neutro termosférico, a difusão do plasma e a deriva do plasma eletromagnético . O campo magnético da Terra é representado por um dipolo magnético inclinado e centrado. Esta configuração de acoplamento das equações não-lineares é resolvida ao longo de uma dada linha de campo em um quadro de referência movendo verticalmente, no plano do meridiano magnético, com a velocidade da deriva do plasma eletromagnético. Os resultados do modelo reproduzem adequadamente as principais características e o comportamento dinâmico da ionosfera em baixas latitudes sobre condições magnéticas calmas, para atividade solar máxima e mínima. Detalhes da comparação das observações ionosféricas, com os resultados do modelo são apresentados e discutidos.
BErr
×
Palavras-chave: ionosfera, modelo matemático, simulação numérica, ionograma, modelo computacional.
Abstract Ionospheric observations made with ionosondes of the type CADI, at São José dos Campos (23.2oS, 45.9oW; dip latitude 17.6oS) and at Palmas (10.2ºS, 48.2ºW; dip latitude 5.7ºS), Brazil, under conditions of high and low solar activity, are presented and compared with ionospheric results obtained from a realistic fully time-dependent Low-Latitude Ionosphere Model, denominated LION model, which simulates the dynamic behavior of the low-latitude ionosphere. In the LION model, the time evolution and spatial distribution of the ionospheric particle densities and velocities are computed by numerically solving the time-dependent, coupled, nonlinear system of continuity and momentum equations for the ions O+, O2
+, NO+, N2+ and N+,
taking into account photoionization of the atmospheric species by the solar extreme ultraviolet radiation, chemical and ionic production and loss reactions, and plasma transport processes, including the ionospheric effects of thermospheric neutral winds, plasma diffusion and electromagnetic plasma drift. The Earth’s magnetic field is represented by a tilted centered magnetic dipole. This set of coupled nonlinear equations is solved along a given magnetic field line in a frame of reference moving vertically, in the magnetic meridian plane, with the electromagnetic plasma drift velocity. The model results reproduce adequately the main characteristics and dynamic behavior of the low-latitude ionosphere under quiet magnetic conditions, for high and low solar activity. Details of the comparison of the ionospheric observations, with the model results, are presented and discussed.
BErr
×
Keywords: ionosphere, math model, simulation numeric, ionogram, model computational.
Lista de ilustrações
Figura 1.1 - Distribuição vertical da densidade numérica dos principais constituintes da atmosfera terrestre. .................................................................................................................. 2
Figura 1.2 –Distribuição vertical da temperatura da atmosfera terrestre para atividade solar máxima ou mínima, durante o dia e a noite............................................................................. 4
Figura 1.3 – Processo de ionização que ocorre na atmosfera terrestre........................................... 4 Figura 1.4 – O ângulo zenital do Sol (χ) é o ângulo entre a linha diretamente acima do
observador (zênite) e a linha do Sol. FONTE: Modificada de Muella (2004, p. 20). ............. 7 Figura 1.5 – Processos de fotoionização e química iônica que ocorrem na região D da ionosfera.
(FONTE: Batista, (1999))........................................................................................................ 8 Figura 1.6 – Distribuição vertical da densidade eletrônica na atmosfera terrestre e as camadas
ionosféricas para a atividade solar máxima ou mínima......................................................... 11 Figura 2.1 – Regiões do perfil de densidade eletrônica utilizada no modelo IRI são: (1) parte
superior; (2) região F2; (3) região F1; (4) região intermediária; (5) Vale; (6) regiões D e E.FONTE: Hargreaves, (1995).............................................................................................. 17
Figura 2.2 – Fluxograma mostrando como o modelo LION utiliza as equações de conservação e os parâmetros de entrada. ...................................................................................................... 18
Figura 2.3 – Gráfico mostrando o efeito fonte equatorial, onde as setas indicam a resultante do movimento do plasma causado pelo movimento vertical para cima devido à deriva de plasma perpendicular às linhas de campo e a ação da difusão de plasma ao longo das linhas de campo. FONTE: Bittencourt, 1996................................................................................... 21
Figura 2.4 – A figura mostra a deriva vertical do plasma (w) produzido pelo componente horizontal do vento termosférico (U) ao longo do meridiano magnético (uθ). O ângulo de inclinação magnética é representado por I. FONTE: Bittencourt, (1996)............................ 22
Figura 2.5 – Interface gráfica para controlar os parâmetros de entrada do modelo. .................... 47 Figura 3.1 – Exemplo de um ionograma completo, arquivo tipo md4, gerado pelo programa do
Fabricante da CADI............................................................................................................... 50 Figura 3.2 – Exemplo de um ionograma com 6 freqüências, arquivo tipo md3, gerado pelo
programa do Fabricante da CADI. ........................................................................................ 50 Figura 3.3 – Sistema de transmissão da ionossonda digital CADI............................................... 53 Figura 3.4 – Antena de transmissão e recepção da CADI instalada em Manaus. ........................ 54 Figura 3.5 – Interface Gráfica do programa UDIDA ................................................................... 55 Figura 3.6 – interface gráfica utilizada para escolher o dia e local dos ionogramas.................... 58 Figura 3.7 – Exemplo da Interface gráfica utilizada para visualizar e realizar a redução de dados.
............................................................................................................................................... 60Figura 3.8 –Interface gráfica utilizada para a redução de dados .................................................. 61 Figura 3.9 – Exemplo da visualização dos dados reduzidos do dia 28/08/2000 em São José dos
Campos, da f0F2, ou h’F e hpF2, em função do horário (UT).............................................. 63 Figura 3.10 – Exemplo da interface gráfica utilizada para calcular a média dos dados reduzidos.
............................................................................................................................................... 64Figura 3.11 – Exemplo das médias calculadas referente aos dados reduzidos dos ionogramas
obtidos em São José dos Campos em Setembro de 2000 ...................................................... 66 Figura 3.12 - Mostrando os pontos escolhidos do traço ordinário do ionograma que será utilizado
no cálculo da altura real. O quadro a direita mostra a opção “F” selecionada, bem como a lista de pontos selecionados................................................................................................... 68
Figura 3.13 – Exemplo da interface utilizada para entrar com os parâmetros utilizados no Polan............................................................................................................................................... 69
Figura 3.14 – Exemplo do cálculo da altitude real desenhada em vermelho no ionograma obtido em São José dos Campos no dia 02 de Outubro de 2000. ..................................................... 70
Figura 3.15 – Exemplo da interface gráfica utilizada para analisar as linhas de iso-freqüência utilizando ionogramas do tipo MD3 obtidos em Palmas no dia 14 de Agosto de 2002........ 71
Figura 4.1 – Interface utilizada para visualizar os resultados do modelo e gerar o arquivo com todas as linhas de campo e as respectivas densidades iniciais de plasma em função da altura................................................................................................................................................ 74
Figura 4.2 – Exemplo da variação das linhas de campo magnético ao longo do dia, que serão posteriormente utilizadas pelo modelo LION. Nestes cálculos utilizou-se a deriva vertical de verão e atividade solar máxima, 30 linhas de campo magnético, altitude inicial de 140 km e grade vertical (espaçamento entre 2 linhas adjacentes) de 30 km......................................... 74
Figura 4.3 – Interface gráfica utilizada para selecionar os parâmetros de entrada do modelo LION...................................................................................................................................... 75
Figura 4.4 – Exemplo da variação da densidade eletrônica em função da latitude magnética e altitude para as 14:00 horas (hora local), atividade solar máxima e no solstício de dezembro (verão hemisfério sul)............................................................................................................ 76
Figura 4.5 – Exemplo da variação do pico da camada F em função da latitude magnética entre 20ºS e 20ºN e da hora local. .................................................................................................. 77
Figura 4.6 – Perfil vertical de densidade eletrônica para 14:00 horas e latitude magnética 3ºN. 78Figura 4.7 – Exemplo da variação da densidade eletrônica em função da hora local para a
latitude magnética 3º N.......................................................................................................... 79 Figura 4.8 – Exemplo da variação do pico da camada em função da hora local para a latitude
magnética 3ºN........................................................................................................................ 79 Figura 4.9 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e
atividade solar mínima no período do equinócio................................................................... 82 Figura 4.10 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e
atividade solar mínima no período do solstício de junho ...................................................... 84 Figura 4.11 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e
atividade solar mínima no período do solstício de dezembro. .............................................. 86 Figura 4.12 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio................ 89 Figura 4.13 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho. .. 91 Figura 4.14 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro
............................................................................................................................................... 93 Figura 5.1 – Comparação entre o modelo LION e as observações realizadas em SJC. Foram
reunidos ionogramas entre os dias de 1 a 10 de janeiro de 2001 (representativo do verão), para as 17:00 LT. ................................................................................................................... 94
Figura 5.2 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha contínua vermelha) e as observações, para o equinócio, em São José dos Campos..................................................... 97
Figura 5.3 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha contínua vermelha) e as observações, no período do solstício de junho, em São José dos Campos............................ 98
Figura 5.4 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as observações, no período do solstício de dezembro, em São José dos Campos. .................... 99
Figura 5.5 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as observações, no período do equinócio, em Palmas. ............................................................ 102
Figura 5.6 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as observações, no período do solstício de junho, em Palmas................................................. 103
Figura 5.7 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as observações, no período do solstício de dezembro, em Palmas. ......................................... 104
Figura 5.8 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do equinócio, em São José dos Campos............ 107
Figura 5.9 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de junho, em São José dos Campos.............................................................................................................................................. 108
Figura 5.10 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de dezembro, em São José dos Campos. ............................................................................................................................... 109
Figura 5.11 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do equinócio, em Palmas................................... 112
Figura 5.12 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de junho, em Palmas. ..................... 113
Figura 5.13 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de dezembro, em Palmas................ 114
Figura A.1 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do equinócio................................................................. 128
Figura A.2 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de junho .................................................... 132
Figura A.3 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de dezembro ............................................. 136
Figura B.1 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em SJCampos ............................................................................................................................ 140
Figura B.2 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em SJCampos ............................................................................................................................ 144
Figura B.3 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em SJCampos ...................................................................................................................... 148
Figura B.4 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em Palmas............................................................................................................................................. 152
Figura B.5 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em Palmas.................................................................................................................................. 156
Figura B.6 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em Palmas............................................................................................................................ 160
Lista de tabelas
Tabela 1.1 – Taxas de foto-separação (photodetachment) e foto-dissociação (photodissociation) à aproximadamente uma unidade astronômica (1 AU). (Região D) (SCHUNK; NAGY, 2000)................................................................................................................................................. 9
Tabela 1.2 – Foto ionização, reações íon-moléculas e recombinação elétron-íon (Região E e F) (SCHUNK; NAGY,2000) ..................................................................................................... 11
Tabela 2.1 – Reações químicas e iônicas e suas taxas (em cm-3s-1). ............................................ 39 Tabela 2.2 - Parâmetros para o modelo de atmosfera neutra (Fonte: BITTENCOURT, 1996) ... 42 Tabela 2.3 - Parâmetros de colisão binária bij ( em cm-1s-1) (Fonte: BITTENCOURT, 1996) .... 43
Lista de abreviaturas e siglas
A/D - Analógico/Digital
AIE – Anomalia Ionosférica Equatorial
CADI – Canadian Advanced Digital Ionosonde
EUV – Extremo Ultravioleta
IRI - International Reference Ionosphere
ISO - Referência à palavra grega “ISO”, que significa igualdade
LION-model – Low-Latitude Ionospheric Model
LT - Local Time
MS-DOS – Microsoft - Dynamic Operational System
MSIS - Mass Spectrometer and Incoherent Scatter Radar
RCVR – Receiver
SDD - Síntese Digital Direta
UDIDA – Univap Digital Ionosonde Data Analysis
UT - Universal Time
UV – Ultravioleta
Lista de símbolos
Latinos Ai = termo colisional
B - Campo magnético terrestre, Tesla
B - Vetor campo de indução magnética terrestre
bij - parâmetros de colisão binários
Ch - função geométrica de Chapman
cV - Calor específico à volume constante, J K-1 kg-1
Di - Coeficiente de difusão total íon, m2 s-1
e - Carga eletrônica, C
E - Vetor campo elétrico
F10.7 - Fluxo eletromagnético solar com comprimento de onda de 10.7cm, W m-2 s-1
foF2 - Freqüência crítica no pico da camada F2, s-1
g - Aceleração da gravidade terrestre, m s-2
g - Vetor força de aceleração gravitacional
g120 - aceleração da gravidade próxima a 120 km
go - coeficiente do dipolo, 0,31 Gaus
H - representa o ângulo da hora solar medido de tarde, em radianos
h’F - Altura virtual da base da região F, m
Hi - altura de escala do íon
hm - Altura do pico da camada F2, m
hmF2 - Altura do pico da região F2, m
hpF2 - Altura virtual do pico da camada F2, m
k - Constante de Boltzmann, 1,381 x 10-23 Joule . s
KT - coeficiente de condutividade de temperatura
Le - Taxa de perda eletrônica, m-3 s-1
Li - Taxa de perda iônica, m-3 s-1
me - Massa dos elétrons, Kg
mi - Massa dos íons, Kg
Mi = taxa de variação da densidade de energia
m - média de massa de partículas neutras
n - Densidade numérica dos constituintes atmosféricos, m-3
ne - Densidade eletrônica, m-3
ni - Densidade iônica, m-3
Nm - Concentração eletrônica no pico da região F, m-3
NmF2 - Concentração eletrônica no pico da camada F2, m-3
p - Pressão atmosférica, Kg m-2
pe - Pressão parcial dos elétrons, kg m-2
Pe - Taxa de produção eletrônica, m-3 s-1
pi - Pressão parcial dos íons, kg m-2
Pi - Taxa de produção iônica, m-3 s-1
q - Carga das partículas, C
qi - vetor fluxo de energia
qmax - valor de q relativo ao final da linha de campo no norte
r - Distância radial desde o centro da Terra, m
re - distância radial do ponto de interseção da linha de campo com o plano equatorial do campo
geomagnético
ro - raio da Terra, m
s – tamanho do arco ao longo da linha de campo
T - Temperatura atmosférica, K
t - Tempo, s
T120 - temperatura próximo dos 120 km, K
Te - Temperatura dos elétrons, K
TEC - conteúdo eletrônico total
Ti - Temperatura dos íons, K
Tn - Temperatura da atmosfera neutra, K
U - Vetor velocidade do vento neutro
u|| - Velocidade do vento neutro paralela a linha de campo magnético, m s-1
uθ - meridiano magnético
ve - Velocidade total resultante dos elétrons, m s-1
vi - Velocidade total resultante dos íons, m s-1
vi|| - Velocidade dos íons paralela a linha de campo magnético, m s-1
vi - Velocidade dos íons perpendicular a linha de campo magnético, m s-1
vni - freqüência efetiva de colisão íon neutro
w - Deriva vertical do plasma
Gregos ξ - altitude geopotencial, em km
ψ - declinação solar
θ - colatitude magnética
θ0 - constante de normalização
ρ - Densidade de massa da atmosfera neutra
σ1 - seção de choque de fotoionização
τ - função da hora local, s
υ - Freqüência de colisão, s-1
υe - Freqüência de colisão dos elétrons, s-1
υei - Freqüência de colisão dos elétrons com os íons, s-1
υen - Freqüência de colisão dos elétrons com as partículas neutras, s-1
υi - Freqüência de colisão dos íons, s-1
υin - Freqüência de colisão dos íons com as partículas neutras, s-1
υni - Coeficiente de colisão neutro-íon, s-1
Φ0 - determina a hora local no qual o vento atinge velocidade máxima
Φ∞ - fluxo de radiação incidente na faixa de comprimento de onda
χ - Ângulo zenital do Sol
Ω - Vetor velocidade angular da Terra
Símbolos Especiais ∇ - Operador nabla
∑ - Soma dos valores de uma variável
Sumário
1. INTRODUÇÃO ......................................................................................................................... 1 1.1 ATMOSFERA TERRESTRE......................................................................................................... 1 1.2 ATMOSFERA IONIZADA – IONOSFERA ..................................................................................... 5 1.3 PROCESSOS DE TRANSPORTE DA IONOSFERA ........................................................................ 12 1.4 OBJETIVO E ORGANIZAÇÃO................................................................................................... 15
2. MODELAGEM DINÂMICA DA IONOSFERA.................................................................. 16 2.1 MODELOS IONOSFÉRICOS...................................................................................................... 16
2.1.1 O Modelo IRI ................................................................................................................ 16 2.1.2 Modelos Matemáticos (TIMEGCM, SUPIM)............................................................... 17 2.2 O Modelo Computacional Dinâmico LION .................................................................... 17 2.2.1 Os Processos Físicos da Ionosfera em Baixas Latitudes ............................................. 19 2.2.1.1 Equações de Conservação......................................................................................... 23
a) Equação da Continuidade.............................................................................................. 23 b) Equação do Movimento ................................................................................................ 24 c) Equação de conservação de energia .............................................................................. 25 d) Os Termos de Divergência............................................................................................ 26 e) Acoplamento entre Ventos Neutros e Campos Elétricos .............................................. 27
2.2.2 Ventos Neutros na Termosfera ..................................................................................... 29 a) Equações Básicas .......................................................................................................... 30 b) Condições de Contorno ................................................................................................. 32 c) Modelos de ventos neutros na termosfera ..................................................................... 33
2.2.3 Deriva do plasma eletromagnético .............................................................................. 34 a) Modelo Teórico para o Campo Elétrico ........................................................................ 35 b) Modelos de deriva de velocidade.................................................................................. 35
2.2.4 Fotoionização e química dos íons ................................................................................ 36 a) Taxas de fotoionização .................................................................................................. 36 b) Química dos íons........................................................................................................... 38
2.2.5 Modelo para a atmosfera neutra .................................................................................. 39 a) Perfis de temperatura..................................................................................................... 40 b) Perfil de densidade neutra ............................................................................................. 41
2.2.6 Taxas de difusão e freqüências de colisão ................................................................... 42 2.2.7 Procedimento computacional ....................................................................................... 43
a) Transformação de variáveis........................................................................................... 43 b) Condições de contorno.................................................................................................. 45 c) Grade Espaço-Temporal................................................................................................ 45
2.3 A Nova Interface Gráfica Para o Modelo LION ............................................................. 46
3 DESENVOLVIMENTO DO PROGRAMA “UNIVAP DIGITAL IONOSONDE DATA ANALYSIS – UDIDA.................................................................................................................. 48
3.1 DESCRIÇÃO GERAL DA IONOSSONDA DIGITAL DO TIPO CADI .............................................. 51 3.2 PROGRAMA UDIDA ............................................................................................................. 54 3.2.1 VISUALIZANDO DADOS DO IONOGRAMA............................................................................ 58
3.2.2 REDUÇÃO DE DADOS ......................................................................................................... 61 3.2.3 VISUALIZAÇÃO DOS DADOS REDUZIDOS............................................................................. 64 3.2.4 CÁLCULO DA ALTURA REAL............................................................................................... 67 3.2.5 ISO-FREQÜÊNCIA................................................................................................................ 70
4. RESULTADOS OBTIDOS PELO MODELO MATEMÁTICO LION PARA SIMULAÇÃO DA IONOSFERA EM BAIXAS LATITUDES ............................................... 73
4.1 COMPARAÇÃO DOS RESULTADOS GERADOS PELO MODELO PARA ATIVIDADE SOLAR MÁXIMA E MÍNIMA MOSTRANDO A VARIAÇÃO DA CONCENTRAÇÃO ELETRÔNICA EM FUNÇÃO DA ALTITUDE E LATITUDE PARA UMA DETERMINADA HORA ................................................................................ 80 4.2 COMPARAÇÃO DOS RESULTADOS GERADOS PELO MODELO PARA ATIVIDADE SOLAR MÁXIMA E ATIVIDADE SOLAR MÍNIMA MOSTRANDO O PERFIL VERTICAL DA DENSIDADE ELETRÔNICA EM FUNÇÃO DA ALTITUDE PARA UMA DETERMINADA LATITUDE E HORA .......................................... 87
5. COMPARAÇÃO ENTRE OS RESULTADOS OBTIDOS PELO MODELO LION COM OS IONOGRAMAS OBTIDOS EM SÃO JOSÉ DOS CAMPOS E PALMAS E COM OS RESULTADOS DO MODELO IRI........................................................................................... 94
5.1 COMPARAÇÃO DOS IONOGRAMAS DE SÃO JOSÉ DOS CAMPOS E O MODELO LION ................ 95 5.2 COMPARAÇÃO DOS IONOGRAMAS DE PALMAS E O MODELO LION ..................................... 100 5.3 COMPARAÇÃO ENTRE OS RESULTADOS DO MODELO LION E O MODELO EMPÍRICO IRI PARA A REGIÃO DE SÃO JOSÉ DOS CAMPOS........................................................................................... 105 5.4 COMPARAÇÃO DOS RESULTADOS DO MODELO IRI PARA PALMAS E O MODELO LION ........ 110
6. CONCLUSÃO........................................................................................................................ 116
REFERÊNCIA........................................................................................................................... 119
APÊNDICE A ............................................................................................................................ 125
APÊNDICE B............................................................................................................................. 137
1
1. INTRODUÇÃO
Neste capítulo inicial apresentamos uma introdução sobre a atmosfera terrestre,
descrevendo sua estrutura vertical com base no perfil vertical de temperatura, como também com
base na distribuição vertical da composição química, ou da composição iônica. Apresentamos,
também, uma breve descrição dos objetivos primários deste trabalho e a estrutura de cada um dos
seus capítulos.
1.1 Atmosfera Terrestre
A atmosfera foi formada a, aproximadamente, 5 bilhões de anos a partir da liberação de
gases do interior da Terra recém-criada. Os gases predominantes desta época eram CO2, H2O e
H2 liberados por erupções vulcânicas. É muito provável que a produção do oxigênio se
estabilizou a partir do surgimento de algas que sintetizavam suas moléculas orgânicas através do
processo da fotossíntese (ANTHES, et al, 1981). Alguns parâmetros físicos são utilizados para
descrever a atmosfera, como pressão (p), densidade de massa (ρ) ou densidade numérica (n), e
temperatura(T), os quais estão relacionados entre si através da equação de estado para gases
ideais,
nkTkTm
p ==ρ (1.1)
onde m é a massa do constituinte envolvido e k denota a constante de Boltzmann.
Neste trabalho serão apresentadas duas formas de classificação da atmosfera neutra: uma
delas baseia-se na distribuição vertical da sua composição química e, outra, no gradiente vertical
de temperatura. De acordo com a composição molecular, a atmosfera neutra pode ser dividida em
três grandes regiões: a homosfera, a heterosfera e a exosfera (veja a Figura 1.1).
2
Homosfera - Região da atmosfera que compreende desde o solo até, aproximadamente,
100 km de altitude, onde a proporção da mistura dos diferentes gases dominantes nesta região
permanece constante, composta por 78% de nitrogênio molecular (N2), 21% de oxigênio
molecular (O), e 1% de argônio (Ar). Outros constituintes, como dióxido de carbono e vapor
d’água apresentam variação na sua concentração. (TASCIONE, 1988).
Heterosfera - Região da atmosfera que compreende desde 100 km até, aproximadamente,
500 km de altitude, onde a proporção de cada gás é distribuída conforme seu peso molecular. A
ordem decrescente pelo peso é: Ar (39), O2 (32), N2 (28), O (16), He (4) e H(1). Através deste
equilíbrio hidrostático resulta que os gases mais pesados (Ar, O2 e N2) são dominantes nas
altitudes inferiores da heterosfera, enquanto que nos níveis de altitude superiores, os gases mais
leves dominam, especialmente o hidrogênio (TASCIONE, 1988).
Exosfera - É a região da atmosfera que compreende desde os 500 km até,
aproximadamente, 1000 km de altitude. Nesta região as moléculas movem-se em trajetórias
balísticas e raramente colidem com outras moléculas. Em conseqüência, pode ocorrer perda dos
constituintes atmosféricos mais leves para o meio interplanetário.
100 104 108 1012 1016 1020 1024 10280
200
400
600
800
1000
1200
Exosfera
Heterosfera
Homosfera
OTotal
N
HAr
He
O2
N2Altu
ra (k
m)
Densidade numérica (cm-3) Figura 1.1 - Distribuição vertical da densidade numérica dos principais constituintes da atmosfera
terrestre.
3
De acordo com o gradiente vertical de temperatura a atmosfera neutra pode ser dividida
em: troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera (veja a Figura 1.2).
Troposfera - Região que compreende desde o solo até a altitude de, aproximadamente, 8
km nos pólos e 15 km no equador. Aqui sua temperatura decresce a uma taxa de,
aproximadamente, 6°C/km até um mínimo de -40°C (233 K) na tropopausa (borda superior). Esta
diminuição é devida à expansão adiabática da atmosfera que foi aquecida pelo calor do solo, em
conseqüência da absorção da radiação solar.
Estratosfera - Esta região está acima da troposfera, porém, entre estas duas está a
tropopausa (região onde a temperatura é mínima). Sua altitude máxima está compreendida entre
40 e 50 km. Sua temperatura, ao contrário da troposfera, aumenta até, aproximadamente, -10oC
(263 K). Isto se deve ao fato de absorver radiação solar no ultravioleta (UV) (200-300nm) e
transmitir através do ozônio. A estratosfera tem como limite superior a estratopausa, onde está o
ponto de inflexão da temperatura.
Mesosfera - Está localizada acima da estratopausa e abaixo da mesopausa, podendo
atingir até 80 km de altitude. Sua temperatura decai até o mínimo de toda a atmosfera terrestre,
ou seja, cerca de -80oC (193 K). Sua principal fonte de calor é a absorção do UV pelo ozônio
próximo da estratopausa. A temperatura na mesosfera tende a diminuir principalmente, devido à
relaxação vibracional das moléculas de dióxido de carbono, mas também devido a emissão de
fótons no infravermelho e no visível. Devido à quebra de ondas de gravidade, esta região possui
forte turbulência no vento de fundo. O estudo nesta região é difícil, pois está acima das altitudes
que balões podem alcançar e muito abaixo das órbitas de satélites (TASCIONE, 1988).
Termosfera - Está localizada acima da mesopausa, podendo atingir até 650 km de
altitude. Sua temperatura aumenta rapidamente, variando entre 1000 K e 1500 K. O aquecimento
é devido à absorção de radiação solar no extremo ultravioleta (EUV).
4
-200 0 200 400 600 800 10000
100
200
300
400
500
600
700
800
900
1000
1100
DiaDia NoiteNoite
Solar MáximoSolar Mínimo
ALT
ITU
DE
[km
]
TEMPERATURA [C]
-100 -50 0 500
20
40
60
80
100Termosfera
Mesosfera
Extratosfera
Troposfera
Figura 1.2 –Distribuição vertical da temperatura da atmosfera terrestre para atividade solar máxima ou
mínima, durante o dia e a noite.
A Figura 1.3 apresenta de forma resumida os processos físicos e químicos envolvidos na
produção da ionosfera. Note que na Figura 1.3 não foram incluídos os processos dinâmicos e
eletrodinâmicos, os quais serão discutidos posteriormente, ainda neste capítulo.
Radiação Solar(ondas eletromagneticas)
Atmosfera terrestre
Absorção da radiação
Dissociação Ionização
Quím ica dosNeutros
Quím icados Íons Ionosfera
Recombinação
Constituintesminoritários
Vento Solar(partículas)
Magnetosfera
Figura 1.3 – Processo de ionização que ocorre na atmosfera terrestre
5
1.2 Atmosfera Ionizada – Ionosfera
A parte ionizada da atmosfera terrestre é dividida em ionosfera e magnetosfera. A
ionosfera é a porção ionizada da atmosfera superior da Terra, situada aproximadamente entre 60
km e 1000 km de altitude e cuja formação é devida principalmente ao mecanismo de
fotoionização. De acordo com seus níveis de densidade eletrônica, ela pode ser dividida em
várias camadas ou regiões, que são designadas por camadas D, E, F1 e F2. O comportamento
eletrodinâmico da ionosfera é fortemente influenciado pela atmosfera neutra, dentro da qual está
inserida, como também pela magnetosfera, que é a região que se encontra acima da ionosfera,
onde o campo magnético da Terra exerce uma influência dominante sobre o movimento dos íons
e dos elétrons. Este trabalho tem como região de estudo a ionosfera que será apresentada com
maiores detalhes nesta seção.
As primeiras idéias sobre a existência de uma camada eletricamente condutora na
atmosfera foi devida a C. F. Gauss, no ano de 1839, quando, na ocasião de suas observações,
argumentou que pequenas variações diárias do campo geomagnético poderiam ser explicadas
devido a um fluxo de corrente elétrica que circulasse nesta camada. Anos mais tarde, por volta de
1882, Balfour Stewart sugeriu que estas correntes aludidas por Gauss poderiam ser produzidas
por ação de um dínamo atmosférico, devido a ventos agindo sobre o campo geomagnético
(RISHBETH; GARRIOTT, 1969; RATCLIFFE, 1974b). Teorias similares foram defendidas
também por Schuster (1908), Chapman (1925), Chapman e Ferraro (1931, 1932, 1933) citados
por (BOOKER, 1974; GREEN, 1974).
Depois do sucesso obtido na recepção de sinais de rádio transmitidos de Pudhu/Cornwall
até St. Johns/Newfoundland por Marconi, em 12 de dezembro de 1901, tornou-se claro que as
6
ondas de rádio não se propagavam ao longo de um percurso linearmente reto. Ondas
eletromagnéticas descobertas por Hertz, em 1887, foram observadas viajar ao longo de uma linha
reta, da mesma forma que a luz visível no vácuo, como também poderiam da mesma forma sofrer
reflexão e difração. No entanto, ainda não ficava claro qual destes dois processos explicava a
propagação em longa distância conseguida por Marconi. A primeira hipótese clara, de uma
camada eletricamente condutora, e de uma reflexão do sinal por esta camada, foi publicada
independentemente por A. E. Kennelly e O. Heaviside em 1902.
Ainda que as transmissões de rádio foram extensivamente usadas para radiodifusão e
transferência de informação nos anos subseqüentes às publicações de Kennelly e Heaviside,
levou cerca de duas décadas até que a altitude da camada pudesse ser estabelecida, a partir de
experimentos realizados inicialmente por Appleton, em Dezembro de 1924, Hollingworth em
1926 e Breit e Tuve em 1925, cujo método de transmissão, utilizando técnicas de pulsos,
idealizados por Breit e Tuve, ainda é utilizado até hoje.
Depois de Marconi descobrir que algumas ondas de rádio são refletidas de volta para a
Terra, um grande interesse militar e científico foi despertado por esta parte da atmosfera. Dos
esforços realizados para estudar esta região surgiram várias técnicas de sensoriamento remoto,
tais como, ionossonda e radares de espalhamento coerente e incoerente.
A teoria básica da formação de camadas ionosféricas foi devida originalmente a Chapman
em 1931. Sua dedução foi baseada na suposição de uma atmosfera isotérmica, com apenas um
tipo de gás, horizontalmente estratificada, com a incidência e absorção de um feixe paralelo de
radiação ionizante monocromática proveniente do sol, em um ângulo χ (ângulo zenital) com a
vertical (Figura 1.4). A partir destas suposições, Chapman mostrou que uma camada ionizada
pode se formar desde que a taxa de produção do par íon-elétron aumente à medida que a radiação
7
solar penetre mais profundamente na atmosfera, até uma certa altitude em que o fluxo de raios
solares comece a ser significativamente absorvido e, finalmente, atenuado.
Figura 1.4 – O ângulo zenital do Sol (χ) é o ângulo entre a linha diretamente acima do observador (zênite)
e a linha do Sol. FONTE: Modificada de Muella (2004, p. 20).
Hoje já sabemos que a radiação ionizante proveniente do Sol não é monocromática, e que
a atmosfera consiste de diversos constituintes, os quais são ionizados em diferentes
comprimentos de onda do espectro solar. A ionização desses constituintes da atmosfera é
produzida pelo processo de fotoionização, principalmente pela radiação solar ultravioleta e raios
X, sendo que durante o dia existe ionização entre cerca de 50 e 1000 km de altitude e a densidade
eletrônica é da ordem de 106 e 107 elétrons/cm3.
A ionosfera pode ser classificada conforme a variação vertical da sua densidade
eletrônica. Sua formação, nesse caso, deve-se à produção de pares íons/elétrons, principalmente
por absorção da radiação solar em raios X, ultravioleta (UV) e extremo ultravioleta (EUV),
acarretando, também, aquecimento da ionosfera. Íons de elevada energia cinética também podem
produzir ionização por colisão. Já a perda de íons e elétrons deve-se à recombinação dos pares
íons-elétrons. Os processos eletrodinâmicos exercem grande influência no transporte e
distribuição da ionização. De acordo com o perfil de densidade eletrônica, a ionosfera pode ser
divida como mostra a Figura 1.5.
8
Região D – Situa-se entre 70 e 90 km de altitude e desaparece à noite, devido à rápida
recombinação íon-elétron. As radiações ionizantes na parte superior (80 – 90 km) da região D são
os raios X e a radiação UV Lyman-α (1216 Å), que ionizam as moléculas de O2, N2 e NO em
torno dos 85 km (veja Tabela 1.1). Raios cósmicos são responsáveis por ionização adicional nas
alturas inferiores. A produção dos íons negativos é realizada através do processo de junção
eletrônica (attachment). A perda dos íons negativos ocorre através dos seguintes processos
(Figura 1.4):
Fotoionização
N+ e
N-
Neutralização (Atta
chm
ent)
Junç
ão E
letrô
nica
(Det
tach
men
t)
Sepe
raçã
o El
etrô
nica
Recombinação
Figura 1.5 – Processos de fotoionização e química iônica que ocorrem na região D da ionosfera.
(FONTE: Batista, (1999))
1) Elétrons formam íons negativos que são destruídos por foto-separação
(photodetachment), durante o dia.
2) Separação associativa (associative detachment): . eOOO +→+ −2
3) Neutralização mútua: . AOAO +→+ +−
9
Esta camada tem a capacidade de refletir ondas eletromagnéticas de baixa freqüência
(kHz). As altas freqüências (MHz) passam através dela, mas são fortemente atenuadas (WHITE,
1970). A densidade eletrônica nesta camada depende principalmente das reações de junção
eletrônica e separação eletrônica.(BATISTA, 1999).
Tabela 1.1 – Taxas de foto-separação (photodetachment) e foto-dissociação (photodissociation) à aproximadamente uma unidade astronômica (1 AU). (Região D) (SCHUNK; NAGY, 2000)
Reação Taxa (s-1) eOhvO +→+− 1.4 eOhvO +→+−
22 3.8 X 10-1
eOhvO +→+−33 4.7 X 10-2
eOHhvOH +→+− 1.1
eCOhvCO +→+−33 2.2 X 10-2
eNOhvNO +→+−22 8.0 X 10-4
eNOhvNO +→+−33 5.2 X 10-2
23 OOhvO +→+ −− 0.47
224 OOhvO +→+ −− 0.24
23 COOhvCO +→+ −− 0.15
224 COOhvCO +→+ −− 6.2 X 10-10
Região E – Situa-se entre 90 km e 150 km de altitude. A taxa de recombinação iônica,
nesta camada, é rápida depois do pôr-do-sol e ela desaparece durante a noite. A parte inferior da
região E (90–100 km) tem como radiação ionizante os raios X (10 Å < λ < 100 Å), sendo que
acima dos 100 km de altitude a ionização ocorre pela radiação na faixa do UV (λ < 800 Å) e das
linhas EUV, tal como Lyman-β (1025,7 Å) (veja a Tabela 1.2). Assim como na região D, os íons
dominantes são NO+, N2+ e O2
+. A produção dos íons é realizada através do processo de
fotoionização, como por exemplo , e a perda é realizada principalmente pela
recombinação dissociativa, como por exemplo (
eOhvO +→+ +22
OOeO +→+2 e ). Esta
camada tem a capacidade de refletir sinais de freqüências mais altas do que as que são refletidas
pela camada D. A densidade eletrônica desta camada segue bem diretamente o termo de
ONeNO +→++
10
produção. Daí a região E tem o seu pico em torno do meio-dia quando a produção está no seu
máximo. Isso não ocorre com a região F devido à dominância de processos
dinâmicos.(BATISTA, 1999).
Região F – Situa-se acima da camada E, sendo subdividida em F1 e F2. O nível de
ionização nestas camadas é elevado, comparado com as camadas D e E, e apresenta uma variação
grande durante o transcorrer de um dia. Durante o dia o processo de fotoionização do oxigênio
atômico é a principal fonte de íons (O+) e elétrons (veja Tabela 1.2). Assim como as camadas D e
E, a camada F1 é observada apenas durante o dia e estende-se de 150 a 200 km de altitude, sendo
a radiação UV o maior agente ionizante (PAPAGIANNIS, 1972). A camada F2 estende-se de 200
km a até, aproximadamente, 1000 km, e apresenta um pico ao redor de 300 km. Acima do pico da
camada F2, a densidade diminui aproximadamente exponencialmente até unir-se com a
magnetosfera e perder sua identidade. Ao contrário das outras regiões, esta é caracterizada por
ionização atômica que produz igual número de elétrons e íons atômicos positivos. A
recombinação química é descrita como segue:
Na região F1 a produção de íons é realizada pelo seguinte processo: íons O+ transferem
carga para NO e talvez para O2. A perda é realizada pela recombinação dissociativa.
Na região F2 a produção é realizada através de fotoionização, como na camada F1, mas
limitando este processo está a transferência de carga, com uma lei de recombinação do tipo
“attachment”.
11
Tabela 1.2 – Foto ionização, reações íon-moléculas e recombinação elétron-íon (Região E e F) (SCHUNK; NAGY,2000)
eOhvO +→+ + (a) eOhvO +→+ +
22 (a) eNhvN +→+ +
22 (a) NNONO +→+ ++
2 (a)
OOOO +→+ ++22 (a)
2222 NOON +→+ ++ (a)
22 NOON +→+ ++ (a)
NNOON +→+ ++2 (a)
ONeNO +→++ (b)
OOeO +→++2 (b)
NNeN +→++2 (b)
onde (a) é a produção e (b) é a perda.
-5.0x105 0.0 5.0x105 1.0x106 1.5x106 2.0x106 2.5x106
200
400
600
800
1000
1200
Solar Mínimo
Noite
Dia
NoiteDia
Solar Máximo
ALT
ITU
DE
[km
]
DENSIDADE ELETRÔNICA [Ne/cm3]
101 102 103 104 105
40
80
120
160
200
240
F
E
F
ED
Log [Ne]
Figura 1.6 – Distribuição vertical da densidade eletrônica na atmosfera terrestre e as camadas ionosféricas para a atividade solar máxima ou mínima.
12
1.3 Processos de Transporte da Ionosfera
Os processos físicos e químicos que governam o plasma ionosférico resultam em
produção e perda de ionização, e em movimento ou transporte de ionização. A equação da
continuidade relaciona os efeitos dos vários processos que alteram a densidade eletrônica (ne) e
iônica (ni). As equações da continuidade para os elétrons e para cada espécie de íons são:
eeeee LP)v.(n
tn
−=∇+∂∂ rr
(1.2)
iiiii LP)v.(n
tn
−=∇+∂∂ rr
(1.3)
onde denota a velocidade macroscópica total resultante dos processos de transporte e os
símbolos P e L representam os termos de produção e perda. O fluxo de cada espécie pode ser
obtido através das equações que expressam a conservação da quantidade de movimento e as
forças que atuam no plasma ionosférico incluem forças gravitacionais, colisionais, forças devidas
a gradientes de pressão e também forças eletromagnéticas (CHIAN ; REUSCH, 1979).
vr
Nas regiões E e F, os movimentos das partículas carregadas são, em parte, controlados
pelo campo magnético da Terra. O comportamento da região F2 é bem diferente das outras
regiões da ionosfera, pois a distribuição da densidade eletrônica nesta região é descrita em termos
de processos de ionização e recombinação, como também em termos de difusão e outros
processos de transporte. Os processos de transporte na região F2 podem ser descritos da seguinte
forma:
- Íons e elétrons podem ser movidos por campos elétricos. Os movimentos e as correntes
elétricas resultantes dependem do campo magnético e das freqüências de colisão. A deriva
eletromagnética do plasma )( BErr
× transporta a ionização perpendicularmente ao campo
13
magnético, devido à presença de campos elétricos gerados por efeito dínamo nas regiões E e F, e
de campos provenientes da magnetosfera.
- Transporte devido a ventos neutros na termosfera, que produz forças de arraste
proporcionais à diferença entre a velocidade do vento Ur
e a velocidade das partículas carregadas
( ivr e ) e as respectivas freqüências de colisão. evr
- O plasma tende a ter uma difusão ao longo das linhas do campo magnético, sob a ação
da gravidade e de gradientes em sua própria pressão parcial. As forças elétricas entre íons e
elétrons tendem a mantê-los juntos, de maneira que a difusão de ambas partículas seja na mesma
velocidade (a menos que campos elétricos fortes, capazes de separá-los, sejam aplicados ao
plasma). Este simples tipo de difusão de plasma ou difusão ambipolar é impedido por colisões
das partículas carregadas com as partículas neutras e tende a ser confinado pelo campo magnético
da Terra.
As equações de movimento para íons e elétrons na ionosfera podem ser escritas como:
( ) ( )eiieiiiniiii
ii
i vvυm)Uv(υmBvEepn1gm
dtvdm rrrrrrrrrr
−−−−×++∇−=⎟⎠⎞
⎜⎝⎛ (1.4)
( ) ( )ieeieeeneeee
ee
e vvυm)Uv(υmBvEepn1gm
dtvdm rrrrrrrrrr
−−−−×+−∇−=⎟⎠⎞
⎜⎝⎛ (1.5)
Nas equações de movimento, pode-se escrever as pressões parciais dos íons e elétrons
como sendo, respectivamente, pi=nikTi e pe=nekTe, onde ni e ne representam a densidade
numérica, T a temperatura, m a massa, gr a aceleração da gravidade, Ur
é a velocidade do gás
neutro, υ é a freqüência de colisões, vr representa a velocidade, e é a carga elétrica, Er
é o campo
elétrico e Br
é o campo magnético. Os subíndices e, i e n associam os termos das equações aos
elétrons, íons e partículas neutras, respectivamente.
14
A desigualdade no aquecimento da atmosfera entre o dia e a noite, e entre os hemisférios
que se encontram no inverno e no verão, faz surgir gradientes horizontais de pressão que forçam
o gás neutro a responder, deslocando-se das regiões quentes para as regiões mais frias do globo.
A componente vertical do gradiente de pressão é maior do que o gradiente de pressão horizontal,
mas como ela é balanceada pela gravidade, tem pouco efeito sobre o movimento do ar neutro
(BITTENCOURT, 1975; REES, 1989). Na direção vertical, a atmosfera também se encontra em
equilíbrio hidrostático e o fluxo atmosférico nesta direção não pode ser mantido indefinidamente,
a não ser em pequenas faixas para fechar os circuitos de fluxos horizontais (KIRCHHOFF, 1991).
Com isso, os movimentos que ocorrem no fluido que constitui a termosfera estão sujeitos às leis
fundamentais da física e devem obedecer aos princípios de conservação de massa, de momentum
e de energia, que serão descritas no Capítulo 2.
A interação do sistema de ventos termosféricos com o plasma ionosférico produz, através
da ação do dínamo, campos elétricos que geram sistemas de correntes e transportam o plasma. O
vento termosférico meridional, em particular, é um importante parâmetro, pois controla a
estrutura a as forças que agem sobre o sistema termosfera-ionosfera e tem seu efeito alterado
dependendo da estação do ano, da atividade magnética, da longitude e da declinação magnética.
Por outro lado, a concentração eletrônica na ionosfera e a altura do pico da camada
também apresentam uma variabilidade diária que, por meio do arraste iônico, modifica os
padrões de circulação dos ventos neutros. Portanto, em conseqüência do acoplamento termosfera-
ionosfera via arraste iônico, qualquer alteração nos ventos também provocará mudanças na altura
do pico da camada ionosférica (BITTENCOURT, 1996).
15
1.4 Objetivo e organização
Este trabalho tem por objetivo principal apresentar o programa “UNIVAP Digital
Ionosonde Data Analysis – UDIDA”, desenvolvido para visualizar, analisar e interpretar
ionogramas, como também as ferramentas computacionais desenvolvidas e incorporadas ao
modelo ionosférico chamado “Low-Latitude Ionospheric (LION) Model” (BITTENCOURT,
1996). Também será apresentada a interface modelo–usuário que foi desenvolvida para facilitar a
aplicação do modelo no estudo da evolução temporal e espacial da ionosfera, ferramentas estas
que utilizam recursos de programação visual orientada ao objeto. Finalmente, será feita uma
comparação entre os resultados do modelo LION com os perfis de densidade eletrônica da
ionosfera observados via ionossonda.
No capítulo 2 são apresentados os modelos de ionosfera. São descritos os processos
físicos e químicos que ocorrem na ionosfera na baixa latitude e como esses processos são tratados
no modelo computacional matemático.
No capítulo 3 é descrito o princípio de funcionamento de uma ionossonda moderna e
apresenta-se o modelo de ionossonda digital utilizado nas coletas dos dados, bem como o sistema
de aquisição, armazenagem e processamento dos dados, UDIDA.
No capítulo 4 são apresentados os resultados do modelo matemático “LION model”
simulando algumas situações na ionosfera na baixa latitude.
No capítulo 5 são apresentadas e discutidas as comparações entre os resultados simulados
pelo modelo matemático LION e os dados obtidos pela ionossonda digital CADI e analisados
pelo programa UDIDA.
Finalmente, no capítulo 6 são apresentadas as conclusões deste trabalho.
16
2. MODELAGEM DINÂMICA DA IONOSFERA
Neste Capítulo será apresentado o modelo ionosférico denominado “Low-Latitude
Ionospheric Model”, ou LION Model. Inicialmente, porém, faremos uma breve descrição de
alguns modelos ionosféricos utilizados para simular o comportamento da variação espaço-
temporal da ionosfera.
2.1 Modelos Ionosféricos
2.1.1 O Modelo IRI
O modelo IRI (International Reference Ionosphere) é um modelo empírico amplamente
utilizado pela comunidade internacional como modelo de referência para descrever o
comportamento médio da ionosfera (http://modelweb.gsfc.nasa.gov/models/iri.html). É baseado nos
dados de uma rede internacional de ionossondas, digissondas e dados obtidos por sondas através
de satélites (BILITZA, 2001; BILITZA, 1990). Uma parte vital neste modelo é o mapa de dados
de freqüências críticas para todas as coordenadas geográficas obtidas através de harmônicos
esféricos, com base nos parâmetros ionosféricos gerados pela rede de dados ionosféricos. Esse
mapa é reduzido a um grande número de coeficientes, através dos quais os valores das
freqüências críticas podem ser obtidos em todos pontos sobre a superfície da Terra em condições
especificadas (HARGREAVES, 1995).
O modelo IRI divide a ionosfera em 6 diferentes regiões (Figura 2.1), e assim possibilita
visualizar a concentração eletrônica (Ne [cm-3]), densidade no pico da camada (NmF2[cm-3]),
temperatura da atmosfera neutra (Tn [K]), temperatura iônica (Ti [K]), temperatura eletrônica
(Te [ K]), concentração dos íons (O+, N+, H+, He+, O2+, NO+), conteúdo eletrônico total (TEC) e a
17
porcentagem de TEC no pico da camada F (t%) em função da altura, longitude ou latitude
(BILITZA, 2001).
Figura 2.1 – Regiões do perfil de densidade eletrônica utilizada no modelo IRI são: (1) parte superior; (2) região F2; (3) região F1; (4) região intermediária; (5) Vale; (6) regiões D e E.FONTE: Hargreaves, (1995).
2.1.2 Modelos Matemáticos (TIMEGCM, SUPIM)
Estes modelos simulam as variações espaço-temporal que ocorrem na ionosfera,
considerando adequadamente as equações de conservação de energia (transporte, deposição e
perda), conservação de massa e conservação de quantidade de movimento. Também, se leva em
conta os campos elétricos convectivos magnetosféricos, produção e perda dos principais
constituintes, baseando nos processos químicos e fotoquímicos atualmente conhecidos (O+, N+,
H+, He+, O2+, NO+), podendo inclusive considerar as variações sazonais dos mesmos. A
temperatura eletrônica (Te) e temperatura iônica (Ti) podem ser obtidas de modelos empíricos ou
simplesmente calculadas (BATISTA, 1999, SAHAI, et al., 2005).
2.2 O Modelo Computacional Dinâmico LION
18
O modelo matemático denominado “Low-Latitude Ionospheric Model” ou “LION Model”
foi desenvolvido por Bittencourt (1996) com o intuito de estudar a região F da ionosfera em
baixas latitudes e região equatorial. Neste modelo, os processos dinâmicos, eletrodinâmicos, a
formação e evolução da anomalia equatorial, os processos físicos, químicos e fotoquímicos que
ocorrem na ionosfera são considerados. A simulação dos fenômenos físicos e químicos da
ionosféricos envolve a utilização de modelos empíricos ou analíticos da velocidade do vento
neutro, dos constituintes da atmosfera neutra, da atividade solar, da deriva vertical do plasma e do
campo magnético terrestre. O fluxograma apresentado na Figura 2.2 mostra, de uma maneira
resumida, os principais ingredientes utilizados no modelo LION e os resultados obtidos com o
modelo.
Modelo LION
Eq. da ContinuidadeEq. Conservação de MomentumGeometria do Campo Magnético
Terrestre
Campo Elétrico (Deriva)
Resultados[e], O+, O2+, NO+, N+ e N2+
em funçãohora, latitude, altitude
Atividade Solar(Baixa, Média e Alta)
Atmosfera Neutra(Composição Química
Inicial)
Vento Termosférico
Condições de Contornoe Condições Iniciais
Coeficientes de Absorçãode Radiação
Coeficientes de Ionização
Taxas de Reação
Parâmetros ColisionaisPerfil Vertical deTemperatura
Figura 2.2 – Fluxograma mostrando como o modelo LION utiliza as equações de conservação e os
parâmetros de entrada.
19
Nas próximas seções serão apresentados alguns fenômenos existentes na ionosfera na
baixa latitude e como estes fenômenos são tratados no modelo matemático LION.
2.2.1 Os Processos Físicos da Ionosfera em Baixas Latitudes
Nesta seção serão apresentados os processos físicos envolvidos na produção, perda e
transporte do plasma ionosférico em baixas latitudes e a sua importância em função da latitude,
longitude, altitude e hora local. Em baixas latitudes a principal fonte de ionização é a radiação
eletromagnética na faixa de UV, EUV e raios-X, diferentemente das altas latitudes onde a
radiação eletromagnética e as partículas energéticas, provenientes do vento solar, estão também
envolvidas nos processos de ionização.
O constituinte neutro majoritário acima de 250 km é o oxigênio atômico e radiações com
comprimento de onda menores que 91,1 nm são suficientemente energéticas para fornecer os
13,6 eV requeridos para a formação do par oxigênio atômico (O+) e elétron livre. Assim, o íon O+
torna-se o mais importante na camada F (BITTENCOURT, 1996).
No entanto, a ionização produzida em uma determinada região da ionosfera pode ser
transportada para outras regiões ou removida através de reações químicas do tipo recombinação
elétron-íon (principal processo) e recombinação íons negativos–íons positivos (processo
secundário).
Nas regiões D, E e F1 , existe uma condição de equilíbrio fotoquímico durante o dia, de
tal modo que a produção de pares elétrons-íons por fotoionização e a perda por recombinação
são compensadas. Vale ressaltar que os processos de transporte desempenham um papel
secundário nestas regiões ionosféricas. Já na região F2, os processos envolvendo recombinações
são menos eficazes que nas regiões D, E e F1 e assim o transporte do plasma por difusão, arraste
e processos eletrodinâmicos assume um papel mais importante. O máximo de densidade
20
eletrônica ocorrerá em alturas onde os processos de recombinação e difusão estão em equilíbrio.
Os principais mecanismos de transporte na região F são:
- Deriva do plasma eletromagnético ( BErr
× ), com o transporte da ionização
perpendicularmente às linhas de campo magnético;
- Difusão do plasma ao longo das linhas de campo magnético;
- Ventos neutros termosféricos, que arrastam a ionização na direção da componente do
vento ao longo da linha de campo.
A deriva de plasma na direção vertical, causada por um campo elétrico leste-oeste, causa
um processo conhecido como efeito fonte. A combinação desta deriva eletromagnética com
difusão do plasma ao longo das linhas de campo, esta última devido à gravidade e gradiente de
pressão, resulta numa remoção do plasma das regiões equatoriais e uma conseqüente deposição
do mesmo em baixas latitudes. Desta forma, forma-se uma região ao redor de ±15º (norte-sul) em
relação ao equador magnético com uma densidade de plasma maior que a normalmente esperada.
Esta distribuição de ionização na região tropical é conhecida como anomalia ionosférica
equatorial (AIE) ou anomalia de Appleton. As características da anomalia ionosférica equatorial
dependem da longitude, hora local, estação do ano e período de ciclo solar. A Figura 2.3 ilustra o
fluxo de plasma associado ao efeito fonte, devido à deriva do plasma ( ) combinado com a
difusão de plasma ao longo das linhas de campo.
BErr
×
Um outro processo é o transporte de plasma pela ação dos ventos neutros termosféricos. A
colisão entre os íons e os constituintes neutros arrasta o plasma ao longo das linhas de campo
magnético, na direção da componente do vento ao longo das linhas de campo, produzindo um
transporte inter-hemisfério do plasma ionosférico e causando uma assimetria na anomalia
ionosférica equatorial. Dado um vento termosférico inter-hemisférico, por exemplo, soprando do
21
hemisfério norte para o sul, o arraste provocado pelo vento vai deslocar o plasma do hemisfério
norte para o sul. No entanto, como o plasma tende a seguir as linhas de campo, então no
hemisfério norte o plasma será deslocado para cima e no hemisfério sul para baixo. Este processo
resulta em uma distribuição assimétrica de densidade de plasma e altura do pico da camada F
para cada um dos máximos de ionização ao redor de ±15º do equador magnético (veja
Figura 2.4). Em baixas latitudes os processos de transportes dependem da geometria das linhas de
campo magnético de uma determinada região. As variações longitudinais da declinação
magnética e da separação latitudinal entre o equador geográfico e geomagnético têm papel
importante nos efeitos da deriva e do vento no plasma ionosférico.
Figura 2.3 – Gráfico mostrando o efeito fonte equatorial, onde as setas indicam a resultante do movimento do plasma causado pelo movimento vertical para cima devido à deriva de plasma
perpendicular às linhas de campo e a ação da difusão de plasma ao longo das linhas de campo. FONTE: Bittencourt, 1996.
22
Figura 2.4 – A figura mostra a deriva vertical do plasma (w) produzido pelo componente horizontal do
vento termosférico (U) ao longo do meridiano magnético (uθ). O ângulo de inclinação magnética é representado por I. FONTE: Bittencourt, (1996).
Para simular adequadamente os fenômenos que ocorrem na ionosfera é conveniente
separar a ionosfera equatorial em três setores longitudinais, levando em conta a variação da
declinação magnética com a longitude:
- No setor Atlântico, de 65ºW para 0º, a declinação magnética é para o oeste e possui uma
magnitude de aproximadamente 20ºW, este é o setor que tem o máximo valor de declinação
magnética.
- No setor Índico, de 0º até 150ºE, a declinação magnética é sempre próxima de zero no
equador magnético.
-No setor Pacífico, de 150ºE até – 65ºW, a declinação magnética é aproximadamente 10ºE
no equador magnético.
A grande vantagem de usar a classificação de setores longitudinais, em termos de
declinação magnética, é que assim os efeitos das componentes dos ventos termosféricos zonal e
meridional podem ser analisados mais detalhadamente em cada setor.
23
2.2.1.1 Equações de Conservação
As equações que governam a distribuição espaço-temporal da densidade de elétrons e íons
na ionosfera são: (a) a equação da continuidade (ou de conservação de massa), (b) a equação de
conservação de quantidade de movimento e (c) a equação de conservação de energia, para cada
espécie iônica e para os elétrons. Supondo que as colisões entre partículas são freqüentes os íons
e elétrons podem ser tratados como um fluído condutor.
a) Equação da Continuidade
A equação da continuidade (2.1) ou equação de conservação de massa relaciona a taxa de
mudança da densidade numérica das partículas de acordo com uma taxa de produção e perda por
unidade de volume, e a divergência do fluxo de partículas
iiiii LP)v.(n
tn
−=∇+∂∂ rr
(2.1)
onde ni é a densidade numérica da espécie i, ivr é a velocidade macroscópica da espécie i,
ni é o fluxo da espécie i, Pivr i é a taxa de produção da espécie i, Li é a taxa de perda da espécie i
e “i” representa as diversas espécies (elétrons e íons) que compõem o plasma ionosférico.
A neutralidade macroscópica do plasma é dada por:
ii
e nn ∑= (2.2)
onde ne é a densidade eletrônica.
Pode-se decompor o vetor velocidade em componentes paralela e perpendicular à linha de
campo.
⊥+= iii vvv rrr|| (2.3)
onde ⊥vr corresponde a velocidade da deriva do plasma eletromagnético 2/ BBErr
× .
24
O divergente do fluxo perpendicular do plasma para o campo magnético pode ser
separado em duas partes
⊥⊥⊥ ∇+∇=∇ vnnvvn iiirrrrrr
..).( (2.4)
Adicionando a parte advectiva para ( tni ∂∂ / ) temos
iii nv
tn
DtDn
∇+∂∂
= ⊥
rr . (2.5)
que é a taxa total de mudança na densidade numérica da partícula no quadro de referência
em movimento com a velocidade da deriva do plasma ⊥vr .
A grande vantagem de se utilizar este sistema de referência (Langrangiano), é que todo
movimento de plasma será alinhado às linhas de campo.
Então, a equação de continuidade para cada espécie pode ser reescrita da seguinte forma:
iiiiii LPvnvn
DtDn
−=∇+∇+ ⊥rr .).( || (2.6)
b) Equação do Movimento
As forças agindo sobre o plasma ionosférico incluem as forças gravitacional, colisional e
de gradiente de pressão, bem com as forças elétrica e magnética. Assim, podemos escrever a
seguinte equação do movimento, ou de conservação de momentum, para cada espécie ionosférica
(elétrons e espécies iônicas):
( ) ( ijijiiiniii
i vvυm)Uv(υm)(1BvEe)(tvm rrrrrrrr
−∑−−∑−∇−+×+=⎟⎠⎞
⎜⎝⎛ ∇⋅+∂∂
iii
iii kTnn
gmvv ) (2.7)
onde n representam a densidade numérica, T a temperatura, m a massa, a aceleração da
gravidade,
gr
Ur
é a velocidade do gás neutro, υ é a freqüência de colisões, representa a
velocidade, e é a carga elétrica,
vr
Er
é o campo elétrico, Br
é o campo magnético e os sub-índices
“e” representa os termos associados com os elétrons, “i” e “j” os íons e “n” as partículas neutras.
25
Para os elétrons supomos que o termo gravitacional e o colisional são muito pequenos
comparados com os outros termos e podem ser descartados (RISHBETH ; GARRIOT, 1969). As
pressões parciais dos íons e elétrons podem ser escritas, respectivamente, como pi=nikTi e
pe=nekTe . Assim, a equação do movimento para os elétrons pode ser escrita como:
( ) )(1BvEe)(t
vm ee
e eee
ee kTnn
vv ∇−×+−=⎟⎠⎞
⎜⎝⎛ ∇⋅+∂∂ rrrr
(2.8)
Utilizando as equações 2.7 e 2.8 e realizando algumas aproximações (BITTENCOURT,
1996), então a componente paralela ao campo magnético pode ser escrita da seguinte forma:
( )t
vmum
sn
nkT
sn
nkT
TTs
ksenIgm
mv
njijijii
i
i
ie
e
eiei
ijjinnii
ˆ||)(
1
||/
||
/||
⎥⎥⎥⎥
⎦
⎤
⎢⎢⎢⎢
⎣
⎡
∑++
∂∂
−∂∂
−+∂∂
−−
∑+∑=
∑ υυυυ (2.9)
onde –g sen(I) = , I é ângulo dip magnético e t representa um vetor unitário ao longo
da linha de campo magnético.
gt r⋅ˆ ˆ
c) Equação de conservação de energia
Considerando que o plasma ionosférico apresenta uma distribuição de pressão isotrópica e
desta forma pode ser escrita como um tensor escalar onde pi = niKTi. Então a equação de energia
pode ser escrita como:
( ) ( ) ( iiiiiiiiiiiiiiii LPkTvmAvmMqvTknTvtTkn −⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛ −+⋅−+⋅∇−⋅∇−=⎥⎦
⎤⎢⎣⎡ ∇+∂∂
23
21.
23 2 )
rrrrrrrr (2.10)
onde qi é o vetor fluxo de energia, Mi representa a taxa de variação da densidade de
energia devido às colisões e Ai é o termo colisional da equação 2.7.
As equações 2.1, 2.7 e 2.10 constituem um conjunto de equações acopladas, que devem
ser resolvidas para descrever a variação espaço temporal do plasma ionosférico. A fim de
26
simplificar a solução computacional do problema a equação 2.10 será substituída por um modelo
de distribuição de temperatura para cada constituinte atmosférico (íons e neutros).
d) Os Termos de Divergência
Considerando que o campo magnético terrestre pode ser representado como um dipolo
magnético centrado, então, na ionosfera, o campo magnético terrestre pode ser descrito por
(BITTENCOURT, 1996):
θθθ ˆˆcos2 33
33
rsenrgr
rrgB oooo += (2.11)
onde r e são vetores unitários na direção r e θ θ (coordenadas esféricas), sendo que θ é
a colatitude, ro é raio da Terra e go é o coeficiente do dipolo (0,31 Gaus). Além disso, as equações
das linhas de campo são dadas por:
θ2senrr e= (2.12)
onde re é a distância radial do ponto de interseção da linha de campo com o plano
equatorial do campo geomagnético.
Assim, podem-se também escrever as componentes do ângulo dip magnético, o vetor t e
da seguinte forma:
ˆ
||∇r
2/1cos2)(σ
θ=Isen e 2/1)cos(
σθsenI = (2.13)
θ)cos(ˆ)(ˆ IrIsent += (2.14)
⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
∂∂
+∂∂
=∂∂
=∇θr
Ir
Isents
t )(cos)(ˆˆ||r
(2.15)
onde ( )θσ 2cos31+= .
27
Também, pode-se realizar a mudança de coordenadas de (r,θ,φ) para as novas
coordenadas (p,q,φ) (KENDALL, 1962), onde as novas coordenadas referem-se as componentes
paralela e perpendicular ao campo magnético, respectivamente. Dadas por:
θ2senorrp = (2.16)
2
2 cosr
rq o θ= (2.17)
Assim, a variável p define uma família de curvas que representam as linhas de campo
magnético e a variável q são as famílias de curvas com potencial magnético constante.
qrq
r ∂∂
∂∂
=∂∂ e
q∂∂
∂∂
=∂∂
θθ (2.18)
E outras expressões importantes podem ser escritas como:
qrrttt o
∂∂
−=∇=∇ 3
22/1
//ˆ).ˆ(ˆ σr
(2.19)
)()cos15cos9(1)(. //3
2/122
2/3// iio
ii vnqr
rr
vn rrr⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡∂∂
−+=∇σθθ
σ (2.20)
e) Acoplamento entre Ventos Neutros e Campos Elétricos
O termo de arraste iônico considerado na equação de conservação de momento modifica a
distribuição de ionização. Este termo envolve tanto a velocidade do vento neutro termosférico,
bem como as velocidades dos íons. No modelo LION, as distribuições espaciais e temporais dos
ventos neutros serão especificadas através de fórmulas analíticas ou modelos empíricos ou
modelos computacionais independentes.
O termo de arraste iônico na equação de conservação de momento da partícula carregada
envolve a velocidade do vento neutro termosférico ur . Portanto, deve-se considerar a
28
correspondente equação de transporte para as espécies na atmosfera neutra, que são acopladas a
equação de partículas carregadas através dos termos colisionais. O arraste dos íons produzido
pelo vento neutro modifica a distribuição da ionização, a qual modifica o padrão em volta do
vento neutro. Deste modo, para um tratamento autoconsistente deve ser considerado
simultaneamente um sistema de equações não lineares acopladas. As equações básicas para a
velocidade do vento neutro na ionosfera serão consideradas na Seção 2.2.2.
O campo elétrico responsável pela deriva do plasma na região D aparece como resultado
da ação do dínamo na região E, bem como na região F. O dínamo da região E é controlada pelas
marés atmosféricas que move os íons ao redor das linhas de campo magnético. Porque na região
E a freqüência de colisão é muito maior que a freqüência ciclotrônica dos íons. Assim, os mapas
do campo elétrico para a região F são gerados pelas altas condutividades elétricas ao longo das
linhas de campo.
Os ventos neutros termosféricos são responsáveis pelo dínamo da região F. Como, durante
o dia, devido à alta condutividade da região E, o dínamo da região F está em curto-circuito
através do acoplamento com a região E, conduzindo via as linhas de campo magnético. Mas, à
noite, quando a condutividade da região E cai drasticamente, o circuito é aberto podendo gerar
campos elétricos de polarização na região F. Assim, o campo elétrico produzido modifica a
distribuição de ionização em baixas latitudes da região F, que modifica o padrão em torno dos
ventos neutros termosféricos através do arraste íon-neutro e, conseqüentemente o campo elétrico.
Então, uma explicação completa requer a inclusão do acoplamento eletrodinâmico entre
as regiões E e F, responsáveis pela geração dos campos elétricos na região F. Este assunto pode
ser visto com maiores detalhes na Seção 2.2.3.
Os cálculos envolvidos na computação de campos elétricos ionosféricos, desenvolvidos
para baixa latitude requerem a solução da equação de movimento para o gás neutro acoplada com
29
equações do campo elétrico e ainda mais importante levando-se em conta o acoplamento
eletrodinâmico entre as regiões E e F equatorial (HEELIS et al., 1974; BATISTA et al., 1986).
Neste caso, equações simplificadas ou fórmulas empíricas são usadas para os parâmetros
ionosféricos e condutividades, de forma tal a facilitar o tratamento computacional.
No modelo LION considera-se a distribuição espacial e temporal da velocidade do vento
neutro termosférico, a densidade neutra e os campos elétricos ionosféricos como grandezas
conhecidas, especificados através de fórmulas analíticas ou modelos empíricos. Detalhes destes
modelos serão apresentados na Seção 2.2.2 e 2.2.3.
2.2.2 Ventos Neutros na Termosfera
Uma descrição teórica do sistema de vento neutro termosférico global requer a solução
numérica de um grande número de equações ionosféricas e atmosféricas acopladas e dependentes
do tempo, tal modelo deve considerar as equações da continuidade, as equações de conservação
de momento e a equação de conservação de energia para cada espécie de íon bem como para o
gás neutro. Além do conjunto de equações acopladas mencionadas acima é importante considerar
a dependência do campo magnético terrestre com as coordenadas geográficas, para se obter uma
compreensão mais detalhada do comportamento longitudinal e tridimensional da ionosfera em
baixas latitudes (BITTENCOURT, 1996).
As forças que atuam sobre o gás neutro são as forças de gradiente de pressão, gravidade,
forças de atrito devido à viscosidade do ar, o arraste iônico devido às colisões entre as partículas
de gás neutro e íons, e a força de Coriolis e centrípeta devido à rotação da Terra. Então, as forças
de arraste iônico são proporcionais às freqüências de colisão e outras forças que provocam o
movimento do íon devem ser consideradas em um modelo autoconsistente.
30
a) Equações Básicas
Os átomos e moléculas na atmosfera colidem freqüentemente, então o ar pode ser
considerado como um fluído em equilíbrio termodinâmico local. Portanto, pode ser descrito pelas
equações de hidrodinâmica. Além disso, o ar neutro pode ser tratado como um único fluído,
devido o domínio da sua velocidade macroscópica em relação à velocidade de cada constituinte
individualmente.
O conjunto de equações que governa a dinâmicas da atmosfera superior é dado pelas
seguintes equações (RISHBETH, 1972).
- A equação da continuidade para o conjunto de gás neutro, que expressa a lei de
conservação de massa e dada por:
0).( =∇+∂∂ u
trr
ρρ (2.21)
- A equação de movimento de Navier-Stokes, que expressa a lei de conservação de
quantidade de movimento, assumindo o ar incompreensível e com viscosidade constante,
guuvuvpruuutu
iini
rrrrrrrrrrrrrr
+∇+−−∇−=×Ω×Ω+×Ω+∇+∂∂ ∑ 2)(1)()(2).(
ρρ (2.22)
- A equação de conservação de energia, substituindo a energia dissipada por viscosidade e
arraste ionizante,
( ) EETV LPTKupTuTTc −=∇∇−∇+⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛ ∇+∂∂ rrrrr ...ρ (2.23)
- A equação do estado de gás ideal, que relaciona pressão, densidade e temperatura para o
ar neutro.
p = nkT (2.24)
No grupo de equações acopladas, ur denota a velocidade do vento neutro, ρ é a densidade
de massa do ar neutro que é igual ρ=n m , n é a densidade numérica do ar neutro, m é a média de
massa de partículas neutras, vi é a velocidade de deriva dos íons ith, Ωr
é a velocidade de rotação
31
angular da Terra, rr é o vetor do raio do centro da Terra até o ponto onde as equações são
aplicadas, p é a pressão escalar, vni é a freqüência efetiva de colisão íon neutro, µ/ρ é o
coeficiente de viscosidade cinética, gv é a aceleração devido à gravidade, cV é o calor específico
do volume constante, KT é o coeficiente de condutividade de temperatura, k é a constante de
Boltzmann e PE e LE representam as taxas de fonte e perda de densidade de energia
(BITTENCOURT, 1996).
Sabe-se que o termo arraste iônico depende da densidade de íons (através da freqüência de
colisões) e da velocidade de deriva dos íons, então as equações de continuidade, momentum e
energia para cada espécie de íon devem ser consideradas simultaneamente com a equação de
conservação do gás neutro. Além disso, o movimento do gás neutro é representado
apropriadamente em termos de coordenadas geográficas, enquanto que o movimento dos íons
devem ser expressos em termos de coordenadas geomagnéticas. Construir um modelo
completamente autoconsistente e com tantos detalhes não é uma tarefa fácil, porque requer a
solução simultânea de um conjunto de equações não-lineares acopladas, em sistema
tridimensional. Porém, no estágio atual é importante introduzir aproximações para facilitar a
solução do problema.
Vários modelos numéricos foram desenvolvidos para estudar a dinâmica da termosfera.
Em muitos deles o termo de campo de temperatura é considerada como um parâmetro de entrada.
Geralmente o campo de temperatura é obtido de um modelo atmosférico fenomelógico, igual
Jacchia (1965, 1971, 1977). Nestes casos um tratamento da equação de conservação de energia
não é requerido.
Também são realizadas aproximações relativas à densidade de íons e a velocidade de
deriva dos íons. Os modelos de vento neutro termosférico para a baixa latitude consideram a
32
densidade de íons e a velocidade dos íons como parâmetros fixos e conhecidos, especificados
apenas como uma função de espaço e hora local, através de um modelo paramétrico. Então,
somente os componentes das equações simplificadas de conservação para o ar neutro estão
resolvidos, assim estes modelos não são considerados autoconsistente, porque o padrão de vento
modifica a distribuição de ionização através do arraste iônico, mas as modificações na ionização
não modificam o vento padrão.
b) Condições de Contorno
Muitos modelos atmosféricos utilizados no cálculo de ventos assumem que a pressão,
densidade e temperatura são fixas próximo no nível de contorno inferior, freqüentemente perto
120 km; então o gradiente de pressão horizontal desaparece perto desta borda. Então se supõe que
as componentes do vento horizontais são nulas próximas do nível inferior, considera-se a
viscosidade suficientemente pequena para transmitir velocidades horizontais de alturas maiores
para o nível inferior. Esta condição não é realista (CHANDRA; STUBBE, 1970), visto que se os
parâmetros atmosféricos p, ρ e T apresentassem variações ou algum tipo de gradiente próximo
dos limites inferiores, provavelmente algum efeito poderia ser observado nos ventos computados
nas alturas superiores.
Como a viscosidade cinética (µ/ρ) se torna muito grande em grandes alturas, a derivada
( ) deve se tornar pequena nestas alturas, então o termo de viscosidade na equação de
movimento (2.22) não pode se tornar muito grande. Isto implica que ( ) deva ser
constante. Além disto, para manter um gradiente de velocidade finito uma força que iniba o
crescimento do gradiente de velocidade. Mas, nem o gradiente de pressão, a força Coriolis e
arraste iônico podem inibir que o gradiente de velocidade cresça descontroladamente. Então,
22 / zu ∂∂r
zu ∂∂ /r
33
supõe-se que , para grandes altitudes, isto implica que 0/ =∂∂ zur ur torna-se independente da
altura, que é a condição de contorno superior para a atmosfera neutra na equação de movimento.
c) Modelos de ventos neutros na termosfera
Como mencionado anteriormente, no modelo LION, o campo de velocidade do vento
neutro termosférico horizontal é expresso através de expressões analíticas ou modelos empíricos.
Modelos de ventos neutros termosféricos que fornecem a variação espaço-temporal do
vento meridional geográfico (u’θ ) e vento zonal geográfico (u’Φ) podem ser utilizados pelo
modelo LION. O modelo global de ventos termosférico mais recente é o baseado nas observações
realizadas por satélites e por equipamentos de solo (HEDIN et al 1991,1988). No modelo LION
será utilizada uma expressão analítica muito simples para velocidade do vento termosférico,
representado por uma função onde a variação com a hora local depende de uma função co-seno e
a amplitude cresce com a latitude (BITTENCOURT ; TINSLEY, 1976).
[ ∈++⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡−
∆−−= )cos(
1)(1
00
0 φφθ
θθ sen
senuu ] (2.25)
onde u0 é uma velocidade constante, θ é a colatitude magnética, θ0 é uma constante de
normalização, o parâmetro Φ0 determina a hora local no qual o vento atinge velocidade máxima,
ε permite escolher velocidades menores durante o dia comparadas com as velocidades noturnas
(grande contribuição do arraste iônico durante o dia) e ∆ representa a diferença latitudinal entre a
posição do equador magnético e uma particular longitude e latitude para onde os ventos globais
convergem ou divergem. Então, para condições de equinócio, ∆ representa a latitude geográfica
do equador magnético para uma longitude fixa. Assim, pode-se considerar até cerca de 14º para a
separação entre o equador magnético e o equador geográfico, dependendo da longitude
selecionada, e outros 23º para o movimento do ponto subsolar dependendo da estação do ano.
34
2.2.3 Deriva do plasma eletromagnético
Na região E ionosférica as marés atmosféricas controlam o movimento do ar neutro, e a
colisão entre as partículas neutras e os íons induz o transporte de íons através das linhas de campo
magnético, causando corrente elétricas. Então surgem campos de polarizações (eletrostática) que
afetam diretamente o movimento dos íons na região F ionosférica e na magnetosfera. Visto que, a
condutividade elétrica ao longo das linhas de campo magnético é alta, elas podem transmitir
campos elétricos de uma região para outra (BITTENCOURT, 1996).
Rishbeth (1971) sugeriu que o vento neutro termosférico pode gerar correntes elétricas na
região F. O campo elétrico resultante de polarização pode ou não pode ser curto-circuitado na
região E. Durante o dia a ionização na região E é suficiente para curto-circuitar o campo elétrico
de polarização, mas à noite a ionização da camada E é muito baixa a os campos elétricos podem
sobreviver. Conseqüentemente, um campo elétrico vertical na região F equatorial pode ser gerado
por ventos termosféricos zonais, causando uma deriva na direção leste-oeste. Sendo que, a deriva
de plasma está na mesma direção do vento neutro que produziu o campo polarização.
O componente do campo elétrico eletrostático Er
total ( BuErrr
×+ ) gera aumento na deriva
do plasma, na região F. No equador magnético, o componente leste-oeste do campo elétrico gera
uma deriva vertical BErr
× , que é para cima durante o dia ( Er
na direção leste) e para baixo
durante a noite ( Er
na direção oeste). O componente norte-sul do campo elétrico na região E
quando transmitido para a região F, sobre o equador magnético, resulta em um incremento na
deriva BErr
× do plasma na direção leste-oeste.
35
a) Modelo Teórico para o Campo Elétrico
Os modelos teóricos de campos elétricos ionosféricos (e os correspondentes potenciais
elétricos) para as baixas latitudes foram desenvolvidos considerando que o campo elétrico na
região F equatorial é gerado pelas marés atmosféricas, através do dínamo da região E, e pelos
ventos termosféricos, através do dínamo da região F e o acoplamento eletrodinâmico entre a
região E e F. Nestas modelagens as equações de conservação para o ar neutro e íons, equações
de Maxwell e a equação para o fluxo de corrente elétrica que provêm do acoplamento entre as
regiões E e F são consideradas. No entanto, o modelo LION assume-se que as derivas de plasma
( BErr
× ) na região F são conhecidas, e variam no espaço e no tempo. Sendo especificadas através
de fórmulas analíticas obtidas através observações ou resultados de modelos.
b) Modelos de deriva de velocidade
Medidas da deriva vertical do plasma perto do equador magnético foram publicadas por
Woodman (1970) e Fejer et al. (1989, 1991), obtidas usando dados do radar de espalhamento
incoerente de Jicamarca, Peru. Foram observadas velocidades (para cima) da ordem de 20 a
25 m/s durante o dia e velocidades com a mesma magnitude durante a noite, mas com direção
invertida (para baixo). Um rápido aumento na velocidade (para cima), é observado logo após o
pôr-do-sol, este aumento na velocidade dura cerca de 1 ou 2 horas e depois de atingir uma
velocidade máxima de cerca de 40 m/s, a velocidade reverte a direção. A duração e magnitude
deste traço (pico pré-reversão) dependem da estação do ano, longitude, declinação magnética e
atividade geomagnética. Woodman (1972) observou que a componente zonal da deriva BErr
× de
plasma também reverte a sua direção durante a noite, sendo que durante o dia apresenta uma
velocidade de 50 m/s para o oeste e de 100 a 150 m/s (leste) durante a noite. No modelo LION
36
somente a deriva no plano meridional magnético, devido a um campo elétrico leste-oeste, é
considerada.
Bittencourt e Abdu (1981) mostraram que quando a camada F está suficientemente alta
(acima e por volta dos 300 km) o processo de transporte domina o processo da recombinação.
Então a deriva vertical do plasma pode ser determinada com boa precisão utilizando o
movimento vertical do pico de altura F2, inclusive pode-se utilizar observações realizadas por
ionossondas para inferir a deriva vertical de plasma. Este método, de qualquer forma, subestima a
deriva vertical do plasma quando a camada F não é alta suficiente, devido a efeitos de
recombinação do plasma.
Os modelos de deriva vertical de plasma considerados no modelo atual são baseados no
espalhamento incoerente e observações de ionossondas, bem como sobre modelos numéricos.
Modelos diferentes de deriva podem ser considerados para prover uma representação adequada
para a dependência da deriva sobre a longitude (declinação magnética) e estação do ano, bem
como sobre a atividade solar.
2.2.4 Fotoionização e química dos íons
a) Taxas de fotoionização
A taxa de fotoionização produzida pela radiação solar em comprimento de ondas
especificadas e por unidade de volume e constituintes atmosféricos de interesse, pode ser
expressa como:
[ ] )()(),,(exp)(),( )( rnrrQ jki
jk
kkj λσχλτλχ ∑ −Φ= ∞ (2.26)
onde Φ∞(λk) é o fluxo de radiação incidente na faixa de comprimento de onda especificada
por λk (no topo da atmosfera onde τ(λk,r,χ) = zero), é a seção de choque de fotoionização na )(ijσ
37
faixa de comprimento de onda λk para os constituintes atmosféricos jth, r é a distância radial, nj(r)
é a densidade numérica dos constituintes especificados por jth, χ é o ângulo do zênite solar. Então
taxa de fotoionização total por unidade de volume é obtida pela soma da equação (2.26) sobre
todas espécies absorventes,
∑=j
jT rQrQ ),(),( χχ (2.27)
A exponencial em (2.26) representa a atenuação da radiação solar produzida pela
atmosfera deste o topo da atmosfera até a altitude considerada. A profundidade ótica pode ser
expressa como:
∑∫∞
=j r
jjka
jk drHrChrnr '),/'()'()(),,( )( χλσχλτ (2.28)
onde Hj é a altura de escala do constituinte jth, Ch(r’/Hj,χ) é a função geométrica de
Chapman e (λ)(ajσ k) é a seção de choque para a absorção para um determinado comprimento de
onda λk e uma determinada espécies jth. Equação (2.28) pode ser substituída pela seguinte
expressão simplificada aproximada.
∑=j
jjjka
jk HrChHrnr ),/()()(),,( )( χλσχλτ (2.29)
Para os constituintes O, O2 e N2, a taxa de fotoionização por unidade de volume é
calculada, considerando 62 intervalos discretos de comprimento de onda entre 3 nm e 102,6 nm.
O fluxo de incidência de radiação solar EUV Φ∞(λk) e a absorção e seção de corte de ionização,
( λ)(ajσ k) e (λ)(i
jσ k), usado no modelo são obtidos de Hinteregger et al. (1965), que são baseados
sobre observações de satélites e foguetes. Hinteregger (1970) tem sugerido que estes fluxos de
radiação solar EUV, medidos sobre condições de solar mínimo (em 1963), são provavelmente
mais representativos nas condições de solar máximo.
38
A profundidade ótica para cada banda de comprimento de onda é calculada da expressão
(2.29), considerando a soma (índice j) sobre as espécies atmosféricas O, O2 e N2. Devido à
predominância do oxigênio atômico acima de 250 km, eles constituem o termo dominante no
cálculo da profundidade ótica.
b) Química dos íons
Na região F, a perda de constituintes ionizados é controlada pelos processos de
recombinação, tais como, elétron-íon e íon-íon. As reações que contribuem significativamente
com o mecanismo de perda incluem recombinações radioativas e dissociativas. As reações que
envolvem íon-átomo ou as reações de troca de carga são muito eficientes e devem ser
considerados em ambos os casos, produção e perda de íons. Vale ressaltar que as reações de troca
íon-átomo são geralmente mais rápidas que reações de troca de carga (BATES, 1955).
As taxas de reações consideradas no modelo LION envolvem tanto produção, como a
perda de íons, por unidade de volume. As taxas das reações consideradas no modelo são
apresentadas Tabela 2.1.
39
Tabela 2.1 – Reações químicas e iônicas e suas taxas (em cm-3s-1). (Dependência de temperatura dada por f(T) = 300/T e g(T)= 700/T).
Reação Taxa OOOO +→+ ++
22 2,0 x 10-11 f(T) NNONO +→+ ++
2 1,0 x 10-12 f(T) ONONOO +→+ ++ 2,0 x 10-11
υhOeO +→++ 1,7 x 10-12
NONONO +→+ ++22 1,0 x 10-15
22 ONONOO +→+ ++ 8,0 x 10-10
ONONO +→+ ++2 1,8 x 10-10
OOeO +→++2 1,0 x 10-7g(T)
ONeNO +→++ 2,0 x 10-7g(T)
2222 NOON +→+ ++ 5,0 x 10-11
22 NNONON +→+ ++ 3,3 x 10-10
NNOON +→+ ++2 2,5 x 10-10
NNeN +→++2 3,0 x 10-7 f(T)
ONOON +→+ ++2 3,0 x 10-10
NOON +→+ ++22 3,0 x 10-10
NNONON +→+ ++ 8,0 x 10-10
2.2.5 Modelo para a atmosfera neutra
Os modelos atmosféricos, baseados em dados experimentais de satélites, combinados com
equações fundamentais que envolvem a estrutura atmosférica, fornecem a dependência espacial e
temporal da temperatura do gás neutro e concentrações de espécies neutras na atmosfera superior,
incluindo variações sazonais, ciclo solar e dependência de atividade geomagnética.
As expressões analíticas para os perfis de temperatura e densidade utilizadas no modelo
LION são baseadas no modelo de atmosfera neutra de Jacchia (1977) e Walker’s (1965). Uma
outra possibilidade é usar o modelo MSIS-86 de Hedin (1987), que é baseado em dados de
satélites.
40
a) Perfis de temperatura
A expressão de Jacchia para a distribuição global de temperatura exosférica, T∞, é dada
por:
( )( ) ⎥
⎦
⎤⎢⎣
⎡⎟⎠⎞
⎜⎝⎛
+−
++=∞ 2cos
1cos1).1(0
τψψηψ n
m
mmm
RsinsinRRsinTT (2.30)
onde T0 é o mínimo de temperatura exosférica no período da noite, (1+R)T0 é o máximo
valor da temperatura exosférica no período do dia, m e n são constantes, η e ψ são funções de
latitude geográfica (Λ) e declinação solar (σ0), definido por
2/)( 0ση −Λ= (2.31)
2/)( 0σψ −Λ= (2.32)
e o parâmetro τ é uma função da hora local definida conforme
)();sin( πτπγβτ <<−+++= HpH (2.33)
onde H representa o ângulo da hora solar medido de tarde, em radianos, e β, p e λ são
constantes que especificam a etapa de temperatura máxima exosférica e a forma dos isotérmicos
de temperatura exosférica sobre o globo. A quantidade T0 é dependente da atividade solar.
O perfil de temperatura é calculado, de acordo com Walker (1965) pela expressão
)exp()( 120 σξ−−−= ∞∞ TTTT (2.34)
onde T120 é a temperatura próximo dos 120 km e σ é uma função analítica de T∞ dada (em
km-1) por
10
2 )120()2/exp(0291,0 −++−= rXσ (2.35)
onde r0 é o raio da Terra (em km), onde Χ n é dado por:
( )( )24 80010722,1750
800−×+
−=
∞−
∞
TTX (2.36)
A altitude geopotencial, ξ, é dada (em km) por
41
( )( )( )zr
rz+
+−=
0
0 120120ξ (2.37)
onde z representa a altitude do ponto considerado, acima da superfície da Terra.
No modelo LION considera-se as temperaturas eletrônica e iônica idêntica à temperatura
do gás neutro.
b) Perfil de densidade neutra
A equação de equilíbrio difusivo pode ser integrada analiticamente usando o perfil de
temperatura dado em (2.34). Walker (1965) obteve a seguinte expressão para a densidade
numérica da espécies neutras α.
( ) ( )
)exp()exp(1
1)120()(1
σξσξ α
γ
αα ba
anzn −⎥⎦
⎤⎢⎣
⎡−−
−=
+
(2.38)
onde
( )∞
∞ −=T
TTa 120 (2.39)
∞
=kTgmb
σα
α120 (2.40)
k é constante de Boltzmann, g120 é a aceleração da gravidade próxima a 120 km e mα é a
massa do constituinte neutro α. Os valores dos parâmetros atmosféricos utilizados no modelo são
dados na Tabela 2.2.
42
Tabela 2.2 - Parâmetros para o modelo de atmosfera neutra (Fonte: BITTENCOURT, 1996) Parâmetros Valor
Temperatura nos 120 km 355K
Densidade O nos 120 km 7.6 x 1010 cm-3
Densidade O2 nos 120 km 7,6 x 1010 cm-3
Densidade N2 nos 120 km 4,0 x 1011 cm-3
Temperatura Mínima T0 800 K
m 2,5
n 2,5
R 0,3
p 12º
β -45º
γ 45º
2.2.6 Taxas de difusão e freqüências de colisão
A teoria para difusão de íons através de um gás foi originalmente desenvolvida por
Chapman (1939). Em baixas latitudes os íons (O+, O2+, NO+, N2
+ e N+) difundem através de gases
da atmosfera neutra e um através de cada outro. A força, por unidade de volume, que atua sobre
as espécies ith, devido às colisões, é dada por:
∑∑ −−−−=n
iinii
l
jjiijii
icoll uvvnmvvvnmf )()()( rrrr (2.41)
onde a primeira soma refere-se a colisões íons - íons, exceto o ith íon, e a segunda refere-
se a colisões íons-neutros. As freqüências de colisões usadas no presente modelo computacional
são derivadas da relação
iji
jiij bm
nkTv = (2.42)
43
onde os bij são os parâmetros de colisão binários (veja Tabela 2.3) e foram obtidos de
Dalgarno (1961, 1964).
Os parâmetros de colisão íon-íon foram considerados como dependente da temperatura no
modelo LION, como sendo (Ti/1500)5/2 e a dependência do parâmetro de colisão íon-neutro como
(Tn/300)1/2, onde a temperatura é dada em Kelvin. Os coeficientes de difusão dos íons Di e a
freqüências de colisões vij são dadas pela expressão:
( )1−
⎥⎥⎦
⎤
⎢⎢⎣
⎡⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛== ∑∑ j ij
j
j iji
ii b
nvm
kTD (2.43)
A soma na equação (2.43) aplica a ambos íons e neutros.
Tabela 2.3 - Parâmetros de colisão binária bij ( em cm-1s-1) (Fonte: BITTENCOURT, 1996) O+ NO+ O2
+ N2+ N+
NO+ 2,5 x 1015 O2
+ 2,5 x 1015 2,1 x 1015 N2
+ 2,6 x 1015 2,1 x 1015 2,1 x 1015 N+ 2,8 x 1015 2,6 x 1015 2,6 x 1015 2,7 x 1015 O 3,7 x 1018 3,3 x 1018 3,3 x 1018 3,3 x 1018 4,7 x 101
O2 3,3 x 1018 1,0 x 1018 1,3 x 1018 1,3 x 1018 2,9 x 101
N2 3,4 x 1018 1,8 x 1018 1,9 x 1018 1,9 x 1018 2,8 x 101
2.2.7 Procedimento computacional
a) Transformação de variáveis
Para simplificar as equações e transformá-las em uma forma adequada para soluções
numéricas, três transformações de variáveis são realizadas. As transformações de variáveis são
realizadas principalmente levando-se em conta considerações de estabilidade numérica,
velocidade de computação e conveniência em interpretar os resultados.
A primeira transformação envolve uma mudança da variável independente do tempo t,
para longitude φ , que permite uma interpretação direta dos resultados da hora local especificada,
conforme:
44
( ) tn
rn ii
∂∂
Ω+=
∂∂
/1
φυφ (2.44)
A segunda transformação mapeia o parâmetro q para um parâmetro Y, definido por:
)sinh()sinh(
maxqqY
ΓΓ
= (2.45)
onde Γ é um número adequadamente escolhido e qmax é o valor de q relativo ao final da
linha de campo no norte, onde r = rb, e rb é algum valor base de r. A altura base no modelo é
utilizado próximo de 120 km e Γ = 10. Baxter e Kendall (1968) e Sterling et al. (1969)
mostraram que para incrementos iguais em q produzia muitos pontos em altas altitudes e poucos
pontos próximo ao pico da camada F2. Esta transformação mapeia as linhas de campos em linhas
retas com Y = 1 (borda do hemisfério norte, onde q = qmax), Y = 0 no equador magnético e Y = -1
(borda do hemisfério sul, onde q=-qmax).
A terceira transformação substitui a variável dependente ni( rr ,t) pela variável Gi( rr ,t)
definida por:
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛= ∫
r
ri
ii HdrnG
0
'expα
(2.46)
onde α=(Te+Ti)/Ti e Hi é a altura de escala do íon. Esta transformação foi usada por
Hanson e Moffett (1966) e Baxter (1967) para melhorar a estabilidade da solução numérica,
desde grandes altitudes onde ni varia em uma maneira exponencial, Gi é essencialmente constante
ao longo da linha de campo magnético. Ela pode ser aplicada para alguns dos íons considerados
aqui, mas seu uso foi restrito para somente os íons O+, que é o íon dominante acima do pico F2
na região F na baixa latitude ionosférica.
45
b) Condições de contorno
Para y = ± 1 (nível base) é tomado sempre 0),( =yni φ , enquanto perto de t = 0 alguma
distribuição inicial de ionização é considerada ao longo da linha de campo. Depois de poucos
passos de integração no tempo, a solução se torna independente dos valores iniciais adotados, por
causa dos efeitos de fotoionização, química dos íons e transporte do plasma.
c) Grade Espaço-Temporal
Para integrar as equações de conservação no computador é necessário usar o método de
diferenças finitas, ao invés do cálculo diferencial de funções contínuas. Então o conjunto de
equações diferenciais não-lineares é definido somente em pontos da grade do modelo. A grade na
direção longitudinal, representada porφ , é usualmente de 2,5º que correspondendo a 10 minutos.
Porem, o modelo permite utilizar grades com uma resolução maior ou menor que a definida como
padrão, dependendo do fenômeno físico que se pretende estudar. Ao longo da linha de campo
(direção latitudinal) define-se uma grade com 99 pontos, sendo 50 em cada hemisfério. As
simulações são realizadas para um período de 27 horas, geralmente, inicia-se a simulação as 8:00
(hora local). Posteriormente, desconsideram-se os resultados das três primeiras horas de
simulação.
Afim de construir perfis verticais de densidade numérica de partículas e velocidades,
sobre uma escala latitudinal por volta de ±20º, a integração em φ é repetida sobre um período de
24 horas para um conjunto de linhas de campo magnético (por volta de vinte e cinco ou mais
linhas de campos) com seus cortes equatoriais de altitude escolhidos em um caminho semelhante
para cobrir a altitude de interesse, para todos os tempos, na escala latitudinal considerada. Para
46
facilitar a reconstrução do perfil de densidade na anomalia de Appleton (entre ±15º norte-sul)
para todos os φ passos, toma-se uma distribuição de linhas de campo adequada.
Para cada passo em φ (hora local) uma interpolação bi-dimensional é empregado para
transformar a densidade numérica de partículas e a velocidade ao longo das linhas de campo
magnético em uma grade uniformemente espaçada em altura e latitude magnética.
2.3 A Nova Interface Gráfica Para o Modelo LION
O modelo ionosférico LION foi inicialmente desenvolvido por Bittencourt (1996) e a sua
primeira versão utilizava a linguagem de programação Fortran, que é limitada comparada com as
linguagens voltadas para a eventos (ação do mouse e teclado) e objetos (janelas gráficas). Com o
objetivo de compreender e estudar melhor os fenômenos físicos que ocorrem na ionosfera
tropical sentiu-se a necessidade de utilizar as ferramentas computacionais voltadas a eventos e
objetos. A utilização de interfaces gráficas facilita estudar a evolução espaço-temporal dos
fenômenos físicos que ocorrem na ionosfera através do modelo LION. Assim, desenvolveu-se
uma nova versão para o modelo LION em Visual Basic, utilizando todos os recursos de
programação voltada a eventos e objetos com janelas com interface gráfica.
Dentre as modificações destaca-se a nova interface para escolher os parâmetros de entrada
do modelo. Agora, os parâmetros como: fluxo solar, deriva ionosférica vertical, velocidade do
vento neutro, dia, hora, coordenadas geográficas, atmosfera neutra, e densidade inicial do plasma
ionosférico são escolhidos através da janela “parâmetros de entrada”, de forma independente
(veja Figura 2.5). A versão anterior do programa utilizava um único arquivo de parâmetros de
entrada com todas as informações para uma determinada simulação.
47
Figura 2.5 – Interface gráfica para controlar os parâmetros de entrada do modelo.
Através desta interface é possível simular diversas condições geofísicas e assim estudar a
evolução temporal da dinâmica da ionosfera. Os principais parâmetros que podem ser
modificados são: atividade solar, número de pontos na grade, estação do ano, modelos de
atmosfera neutra, densidade dos constituintes neutros, vento neutros, entre outros.
Uma outra alteração importante foi a implementação de uma sub-rotina que permite
calcular a evolução temporal da altitude de cada uma das linhas de campo. Nesta sub-rotina o
programa lê o arquivo da deriva vertical e define-se a quantidade de linhas de campo e a distância
entre 2 linhas de campo.
Também, implementou-se uma significativa mudança na apresentação dos resultados do
modelo, agora os resultados do modelo são visualizados através de uma interface gráfica no
monitor que permite mostrar a evolução espaço-temporal do comportamento dinâmico da
ionosfera.
Os resultados deste modelo serão apresentados no Capítulo 4 e a comparação destes com
os dados obtidos pela ionossonda no Capítulo 5.
48
3 DESENVOLVIMENTO DO PROGRAMA “UNIVAP DIGITAL
IONOSONDE DATA ANALYSIS – UDIDA.
O Grupo de Física e Astronomia da UNIVAP, onde é realizado este trabalho, estuda os
processos físicos e químicos que ocorrem na ionosfera e atmosfera superior tropical. Uma das
técnicas utilizadas neste estudo é o uso de um equipamento de rádio sondagem da ionosfera,
denominado “ionossonda”, sendo que a ionossonda utilizada pelo grupo é a “Canadian Advaced
Digital Ionosonde” (CADI). Atualmente o grupo opera três ionossondas digitais, sendo que as
ionossondas foram estrategicamente posicionadas quase alinhadas ao longo do meridiano
magnético: São José dos Campos (SP), Palmas (TO) e Manaus (AM).
As ionossondas do tipo CADI são muito versáteis e possibilitam realizar observações em
dois diferentes modos:
a) o primeiro modo varre 180 freqüências (1 a 20 MHz) e fornece um ionograma usual a
cada 600 segundos (5 minutos);
b) o segundo modo varre apenas 6 freqüências (3, 4, 5, 6, 7 e 8 MHz) e fornece um
ionograma com uma menor resolução espectral, mas com uma alta resolução temporal (100
segundos).
Os dados adquiridos pelas ionossondas digitais são armazenados em arquivos com uma
estrutura de forma tal a poder identificar o ano, mês e dia em que foi realizada a aquisição, e
assim pode-se construir facilmente um banco de dados. Os dados possuem a seguinte estrutura:
amhhhh.md4 ou amhhhh.md3 onde a = ano, m=mês (a=01, b=02 c=03 ...., m=12), hhhhh (hora e
minutos) e finalmente a extensão. As extensões md4 e md3 são designadas para as varreduras
completas e varreduras com alta resolução temporal, respectivamente. No final de um dia
completo de observação teremos 24 arquivos do tipo md4 e 24 do tipo md3, sendo cada arquivo
49
(md4 ou md3) é relativo à uma hora completa de observação. Desta forma cada arquivo do tipo
md4 agrupa 12 ionogramas completos com 180 freqüências e o arquivo do tipo md3 agrupa 36
ionograma com apenas 6 freqüências. A figura 3.1 mostra um exemplo de ionograma completo
(180 freqüências) e a figura 3.2 mostra um exemplo de ionograma com baixa resolução espectral.
Portanto, cada ionossonda grava 1440 arquivos por mês de observação (30 dias),
utilizando 70 Mbytes de espaço no disco rígido. Assim, em um ano de dados requer 840 Mbytes
para uma ionossonda, podendo atingir em média um total de 2,5 Gbytes de espaço no disco
rígido, armazenando os dados das 3 ionossondas.
O banco de dados criado para organizar os dados é baseado em uma estrutura de
diretórios, onde os dados estão reunidos conforme observatório e data de observação. Esta
organização é realizada para facilitar a busca e implementar ações diretas ao selecionar os dados.
No próprio programa foi criada uma função que organiza os dados em um padrão pré-definido no
banco de dados. Permitindo assim um padrão para visualização de um dia completo de dados. A
visualização dos dados exigiu analisar o código fonte do programa da CADI e assim descobrir a
estrutura dos arquivos MD3 e MD4.
Posteriormente, foi possível converter o código do programa original da CADI, que estava
escrito na linguagem Borland C, para o Visual Basic. A linguagem Visual Basic dispõe de mais
recursos para implementar a interface gráfica. Na próxima seção será apresentada com maiores
detalhes a ionossonda digital CADI.
50
Figura 3.1 – Exemplo de um ionograma completo, arquivo tipo md4, gerado pelo programa do Fabricante
da CADI.
Figura 3.2 – Exemplo de um ionograma com 6 freqüências, arquivo tipo md3, gerado pelo programa do
Fabricante da CADI.
51
3.1 Descrição geral da Ionossonda Digital do Tipo CADI
A Canadian Advanced Digital Ionosonde (CADI) trata-se de uma ionossonda digital
avançada, desenvolvida pela Rede Canadense de Pesquisa Espacial. Pode ser empregada tanto
para monitoramento ionosférico rotineiro, como para pesquisa científica, e seu sistema de
sondagem integra técnicas de codificação de fase e, também, eletrônica de estado sólido.
A filosofia de projeto da CADI foi a de utilizar o máximo das capacidades de um
computador pessoal moderno, o que reduziu custos quando comparada aos sistemas tradicionais,
pois um computador pode fornecer toda a armazenagem de dados, controle, exibição e
comunicações requeridas por uma ionossonda. Os computadores mais novos e, portanto, mais
rápidos, podem também realizar o processamento de dados matemáticos com velocidade
suficiente para executá-lo em tempo real. Isto significa que existe também uma redução de custo
significante diante da necessidade de se executar o processamento destes dados por meio de
processadores dedicados.
Com o sistema da CADI podem-se determinar vários parâmetros, como o atraso do eco
refletido (altitude) versus freqüência, fase e amplitude do eco, ângulo de chegada e polarização
do eco. Derivas podem também ser medidas, desde que se utilize técnica de antenas adequadas
(MACDOUGALL et al., 1995; CADI, 1997).
O modelo de ionossonda digital CADI consiste dos seguintes elementos funcionais
básicos:
(a) O cartão de Síntese Digital Direta (SDD) que gera os sinais de RF.
(b) O transmissor que fornece a amplificação de potência dos sinais de RF.
(c) O sistema de antenas para transmitir e receber os sinais refletidos.
52
(d) Os cartões receptores que amplificam e demodulam os sinais refletidos.
(e) Um microcomputador PC para processar o programa da CADI e controlar o processo
de transmissão / recepção, enquanto exibe e armazena os dados de sondagem.
Na CADI, os receptores e o sintetizador de freqüência são placas que ficam conectadas
dentro do computador. A vantagem disso foi novamente à redução de custo, já que nenhum
gabinete externo foi necessário, e o sistema tornou-se mais flexível e de fácil manutenção
(MACDOUGALL et al., 1995).
Nas unidades CADI existem essas 5 placas (cartões) que são conectadas internamente nos
microcomputadores: uma placa de sintetização de controle e freqüência e quatro placas
receptoras (RCVR). A placa sintetizadora de freqüência utiliza um circuito integrada digital de
Síntese Digital Direta (SDD) para gerar as freqüências de transmissão da ionossonda digital e,
também, para produzir o oscilador de freqüência local. Com isso, geram-se as formas de onda da
saída com um número digital de 10 bits. Estes são convertidos em valores de tensão por dois
conversores digital / analógico (D/A). A placa SDD também produz uma freqüência de referência
em 781 kHz, tanto como um sinal “I” (com fase de 0º), quanto como um sinal “Q” (com fase de
90º). Este sinal de referência de 781 kHz é produzido dividindo o sinal de clock de 50 MHz do
SDD por 64. Microcontroladores são utilizados para executar a temporização do sistema e
realizar a amostragem dos ecos. O sistema de código de pulsos utilizado na CADI, a partir de
microprocessadores, é que gera os pulsos codificados, bem como decodifica os ecos. Cada cartão
receptor possui dois destes microprocessadores, um para o canal I e outro para o canal Q
(quadratura de fase).
O transmissor (Figura 3.3) é a única parte do sistema básico que fica externo ao
microcomputador, acomodado em um pequeno chassi com o tamanho aproximado de um
“desktop” padrão. Este produz 600 W de potência de pico do pulso emitido numa faixa que se
53
estende de 1 a 20 MHz, em um período de 40ms, possibilitando uma resolução básica de 6 km
(MACDOUGALL et al., 1995; CADI, 1997). O transmissor da CADI utiliza uma seqüência de
código de pulsos, designada por seqüência Barker de 13 bits de comprimento, onde a saída do
pulso torna-se 13 x 40ms = 520ms, e os pulsos são codificados em fase por ± 90º através de um
caminho especial.
Isso faz com que haja uma melhora na relação sinal/ruído e, conseqüentemente, a saída de
potência efetiva torna-se o equivalente a ter 13 vezes mais potência transmitida (13 x 600 W).
Figura 3.3 – Sistema de transmissão da ionossonda digital CADI.
O sistema de recepção é composto por um amplificador de RF, um misturador e um
amplificador de faixa estreita com uma freqüência intermediária de 781 kHz. O sinal é então
separado e misturado com os sinais de referência I e Q em 781 kHz. O uso deste misturador
possibilita determinar as mudanças de fase do eco em relação aos sinais de referência. As saídas
destes misturadores são valores de tensão DC que passam a ser amostrados e digitalizados por
dois conversores A/D. As amostras digitalizadas são correlacionadas com a seqüência Barker e,
em seguida, descarregados ao computador.
Para transmissão e recepção é utilizadas uma antena com configuração do tipo duplo
delta, onde um delta é requerido para a transmissão, e utiliza um mastro de aproximadamente 20
m, cujo tamanho da antena garante uma performance satisfatória do sistema em freqüências
54
abaixo de cerca de 2 MHz (MACDOUGALL et al., 1995). O outro delta é utilizado como um
simples sistema de recepção. O transmissor e o receptor são conectados aos sistemas de antenas
por meio de cabos coaxiais, o que exige o uso de dispositivos de balanceamento de correntes,
como os baluns, impedindo qualquer tipo de irradiação de energia por tal condutor e,
conseqüentemente, deformação no diagrama de irradiação da antena. A Figura 3.4 exibe a antena
de transmissão e recepção da CADI e a Figura 3.5 nos fornece o diagrama em blocos do sistema
CADI utilizando apenas um receptor.
Figura 3.4 – Antena de transmissão e recepção da CADI instalada em Manaus.
O programa da CADI armazena estes dados em arquivos do tipo MD3 e MD4 como visto
no início deste capítulo e esses arquivos podem ser analisados através do programa da CADI que
vem junto com o equipamento que opera no MS-DOS ou através da ferramenta computacional
Univap Digital Ionosonde Data Analysis – UDIDA, que será apresentada com maiores detalhes
nas próximas seções.
3.2 Programa UDIDA
O Programa “UNIVAP Digital Ionosonde Data Analysis” (UDIDA) desenvolvido neste
estudo possui um conjunto de ferramentas computacionais que permite estudar a ionosfera em
detalhes. As ferramentas computacionais desenvolvidas no programa UDIDA foram utilizadas
55
para estudar a ionosfera durante períodos geomagneticamente perturbados (BECKER-GUEDES
et al., 2004; LIMA et al., 2004; SAHAI et al., 2004, 2005), estudos de propagação de ondas
planetárias e ondas de gravidade (FAGUNDES et al., 2005). A tela inicial (Figura 3.5) do
programa UDIDA mostra as opções disponíveis para realizar as análises dos arquivos adquiridos
pela ionossonda CADI. A organização do banco de dados, visualização, redução de dados,
análise e interpretação das observações é realizada por um conjunto de ferramentas
computacionais do UDIDA e algumas destas ferramentas utilizadas no UDIDA serão
apresentadas a seguir.
Figura 3.5 – Interface Gráfica do programa UDIDA
56
Através do menu “Programas” existem as opções que permitem selecionar as seguintes
interfaces:
a) Ferramentas – Atalho que possibilita selecionar as seguintes interfaces:
Cadastro de Observatório – Interface utilizada para cadastrar os dados do observatório
como o diretório onde os ionogramas estão armazenados, posicionamento (Latitude, Longitude,
Altura e diferença da hora local (LT) em relação ao hora universal (UT)). Este cadastro é
importante para obter as informações do observatório quando o ionograma for selecionado.
Ordena – Interface utilizada para organizar automaticamente os dados obtidos pela
ionossonda CADI no padrão que a ferramenta computacional UDIDA reconhece como padrão.
Exemplo: “C:\Digissonda\Dados SJC\2005 07\020701”, dentro deste diretório estão os dados do
dia 01/07/2005.
Reduzidos – Atalho utilizado para transferir dados reduzidos de um usuário para o outro,
e assim facilitar a transferência de dados reduzidos. Também é possível realizar a comparação de
dados reduzidos entre dois usuários diferentes e verificar possíveis discrepâncias.
Estatística – Interface utilizada para verificar os dados existentes em um ano, quais dias
foram reduzidos e quais são os dias faltantes ou que apresentam dados parciais.
b) Redução de Dados – Interface utilizada para realizar a visualização dos ionogramas, a
redução dos dados e o cálculo da altura real.
c) Iso Freqüência – Interface utilizada para visualizar e analisar a variação diurna da
altura virtual para as freqüências pré-selecionadas. Esta ferramenta mostra um gráfico da variação
da altura virtual em função da hora.
d) Comparar Localidades – Interface utilizada para comparar simultaneamente os
ionogramas de duas ou três localidades, em um gráfico do tipo 3D (Localidade, altura virtual e
freqüência).
57
e) Ondas Planetárias – Interface utilizada para o estudo da propagação de ondas
planetárias na ionosfera.
f) Ondas de Gravidade – Interface utilizada para o estudo de propagação de ondas de
gravidade na ionosfera.
g) Dados Reduzidos – Interface utilizada para realizar uma análise estatística dos dados
reduzidos (h´F, hpF2 e foF2). Possibilita separar os dias calmos e perturbados.
h) Sair – Encerra a ferramenta computacional UDIDA.
Através do menu “Configuração” existem as opções que permitem selecionar as
seguintes opções:
a) Idioma - Onde é definido em qual idioma será utilizado o programa UDIDA
(Português/Brasil ou Inglês);
b) Caminho_IDL - Define o caminho para a DLL idl32.dll do IDL, utilizada para montar
o gráfico em 3D na interface “Comparar Localidades”.
Através do menu “Ajuda” existem que permite selecionar as seguinte opções:
a) Sobre - Que apresenta as informações sobre a versão do UDIDA;
b) Índice - seleciona uma interface para ajudar o uso da ferramenta computacional
UDIDA.
Nas próximas seções serão apresentadas em detalhes as ferramentas computacionais
desenvolvidas neste trabalho, bem como a sua aplicação.
58
3.2.1 Visualizando Dados do Ionograma
No programa UDIDA selecione a opção “Redução de Dados” e logo em seguida surgirá
na tela do computador uma janela que permite selecionar o observatório e dia que será analisado
(Figura 3.6). Assim, pode-se visualizar os ionogramas e proceder a redução dos dados.
Figura 3.6 – interface gráfica utilizada para escolher o dia e local dos ionogramas
Ao escolher o dia para ser analisado surgirá na tela uma janela utilizada para escolher os
ionogramas e proceder a análise de dados (Figura 3.7). Através desta interface é possível realizar
a visualização, redução de dados e cálculo da altura real. Antes de explicar as análises realizadas
através desta interface é preciso fazer uma descrição dos componentes e comandos existentes
nesta interface para facilitar a realização destes estudos.
Através do menu “Gráfico” existem as seguintes opções:
59
a) Gráfico/Configuração - Apresenta os seguintes traços que reúne todas as ferramentas
utilizadas na configuração da visualização dos ionogramas, tais como:
Escala - Que carrega um frame com opções para mudar as escalas nos eixos e o tamanho
do ponto a ser desenhado;
Log X - Escolhe se o eixo X será apresentado em escala logarítmica (padrão) ou escala
decimal;
Dialogo XY - Define se aparecerá a mensagem das coordenadas do mouse ao mover no
ionograma;
Dados Cores - Escolhe se os ecos serão mostrados em diferentes cores de acordo com sua
amplitude (dB) ou uma única cor;
Cor Grade - Define uma cor fixa para a grade do ionograma, legenda (X e Y) e Título.
Obs.: essa opção só é habilitada quando a opção “Cor Fundo” for definida como fixa;
Cor Fundo - Define se a cor de fundo do ionograma altera conforme o horário ou
mantém a mesma cor independente do horário;
b) Gráfico/Automação - Reúne as ferramentas para visualizar os ionogramas na forma
dinâmica (filme), podendo escolher as seguintes velocidades para o filme “Alta”, “Média” e
“Baixa”.
c) Gráfico/Transferência - Seleciona a opção “Salvar” onde se pode salvar os dados do
ionograma em um arquivo tipo texto e assim utilizá-lo em outros aplicativos.
60
Figura 3.7 – Exemplo da Interface gráfica utilizada para visualizar e realizar a redução de dados.
Através do menu “Editar” existem as opções para editar o arquivo do ionograma que está
dividida em:
a) Ionograma - Para editar os dados do ionograma;
b) Cabeçalho - para editar os dados do cabeçalho do ionograma. O objetivo principal
deste menu é de editar aqueles arquivos defeituosos. Obs.: Deve ser realizado com bastante
critério, pois os dados poderão ser perdidos.
Através do menu “Redução Dados” existem as opções para realizar a redução, sendo que
se pode reduzir região E, F, ou E-F. A redução de dados será apresentada com maiores detalhes
na Seção 3.2.2.
Através do menu “Filtros” existem as opções para filtrar os dados dos ionogramas como:
a) Cor - Oculta as cores escolhidas no seu sub-menu. (Amarelo, Azul, Branco, Rosa,
Verde, Verde Claro);
61
b) Filtro < 100 Km - Oculta dados abaixo dos 100 km de altura;
c) Filtro Freq - Realiza um filtro sobre os ruídos de determinada freqüência, funciona
contando o número de pontos que a freqüência possui e se for maior que uma quantidade
estipulada pelo programador está freqüência será ocultada, pois possivelmente é ruído;
d) Filtro Alt - Realiza um filtro sobre os ruídos de determinada altura, funciona contando
o número de pontos que a altura possui e se for maior que uma quantidade estipulada pelo
programador está altura será ocultada, pois possivelmente é ruído;
e) Seleção - com três clique é possível realizar uma limpeza no ionograma sendo possível
analisá-lo melhor. Os três pontos são: o h’F, o f0F2 e o hpF2.
Através do menu “Muda Dia” é possível retornar interface gráfica utilizada para escolher
o dia e local dos ionogramas (Figura 3.6).
3.2.2 Redução de Dados
Nesta seção apresentamos o processo utilizado na redução de dados da ionossonda CADI
através do programa desenvolvido neste projeto, chamado UDIDA. Inicialmente seleciona-se a
opção “Redução Dados” e a região de interesse (E, F, ou E-F). E logo em seguida surgirá a
janela com os parâmetros ionosféricos de interesse (Figura 3.8).
Figura 3.8 –Interface gráfica utilizada para a redução de dados
A Figura 3.8 apresenta o conjunto de parâmetros ionosféricos utilizados na redução de
dados da camada E e F e os comandos para visualização e armazenamento dos dados reduzidos.
Uma definição sucinta de cada um destes parâmetros e dos comandos é apresentada a seguir:
62
UT – Hora em que o ionograma foi adquirido, tempo universal;
LT – Hora em que o ionograma foi adquirido Local Time (Tempo Local);
h'E – Altura mínima na camada E;
foE – Freqüência critica na camada E;
ES – Indica a existência ou não da esporádica E;
fbES – Freqüência blanketed esporádica;
fEs – Freqüência crítica da Esporádica E;
h’F – Altura mínima na camada F;
foF2 – Freqüência crítica da camada F;
hpF2 – Altura do pico na camada F;
SF – Indica a existência ou não de Spread F;
Desfazer – Apaga o registro do último parâmetro ionosférico;
Pula – Pula o registro de um determinado parâmetro ionosférico;
Não Salvar – Encerra a redução de dados sem salvar os mesmos;
Recuperar Dados – Recupera dados reduzidos;
Prox Íon – Seleciona o próximo ionograma para reduzir;
Salvar – Grava arquivo como os valores reduzidos;
Ver Redução – Interface para visualizar, a qualquer momento durante a redução, os
dados reduzidos em forma de gráfico da f0F2, ou h’F, ou hpF2 em função da hora universal
(UT);
Ver Lista – Interface para visualizar os dados reduzidos em forma de lista, mostrando
todas as reduções realizadas até o momento;
Filtro – Tem como objetivo eliminar ruídos indesejáveis do ionograma.
63
Uma das ferramentas muito utilizada no processo de redução de dados é “Ver Redução”
(Figura 3.8). Esta ferramenta permite visualizar a qualquer momento os dados reduzidos na forma
de um gráfico. Este procedimento é muito útil para fazer correções na redução durante o próprio
processo de redução. A Figura 3.9 apresenta os dados reduzidos do dia 28 de agosto de 2000 na
UNIVAP em São José dos Campos.
Figura 3.9 – Exemplo da visualização dos dados reduzidos do dia 28/08/2000 em São José dos Campos, da f0F2, ou h’F e hpF2, em função do horário (UT)
64
Depois de realizada a redução dos dados nos ionogramas é possível realizar alguns
tratamentos nestes dados que serão apresentados na próxima seção.
3.2.3 Visualização dos dados reduzidos
Nesta seção apresentamos a interface gráfica utilizada para a visualização de um conjunto
de dados reduzidos (h´F, foF2 e hpF2). Através desta interface é possível visualizar os dados
reduzidos e calcular as médias e desvio padrão dos parâmetros ionosféricos h´F, foF2 e hpF2 para
um conjunto de dias ou um mês de dados (Figura 3.10).
Figura 3.10 – Exemplo da interface gráfica utilizada para calcular a média dos dados reduzidos.
A Figura 3.10 mostra um exemplo (São José dos Campos, Outubro de 2000) da
ferramenta computacional utilizada para calcular as médias dos valores reduzidos. Esta janela é
composta pela lista dos dias que foram observados “Dias Disponíveis”, na esquerda; pela lista
65
dos dias reduzidos “Dias Reduzidos”, centro; O comando “INCLUI” adiciona os dias
selecionados na lista de “Dias Disponíveis” a lista que está associada “Dias Calmos” ou “Dias
Perturbados”; O comando “EXCLUI" remove os dias da lista que está associado “Dias
Normais” ou “Dias Perturbados”; O comando “Gerar Médias” gera as médias e desvio padrão
para os dias selecionados, utiliza-se somente os dias calmos para realizar este processo, e surgirá
uma janela com os dados reduzidos representados na forma de gráfico onde os dados do dias
calmos serão apresentados na cor preta, os dias perturbados na cor azul e as médias na cor
vermelha (conforme mostra a Figura 3.11).
Através desta interface é possível visualizar os cálculos realizados nos dados reduzidos,
nas seguintes opções:
Horária (Média e DP) – mostra a média e o desvio padrão, da altitude em função da
hora.
Horária (Pontos) – mostra a média e os pontos gerados na redução de dados, da altitude
em função da hora;
Diária – mostra a média e o desvio padrão, da altitude em função do dia.
E todas essas opções podem ser utilizadas para calcular qualquer parâmetro utilizado na
redução que podem ser o h’F, foF2 e o hpF2.
Nesta interface também é possível gerar arquivos com os parâmetros utilizados para gerar
os gráficos, através do botão “Salvar Listas” e assim possibilitando o analista a realizar sua
análise utilizando outros programas gráficos.
Na próxima seção será apresentada a interface gráfica utilizada para calcular a altitude
real do ionograma.
66
Figura 3.11 – Exemplo das médias calculadas referente aos dados reduzidos dos ionogramas obtidos em São José dos Campos em Setembro de 2000
67
3.2.4 Cálculo da altura real
Nesta seção apresentamos a interface gráfica utilizada para converter a altura virtual em
altura real e assim calcular a altura do pico da camada F (hmF2) e também facilitar a comparação
com os dados do modelo. A interface gráfica é a mesma que foi desenvolvida para a redução de
dados (Figura 3.6), mas em vez de selecionar as opções do menu será utilizadas a opção do
quadro na parte inferior esquerda da interface e as listas na parte direita da interface (veja Figura
3.12). Através destas opções serão selecionados, com auxílio do mouse, alguns pontos do traço
ordinário do ionograma que serão utilizados como parâmetros para o cálculo da altura real. A
seleção das coordenadas (freqüência, altura virtual) do traço ordinário da camada F é realizada
selecionando a opção F no canto direito da interface e posteriormente selecionando algumas
coordenadas para realizar os cálculos da altura real, os pontos selecionados serão mostrados em
uma listagem no canto direito do monitor.
Para a camada E é realizado o mesmo procedimento descrito para a camada F. Depois de
selecionadas as coordenadas, então se verifica a existência ou não de freqüências repetidas, pois
se houver freqüências repetidas o programa não consegue executar os cálculos da altura real.A
exclusão de eventuais coordenadas e feitas com auxílio do botão “Excluir Item” caso queira
selecionar novamente todas as coordenadas selecione “Limpar Lista”.
68
Figura 3.12 - Mostrando os pontos escolhidos do traço ordinário do ionograma que será utilizado no cálculo da altura real. O quadro a direita mostra a opção “F” selecionada, bem como a lista de pontos
selecionados. Para calcular a altitude real do ionograma é utilizado o algoritmo do programa Polan
(TITHERIDGE, 1985) originalmente escrito em Fortran e convertido para a linguagem Visual
Basic para ser integrado no programa UDIDA. Após a conversão da linguagem foram realizados
vários testes utilizando as duas versões tanto em Fortran como em Visual Basic e os resultados
foram os mesmos, sendo possível confiar no Polan convertido para realizar o cálculo da altura
real.
Através dos dados selecionados pelo usuário o Polan utiliza estes valores através do botão
“Salvar” e solicita que se entre com as informações do local de observação, conforme mostra a
Figura 3.12.
69
Figura 3.13 – Exemplo da interface utilizada para entrar com os parâmetros utilizados no Polan
A Figura 3.13 é uma interface gráfica para facilitar a entrada dos dados para configurar o
cálculo da altitude real dos pontos no ionograma. Esses dados serão especificados abaixo:
Tipo – Existem dois tipos de arquivos a serem gerados: “Completo” – imprimi as
coordenadas virtuais (freqüência e altitude) , as coordenadas reais e os parâmetros calculados;
“Reduzido” – imprimi apenas os parâmetros calculados;
FH - É a giro freqüência do elétron, em MHz; É requerido para especificar o campo
magnético do local (TITHERIDGE,1985)
DIP – Indica o dip ângulo do observatório, em graus; É requerido para especificar o
campo magnético do local;
Mode – Indica qual o modo de análise, ou seja, quantos pontos serão utilizados para o
cálculo este valor varia de 1 a 9;
Vallery – Indica se existem vales e qual o tipo este valor varia de -1 a 10;
Altura Inicial – Indica qual é a altura inicial dos dados.
Quando pressionado o botão “OK” o Polan calcula a altitude real e desenha no ionograma
na cor vermelha a altura real dos dados, conforme mostra a figura 3.13.
70
Figura 3.14 – Exemplo do cálculo da altitude real desenhada em vermelho no ionograma obtido em São
José dos Campos no dia 02 de Outubro de 2000.
Essas são algumas interfaces gráficas utilizadas para facilitar os estudos dos dados obtidos
pela ionossonda digital da CADI, que serão utilizadas neste trabalho para comparar com os dados
gerados pelo modelo matemático LION, Capítulo 2, desenvolvido para realizar as análises das
diversas situações que podem ocorrer na ionosfera.
No próximo capítulo serão apresentados alguns resultados obtidos com a comparação dos
dados reais obtidos pela ionossonda digital da CADI e os dados simulados obtidos pelo modelo
matemático LION.
3.2.5 Iso-freqüência
No programa UDIDA selecione-se a opção “Iso-freqüência” e logo em seguida surgirá
na tela do monitor uma janela que permite selecionar o observatório e dia que será analisado
(Figura 3.6). Depois de selecionar o observatório e a data, selecione mostrar arquivo. Logo em
71
seguida surgirá a janela para analisar as iso-freqüências (Figura 3.15), que foram gerada através
dos ionogramas do tipo baixa resolução espectral e alta resolução temporal.
Figura 3.15 – Exemplo da interface gráfica utilizada para analisar as linhas de iso-freqüência utilizando
ionogramas do tipo MD3 obtidos em Palmas no dia 14 de Agosto de 2002.
Esta interface dispõe de alguns componentes para facilitar a análise das linhas de Iso
freqüência que serão descritas a seguir:
No Menu “Gráfico” existem os seguintes sub-menus:
a) Atualizar - Serve para realizar atualização no gráfico, caso houve alteração de algum
parâmetro;
b) Muda Freq – Utiliza-se para selecionar as freqüências que serão mostradas no gráfico;
c) Dia Ant – Apresenta um novo gráfico do dia selecionado e o dia anterior;
d) Prox Dia – Apresenta um novo gráfico do dia selecionado e o dia posterior;
72
e) Salvar - Grava um arquivo com extensão “iso” para o dia visualizado. Este arquivo tem
a finalidade de deixar os dados disponíveis para desenhar gráficos em outras aplicações como o
Excel, Origin, etc...
Através do menu “Muda Dia” utilizada para escolher um novo local e dia.
Para estudar iso-freqüências são utilizados geralmente os ionogramas do tipo MD3, pois
estes possuem freqüências de amostragem de 100 segundos e assim é possível identificar em
detalhes a propagação de TIDs, ondas de gravidade ou variações bruscas na altura da camada-F
devido a campos elétricos.
Uma ferramenta semelhante à iso-freqüência foi também desenvolvida para estudar a
propagação de ondas planetárias na ionosfera com períodos de dias.
73
4. RESULTADOS OBTIDOS PELO MODELO MATEMÁTICO LION
PARA SIMULAÇÃO DA IONOSFERA EM BAIXAS LATITUDES
O programa computacional “LION Model” é um modelo matemático utilizado para
simular a ionosfera em baixas latitudes. Neste capítulo são mostrados os procedimentos para
simular a ionosfera em baixas latitudes e os resultados obtidos para cada uma das simulações. O
modelo LION tem como principal saída as densidades iônicas (O+, O2+, NO+, N+ e N2
+) e
densidade eletrônica, que foram geradas a partir dos parâmetros de entrada e condições de
contorno do modelo, tais como: fluxo solar (EUV), constituintes neutros, deriva eletromagnética
e vento termosférico.
Inicialmente temos que gerar todas as linhas de campo que serão utilizadas na simulação.
Utilizado o quadro localizado no canto esquerdo da janela apresentada na Figura 4.1 seleciona-se
altitude inicial, a quantidade e a grade vertical (espaçamento entre 2 linhas adjacentes) das linhas
campo magnético, em km. O próximo passo é pressionar o botão “Plotar Deriva” e
imediatamente após surgirá uma caixa de diálogo cujo objetivo é selecionar o arquivo de deriva
vertical do plasma correspondente a atividade solar e estação do ano que será utilizada em uma
determinada simulação. Imediatamente surge um gráfico com todas as linhas de campo que serão
utilizadas na simulação (Figura 4.2), caso as linhas de campo magnético cubram toda a região de
interesse sem lacunas (altitude entre 120 km até 1000 km), então pressione o botão “Gerar
Arquivo” e imediatamente será gerado um arquivo chamado “linhas de campo”. O arquivo
“linhas de campo” possui informações sobre as linhas de campo magnético que serão
posteriormente utilizadas na simulação, tais como: o horário inicial, horário final, altitude inicial
e a grade temporal de cada linha de campo.
74
Figura 4.1 – Interface utilizada para visualizar os resultados do modelo e gerar o arquivo com todas as
linhas de campo e as respectivas densidades iniciais de plasma em função da altura.
Figura 4.2 – Exemplo da variação das linhas de campo magnético ao longo do dia, que serão
posteriormente utilizadas pelo modelo LION. Nestes cálculos utilizou-se a deriva vertical de verão e atividade solar máxima, 30 linhas de campo magnético, altitude inicial de 140 km e grade vertical
(espaçamento entre 2 linhas adjacentes) de 30 km.
Depois de geradas todas as linhas de campo inicia-se a escolha dos parâmetros de entrada
do modelo. O programa possibilita realizar a escolha dos parâmetros de entrada de forma
75
independente, utilizando uma interface gráfica (janela), como mostra a Figura 4.3. Através desta
interface pode-se selecionar e modificar os seguintes parâmetros: fluxo solar, deriva vertical de
plasma, velocidade do vento neutro, hora, coordenadas geográficas, atmosfera neutra, e
densidade inicial do plasma ionosférico. Após modificar os parâmetros iniciais pressiona-se o
botão “Carregar” para iniciar o processo de simulação da ionosfera e posteriormente armazenar
as informações em um arquivo de saída que são descritas graficamente neste capítulo.
Figura 4.3 – Interface gráfica utilizada para selecionar os parâmetros de entrada do modelo LION.
Depois de pressionar o botão “Carregar” surgirá uma nova janela solicitando o nome do
arquivo de saída e em seguida aparecerão três outras caixas de diálogos. Onde a primeira caixa é
para selecionar parâmetros iniciais da simulação (inclinação magnética, temperatura exosférica,
densidade inicial dos íons, horário inicial, horário final e a altura inicial da primeira linha de
campo selecionada e finalmente a grade temporal que será utilizada na simulação (por exemplo,
de meia em meia hora)). A segunda caixa é para selecionar a deriva vertical do plasma obtida de
76
Ilma (2006). A terceira e última caixa é para selecionar a densidade inicial de plasma para todas
as linhas de campo.
Selecionados todos os parâmetros de entrada é possível rodar o modelo e gerar o arquivo
que contém a variação da densidade eletrônica e iônica em função da altura, latitude e longitude
expressa em hora local. A visualização dos resultados do modelo é realizada através da interface
apresentada na Figura 4.1. Abaixo se apresentam os resultados, latitude x altitude, pico da
camada F, perfil vertical da densidade eletrônica e Pico da Camada F gerados de um arquivo de
deriva com 30 linhas de campo, espaçamento de 30 km entre duas linhas de campo adjacentes,
altitude inicial de 140 km, para um período de atividade solar máxima, verão hemisfério sul
(dezembro) e no setor longitudinal brasileiro.
Latitude x Altitude (3D) - mostra a variação da eletrônica em função da altitude e
latitude magnética, para uma determinada hora fixa, como ilustra a Figura 4.4.
Figura 4.4 – Exemplo da variação da densidade eletrônica em função da latitude magnética e altitude para
as 14:00 horas (hora local), atividade solar máxima e no solstício de dezembro (verão hemisfério sul).
77
Pico da Camada F (3D) - mostra a variação do pico da camada F em função da latitude e
hora local, para um intervalo de latitude, como ilustra a figura 4.5.
Figura 4.5 – Exemplo da variação do pico da camada F em função da latitude magnética entre 20ºS e
20ºN e da hora local.
Perfil vertical da densidade eletrônica - Mostra o perfil vertical da densidade eletrônica
para uma dada latitude magnética e horário escolhidos, como ilustra a figura 4.6.
78
Figura 4.6 – Perfil vertical de densidade eletrônica para 14:00 horas e latitude magnética 3ºN.
Pico da Camada F - mostra a variação do pico da densidade eletrônica em função da
hora local, para uma determinada latitude magnética, como ilustra a figura 4.7. E também é
possível visualizar a variação da altitude do pico em densidade eletrônica, como ilustra a Figura
4.8.
79
Figura 4.7 – Exemplo da variação da densidade eletrônica em função da hora local para a latitude
magnética 3º N.
Figura 4.8 – Exemplo da variação do pico da camada em função da hora local para a latitude magnética
3ºN.
80
Gráficos análogos a estes podem ser gerados, pelo modelo LION, para a distribuição
espacial e temporal dos íons ionosféricos O+, O2+, NO+, N+ e N2
+. As densidades eletrônicas e
iônicas nas figuras também podem ser mostradas em escala decimal ou logarítmica.
Na próxima seção são mostradas as comparações dos resultados obtidos pelo modelo
LION em diferentes condições geofísicas, tais como: atividade solar máxima e mínima e estações
do ano (equinócio (primavera ou outono), junho solstício de inverno e dezembro solstício de
verão). Mostrando a variação de concentração eletrônica em função da altitude e latitude para
uma determinada hora e em perfis verticais da concentração eletrônica em função da altitude e
hora local para as regiões de São José dos Campos.
4.1 Comparação dos resultados gerados pelo modelo para atividade solar máxima e mínima
mostrando a variação da concentração eletrônica em função da altitude e latitude para uma
determinada hora
Nesta seção são mostrados alguns resultados do modelo para atividade solar máxima (30
linhas de campo magnético com espaçamento de 30 km entre duas linhas de campo adjacentes) e
atividade solar mínima (50 linhas de campo magnético com espaçamento de 30 km entre duas
linhas de campo adjacentes), a seqüência completa é mostrada no Apêndice A, com intervalo de
tempo de 2 em 2 horas. Será mostrada a variação da concentração eletrônica em função da
altitude e latitude para vários horários fixos. Para facilitar a apresentação dos resultados será
subdivida em 3 partes: Equinócio (Figura 4.9), solstício de junho (Figura 4.10) e solstício de
dezembro (Figura 4.11).
81
Solar máximo Solar mínimo
82
Figura 4.9 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar
mínima no período do equinócio
Os resultados mostram uma diferença compatível com as observações na concentração
eletrônica entre o período de atividade solar máxima e atividade solar mínima para o equinócio.
Durante período de atividade solar máxima a anomalia equatorial pode ser vista praticamente
durante todo o dia. No entanto, ao amanhecer (6:00 LT) a anomalia esta menos acentuada, mas,
as 10:00 LT a anomalia fica novamente bem intensa. No período de atividade solar mínima a
anomalia equatorial possui uma intensidade menos acentuada, começando a ser notada a partir
das 12:00 LT e mantêm sua formação até as 20:00 LT. A diminuição da intensidade da anomalia
durante a madrugada é esperada devido os processo de recombinação iônica e a interrupção dos
processos de fotoionização durante a noite até o amanhecer. A diferença na concentração
eletrônica e intensidade da anomalia ocorrem devido à diminuição na radiação UV e EUV
durante o período de atividade solar mínima.
83
Solar máximo Solar mínimo
84
Figura 4.10 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de junho
Para o período de solstício de junho novamente os resultados mostram uma diferença
compatível com as observações na concentração eletrônica entre os ciclos solar onde, no período
de atividade solar máxima a anomalia equatorial pode ser vista praticamente durante todo o dia.
No entanto, ao amanhecer (6:00 LT) a anomalia esta menos acentuada, mas, as 12:00 LT a
anomalia fica novamente bem intensa e no período de atividade solar mínima a anomalia
equatorial possui uma intensidade menos acentuada, começando a ser notada a partir das 12:00
LT e mantêm sua formação até as 18:00 LT.
85
Solar máximo Solar mínimo
86
Figura 4.11 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de dezembro.
Como visto nas outras estações do ano os resultados mostram uma diferença compatível
com as observações na concentração eletrônica entre as atividades solar máxima e mínima para o
solstício de dezembro. Onde, no período de atividade solar máxima a intensidade da anomalia
equatorial é forte praticamente durante todo o dia. No entanto, ao amanhecer (4:00 LT) a
anomalia esta menos acentuada, mas, as 12:00 LT a anomalia fica novamente bem intensa, como
visto nas outras estações do ano. No período de atividade solar mínima a intensidade da anomalia
equatorial é menos acentuada, sendo notada a partir das 12:00 LT e mantêm sua formação até as
16:00 LT.
Através das figuras 4.9, 4.10 e 4.11 é possível visualizar que o modelo simula a diferença
de concentração eletrônica para o período de atividade solar máxima e mínima em diferentes
estações do ano, onde, no período de solar máximo a anomalia equatorial é visualizada
praticamente durante todo o dia, em todas as estações do ano, enquanto na atividade solar mínima
durante a noite a anomalia quase desaparece, também em todas as estações do ano. Existem
outros trabalhos que realizam a comparação entre os dados observados por ionossondas e os
modelo IRI (BATISTA, et al, 1996; ABDU, et al, 1996). Batista, et al (1996) utilizando dados de
87
Cachoeira Paulista (23oS) realizou a comparação entre a altura real gerada pela digissonda e os
resultados do modelo IRI em baixa latitude, localizado próximo ao pico da anomalia equatorial.
Os resultados mostram que existe concordância durante o dia (próximo do meio-dia) é muito boa,
mas algumas discrepâncias são evidentes durante a noite, no início da manhã e no final da tarde.
Segundo Balan e Bailey (1996) utilizando o modelo SUPIM com os dados de Jicamarca
(12oS), a anomalia equatorial se inicia durante a manhã (próximo das 09:00 LT) e continua até
depois da meia-noite; a os picos de densidade estão localizados próximos de ±20º e a razão da
densidade eletrônica entre o máximo (pico da anomalia) e o mínimo (equador magnético) é
aproximadamente 2. Esta razão também é encontrada no modelo LION.
Para ilustrar o potencial dos resultados do LION são realizadas comparações com os
dados observados pelas ionossondas de Palmas e São José dos Campos e também com o modelo
IRI, modelo empírico amplamente utilizado pela comunidade internacional, estas comparações
são mostradas no Capítulo 5. Na próxima seção são apresentados alguns exemplos do perfil
vertical do plasma ionosférico simulados pelo modelo LION.
4.2 Comparação dos resultados gerados pelo modelo para atividade solar máxima e
atividade solar mínima mostrando o perfil vertical da densidade eletrônica em função da
altitude para uma determinada latitude e hora
Nesta seção são mostrados alguns resultados do modelo para atividade solar máxima (30
linhas de campo magnético com espaçamento de 30 km entre duas linhas de campo adjacentes) e
atividade solar mínima (50 linhas de campo magnético com espaçamento de 30 km entre duas
linhas de campo adjacentes), a seqüência completa é mostrada no Anexo II, com intervalo de
tempo de 2 em 2 horas, mostrando o perfil vertical da densidade eletrônica em função da altitude
88
para uma determinada hora em uma latitude fixa (-13º equivale a São José dos Campos). Está
seção está subdividida em 3 partes: Equinócio (Figura 4.12), solstício de junho (Figura 4.13) e
solstício de dezembro (Figura 4.14).
Solar máximo Solar mínimo
89
Figura 4.12 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio
Como visto nos resultados da seção anterior existe uma diferença compatível com as
observações no perfil vertical da densidade eletrônica do plasma entre o período de atividade
solar máxima e atividade solar mínima para o equinócio. A diferença entre as atividades solar é
visível na densidade eletrônica e na altitude, por exemplo, às 18:00 onde o pico da camada F na
atividade solar máxima possui uma densidade eletrônica em 6.5 (log(Ne)) e a altitude de 430 km,
enquanto para atividade solar mínima a densidade eletrônica está em 6.4 (log(Ne)), e a altitude
em 350 km. Esta diferença no perfil de densidade eletrônica ocorre devido à diminuição na
radiação UV e EUV durante o período de atividade solar mínima.
90
Solar máximo Solar mínimo
91
Figura 4.13 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho.
Outra vez os resultados gerados pelo modelo LION mostram uma diferença compatível
com as observações no perfil vertical da densidade eletrônica do plasma entre as atividades solar
máxima e mínima para o solstício de junho, por exemplo, às 18:00 onde o pico da camada F na
atividade solar máxima possui uma densidade eletrônica em 6.5 (log(Ne)) e a altitude de 420 km,
enquanto para atividade solar mínima a densidade eletrônica está em 6.5 (log(Ne)), e a altitude
em 380 km.
92
Solar máximo Solar mínimo
93
Figura 4.14 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro
Como mostrado nas outras estações do ano os resultados mostram uma diferença
compatível com as observações no perfil vertical da densidade eletrônica do plasma entre os
ciclos solar máximo e mínimo para o solstício de dezembro. Onde, por exemplo, às 18:00 LT, o
pico da camada F na atividade solar máxima possui uma densidade eletrônica em 6.5 (log(Ne)) e
a altitude de 420 km, enquanto para atividade solar mínima a densidade eletrônica está em 5.0
(log(Ne)), e a altitude em 250 km.
94
5. COMPARAÇÃO ENTRE OS RESULTADOS OBTIDOS PELO MODELO
LION COM OS IONOGRAMAS OBTIDOS EM SÃO JOSÉ DOS CAMPOS
E PALMAS E COM OS RESULTADOS DO MODELO IRI
Neste Capítulo são apresentadas as comparações entre os resultados do modelo LION e as
observações obtidas pelas ionossondas em São José dos Campos e Palmas, e também a
comparação entre o modelo LION e o modelo IRI (BILITZA, 2005). A comparação entre o
modelo LION e os dados de São José dos Campos e Palmas é realizada através do seguinte
processo:
No programa UDIDA foi implementada uma nova interface que permite reunir 10
ionogramas (10 dias consecutivos), assim comparar o comportamento médio observado para um
determinado mês com o resultado do modelo LION em um horário e latitude geomagnética fixas,
como é ilustrada na Figura 5.1. Nesta comparação a densidade eletrônica calculada pelo modelo
LION é convertida em freqüência utilizando a relação . 241024,1 fxNe =
Figura 5.1 – Comparação entre o modelo LION e as observações realizadas em SJC. Foram reunidos
ionogramas entre os dias de 1 a 10 de janeiro de 2001 (representativo do verão), para as 17:00 LT.
95
Utilizando a interface acima (Figura 5.1) pode-se realizar as comparações entre o modelo
LION e as observações de uma forma direta. Nas próximas seções são mostradas as comparações
para atividade solar máxima e mínima para alguns horários.
5.1 Comparação dos ionogramas de São José dos Campos e o modelo LION
Nesta seção são mostradas as comparações para atividade solar máxima e mínima para
alguns horários, com intervalo de tempo de 6 em 6 horas, e as observações realizadas em São
José dos Campos (Latitude Magnética -13.45). Para facilitar a apresentação das comparações elas
estão sub-divididas em 3 partes referentes a cada estação do ano: equinócio (Figura 5.2), solstício
de junho (Figura 5.3) e solstício de dezembro (Figura 5.4).
A Figura 5.2 (equinócio) mostra que os resultados do modelo LION apresentam uma
concordância relativamente boa com tendência média das observações. No entanto, alguma
discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são notadas.
Nota-se que na atividade solar máxima para 06:00 LT a freqüência critica (foF2) foi
superestimada em relação à observação, para 18:00 LT e 00:00 LT a parte inferior da camada
simulada pelo LION ficou ligeiramente acima das observações. Já na atividade solar mínima para
00:00 LT a freqüência critica (foF2) ficou subestimada com relação as observações.
No solstício de junho (Figura 5.3) mostra que novamente os resultados do modelo LION
apresentam uma concordância relativamente boa com a tendência média das observações. No
entanto, alguma discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são
visualizadas.
Visualiza-se que no solar máximo (06:00 LT, 18:00 LT e 00:00 LT) e no solar mínimo
(06:00 LT e 18:00 LT) a freqüência crítica (foF2) é superior ao observado e as 00:00 LT (solar
mínimo) a freqüência crítica (foF2) é inferior ao observado.
96
Como visto nas estações anteriores a Figura 5.4 (solstício de dezembro) ilustra que os
resultados do modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com a tendência
média das observações. No entanto, alguma discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura
do pico da camada são notadas.
Nota-se que na atividade solar máxima, para 06:00 LT a freqüência crítica (f0F2) ficou
subestimada ao observado, para 18:00 LT o valor foi superestimado. Para atividade solar mínima,
para 00:00 LT a freqüência crítica foi subestimada com relação à tendência das observações.
As Figuras 5.2, 5.3 e 5.4 apresentaram as comparações entre os resultados do modelo
LION e a tendência das observações realizadas em São José dos Campos para cada estação do
ano e atividade solar (máxima e mínima). O modelo LION em uma forma geral conseguiu
simular as principais características da ionosfera e principalmente a evolução temporal do perfil
de densidade eletrônica sobre São José dos Campos (23oS). As possíveis discrepâncias
provavelmente foram causadas devido a escolhas de parâmetros de entrada (fluxo solar, deriva
vertical de plasma, velocidade do vento neutro, coordenadas geográficas, atmosfera neutra, e
densidade inicial do plasma ionosférico) que podem ser obtidas através de medidas diretas e
assim representar os parâmetros da ionosfera de uma forma mais realista. Vale a pena ressaltar
que medidas diretas de deriva vertical e ventos termosféricos para a região de São José dos
Campos e Palmas devem contribuir para o aprimoramento do modelo LION.
97
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.2 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha contínua vermelha) e as
observações, para o equinócio, em São José dos Campos.
98
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.3 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha contínua vermelha) e as observações, no período do solstício de junho, em São José dos Campos.
99
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.4 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as
observações, no período do solstício de dezembro, em São José dos Campos.
100
5.2 Comparação dos ionogramas de Palmas e o modelo LION
Nesta seção são mostradas as comparações para atividade solar máxima e mínima para
alguns horários, com intervalo de tempo de 6 em 6 horas, e as observações realizadas em Palmas
(Latitude Magnética -0.32). Para facilitar a apresentação das comparações elas estão sub-
divididas em 3 partes referentes a cada estação do ano: equinócio (Figura 5.5), solstício de junho
(Figura 5.6) e solstício de dezembro (Figura 5.7).
A Figura 5.5 (equinócio) mostra que os resultados do modelo LION apresentam uma boa
concordância com a tendência média das observações. No entanto, alguma discrepância na
freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são notadas.
Nota-se que as 00:00 LT, na atividade solar mínima, a freqüência crítica (f0F2) foi
subestimada com relação às observações.
Já a Figura 5.6 (solstício de junho) mostra que novamente os resultados do modelo LION
apresentam uma concordância relativamente boa com a tendência média das observações. No
entanto, alguma discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são
visualizadas.
Visualiza-se que na atividade solar máxima, para 00:00 LT a parte inferior da camada
simulada pelo modelo LION foi superestimada em relação as observações; Na atividade solar
mínima, as 06:00 LT a freqüência crítica (foF2) é superior à observada.
Como visto nas estações anteriores a Figura 5.7 (solstício de dezembro) mostra que os
resultados do modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com a tendência
média das observações. No entanto, alguma discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura
do pico da camada são notadas.
101
Nota-se que as 00:00 LT, na atividade solar mínima e máxima, onde a freqüência crítica
(foF2) foi inferior a observada e as 18:00 LT, na atividade solar mínima, a freqüência crítica
(foF2) foi superior a observada.
As Figuras 5.5, 5.6 e 5.7 apresentaram as comparações entre os resultados do modelo
LION e a tendência das observações realizadas em Palmas para cada estação do ano e atividade
solar (máxima e mínima). O modelo LION em uma forma geral conseguiu simular as principais
características da ionosfera e principalmente a evolução temporal do perfil de densidade
eletrônica sobre Palmas (10oS). As possíveis discrepâncias provavelmente foram causadas devido
a escolhas de parâmetros de entrada (fluxo solar, deriva vertical de plasma, velocidade do vento
neutro, declinação magnética, atmosfera neutra, e densidade inicial do plasma ionosférico) que
não foram obtidos através de medidas diretas e, portanto podem não ser adequado para a região
brasileira. Vale a pena ressaltar que medidas diretas de deriva vertical e ventos termosféricos para
a região de Palmas devem contribuir para o aprimoramento do modelo LION.
Analisando as comparações em São José dos Campos e Palmas é possível concluir que o
modelo LION simulou corretamente a ionosfera para diferentes latitudes geomagnéticas e que as
discrepâncias existentes podem ser pelos parâmetros de entrada inadequados. Para completar a
validação dos dados do modelo LION serão realizadas comparações com o modelo IRI para as
estações de São José dos Campos e Palmas.
102
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.5 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as
observações, no período do equinócio, em Palmas.
103
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.6 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as
observações, no período do solstício de junho, em Palmas.
104
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.7 – Comparação entre os resultados do modelo LION (linha continua vermelha) e as
observações, no período do solstício de dezembro, em Palmas.
105
5.3 Comparação entre os resultados do modelo LION e o modelo empírico IRI para a
região de São José dos Campos
Nesta seção são mostradas as comparações para atividade solar máxima e mínima para
alguns horários, com intervalo de tempo de 6 em 6 horas, entre os resultados do modelo LION e
os resultados do modelo IRI para a estação de São José dos Campos. Como anteriormente as
comparações estão sub-divididas em 3 partes referentes a cada estação do ano: equinócio (Figura
5.8), solstício de junho (Figura 5.9) e solstício de dezembro (Figura 5.10).
A Figura 5.8 para o período de equinócio (maio de 2001 para a atividade solar máxima e
abril de 2004 para atividade solar mínima) mostra que os resultados do modelo LION apresentam
uma concordância relativamente boa com os resultados do modelo IRI. No entanto, algumas
discrepâncias na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são notadas.
Nota-se que para 12:00LT e para 18:00 LT, na atividade solar máxima e mínima, a
freqüência crítica (foF2) é superestimada com relação ao IRI e para 0:00 LT na atividade solar
mínima a freqüência crítica (f0F2) foi subestimada com relação ao IRI.
No período do solstício de junho (Figura 5.9, agosto de 2001 para a atividade solar
máxima e agosto de 2004 para atividade solar mínima) mostra que novamente os resultados do
modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com os resultados do modelo IRI.
No entanto, algumas discrepâncias na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são
notadas.
Nota-se que a freqüência crítica (foF2) foi inferior ao observado no modelo IRI para
quase todos os horários com exceção das 0:00 LT para solar mínimo, onde a freqüência crítica
(foF2) foi superestimada com relação ao modelo IRI.
106
A Figura 5.10 para o período de dezembro solstício (janeiro de 2001 para a atividade solar
máxima e janeiro de 2004 para atividade solar mínima) mostra que como foi visto nas estações
anteriores os resultados do modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com
os resultados do modelo IRI. No entanto, algumas discrepâncias na freqüência critica (foF2) e na
altura do pico da camada são notadas.
Nota-se que na atividade solar máxima (06:00 LT, 18:00 LT e 00:00 LT) a freqüência
crítica (foF2) foi superestimada com relação aos resultados do modelo IRI e que para 12:00 LT a
altura do pico da camada foi superior ao esperado pelo modelo IRI. Na atividade solar mínima
(06:00 LT, 12:00 LT e 18:00 LT) a freqüência crítica (foF2) foi superior ao medido pelo modelo
IRI, enquanto as 00:00 LT a freqüência foi inferior.
As Figuras 5.8, 5.9 e 5.10 apresentaram as comparações entre os resultados do modelo
LION e os resultados do modelo empírico IRI para as coordenadas de São José dos Campos. As
possíveis discrepâncias provavelmente foram causadas devido a escolhas de parâmetros de
entrada (fluxo solar, deriva vertical de plasma, velocidade do vento neutro, coordenadas
geográficas, atmosfera neutra, e densidade inicial do plasma ionosférico) que não são realistas.
Vale a pena ressaltar que medidas diretas de deriva vertical e ventos termosféricos para a região
de São José dos Campos devem contribuir para o aprimoramento do modelo LION.
Comparando os resultados do modelo LION e do modelo IRI com as observações
realizadas em São José dos Campos conclui-se que o modelo LION simula com mais precisão os
efeitos ocorridos na ionosfera para esta região, segundo Batista, et al (1996) o modelo IRI não
está considerando o efeito fonte correto para o setor brasileiro. E por isso os resultados do IRI
possuem algumas diferenças com relação às observações realizadas.
107
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.8 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo
empírico IRI (verde), no período do equinócio, em São José dos Campos.
108
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.9 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de junho, em São José dos Campos.
109
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.10 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo
empírico IRI (verde), no período do solstício de dezembro, em São José dos Campos.
110
5.4 Comparação dos resultados do modelo IRI para Palmas e o modelo LION
Nesta seção são mostradas as comparações para atividade solar máxima e mínima para
alguns horários, com intervalo de tempo de 6 em 6 horas, e os resultados do modelo IRI para a
estação de Palmas. Novamente as comparações estão sub-divididas em 3 partes referentes a cada
estação do ano: equinócio (Figura 5.11), solstício de junho (Figura 5.12) e solstício de dezembro
(Figura 5.13).
A Figura 5.11 para o período de equinócio (maio de 2002 para a atividade solar máxima e
abril de 2004 para atividade solar mínima) mostra que os resultados do modelo LION apresentam
uma concordância relativamente boa com os resultados do modelo IRI. No entanto, algumas
discrepâncias na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são notadas.
Nota-se que na atividade solar máxima (12:00 LT e 18:00 LT) e na atividade solar
mínima (12:00 LT, 18:00 LT e 00:00 LT) a freqüência crítica (foF2) é superestimada com relação
ao IRI.
A Figura 5.12 para o período do solstício de junho (agosto de 2002 para a atividade solar
máxima e agosto de 2005 para atividade solar mínima) mostra que novamente os resultados do
modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com os resultados do modelo IRI.
No entanto, alguma discrepância na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da camada são
notadas.
Nota-se que na atividade solar máxima e mínima (06:00 LT, 12:00 LT, 18:00 LT e 00:00
LT (somente na atividade solar mínima)), a freqüência crítica (foF2) é superestimada com relação
ao IRI, para 00:00 LT para atividade solar máxima a altura do pico da camada F é superior ao
medido pelo modelo IRI.
111
A Figura 5.13 para o período do solstício de dezembro (janeiro de 2002 para a atividade
solar máxima e janeiro de 2004 para atividade solar mínima) mostra que como visto nas estações
anteriores os resultados do modelo LION apresentam algumas discrepâncias significativas com o
modelo IRI. As discrepâncias são mais críticas na freqüência critica (foF2) e na altura do pico da
camada.
Nota-se que na atividade solar máxima e mínima (06:00 LT, 12:00 LT, 18:00 LT e 00:00
LT), a freqüência crítica (f0F2) é superior ao medido pelo modelo IRI, onde apenas as 00:00 LT
(solar máximo e mínimo) a altura do pico da camada F é a mesma com relação ao modelo IRI e
nos outros horários a altura medida pelo modelo LION é superior.
As Figuras 5.11, 5.12 e 5.13 apresentaram as comparações entre os resultados do modelo
LION e os resultados do modelo empírico IRI para as coordenadas de Palmas. As possíveis
discrepâncias provavelmente foram causadas devido a escolhas de parâmetros de entrada (fluxo
solar, deriva vertical de plasma, velocidade do vento neutro, coordenadas geográficas, atmosfera
neutra, e densidade inicial do plasma ionosférico) que não são realistas. Vale a pena ressaltar que
medidas diretas de deriva vertical e ventos termosféricos para a região de Palmas devem
contribuir para o aprimoramento do modelo LION.
112
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.11 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do equinócio, em Palmas.
113
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.12 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de junho, em Palmas.
114
Solar máximo Solar mínimo
Figura 5.13 – Comparação entre os resultados do modelo LION (vermelho) e os resultados do modelo empírico IRI (verde), no período do solstício de dezembro, em Palmas.
115
Comparando os resultados do modelo LION e do modelo IRI com as observações
realizadas em Palmas conclui-se novamente que o modelo LION simula com mais precisão os
efeitos ocorridos na ionosfera para esta região, segundo Batista, et al (1996) o modelo IRI não
está considerando o efeito fonte correto para o setor brasileiro. E por isso os resultados do IRI
possuem algumas diferenças com relação às observações realizadas. No entanto, Bittencourt e
Chryssafidis (1994) comparando os dados de Fortaleza (região equatorial) com o modelo IRI para
atividade solar máxima, 1979 e 1980, indica que para os meses de junho e setembro o modelo
subestima a densidade eletrônica observada. E para atividade solar mínima, 1986, o modelo IRI
em geral superestima a densidade eletrônica observada. Estas discrepâncias surgem devidas aos
fortes efeitos dinâmicos do plasma ionosférico associados com a anomalia equatorial que
provavelmente o modelo IRI não consegue simular de maneira adequada.
Através destas comparações conclui-se que o modelo LION simula a ionosfera com uma
precisão melhor que o modelo IRI e que as simulações do modelo LION podem ser melhoradas
inserindo os valores mais adequados para os parâmetros de entrada (fluxo solar, deriva vertical de
plasma, velocidade do vento neutro, declinação magnética, atmosfera neutra, e densidade inicial
do plasma ionosférico) corretos.
116
6. CONCLUSÃO
O propósito deste trabalho é realizar estudos sobre o comportamento dinâmico da
ionosfera tropical através do modelo computacional LION (“Low-latitude Ionospheric Model”),
que simula o comportamento dinâmico da ionosfera em baixas latitudes. No modelo LION, a
evolução temporal e a distribuição espacial das densidades e velocidades das várias espécies
ionosféricas são calculadas por solução numérica do sistema de equações acopladas não-lineares
dependentes do tempo (equação da continuidade e equação de conservação de momentum) para
os íons O+, O2+, NO+, N2
+ e N+, levando em conta fotoionização das espécies atmosféricas pela
radiação solar na faixa do extremo ultravioleta, as reações químicas e iônicas de produção e
perda, e os processos de transporte do plasma, incluindo os efeitos ionosféricos do vento neutro
termosférico, difusão de plasma e a deriva eletromagnética do plasma . O modelo LION
tem como principal saída às densidades e velocidades iônicas, e a densidade e velocidade dos
elétrons.
BErr
×
Os resultados do modelo LION podem ser visualizados, na forma gráfica, por uma
interface gráfica implementada neste trabalho. Desta forma, o estudo da ionosfera é
extremamente facilitado e permite visualizar os resultados do modelo da seguinte forma:
Latitude x Altitude (3D) - mostra a variação da densidade eletrônica em função da altitude
e latitude magnética, para um horário fixo;
Pico da Camada F (3D) - mostra a variação da densidade eletrônica do pico da camada F
em função da latitude e hora local, para um intervalo de latitude;
Perfil vertical da densidade eletrônica - Mostra o perfil vertical da densidade eletrônica
para uma dada latitude magnética e horário escolhido;
117
Pico da Camada F - mostra a variação do máximo da densidade eletrônica ou a variação
da altitude do pico da camada F, em função da hora local, para uma determinada latitude
magnética.
A fim de validar os resultados do modelo LION foram realizadas comparações entre o
modelo LION e dados observados, obtidos pelas ionossondas digitais (CADI) em São José dos
Campos e Palmas, e também entre o modelo LION e o modelo empírico IRI.
As comparações realizadas entre os resultados do modelo LION e as observações
realizadas em São José dos Campos e Palmas ilustram o potencial do modelo LION. Os
resultados do modelo LION apresentam uma concordância relativamente boa com as
observações. No entanto, algumas discrepâncias foram notadas, principalmente durante a
madrugada. Provavelmente as discrepâncias foram causadas devido à escolha de parâmetros de
entrada que representam um comportamento médio da ionosfera para determinada atividade
solar, estação do ano e setor longitudinal, e não valores diários (fluxo solar, deriva vertical de
plasma, velocidade do vento neutro, declinação magnética e atmosfera neutra). Vale a pena
ressaltar que medidas diretas de deriva vertical e de ventos termosféricos para a região em
observação devem contribuir para o aprimoramento dos resultados do modelo LION. Para este
trabalho os dados da deriva de plasma e dos ventos termosféricos utilizados foram obtidos em
Jicamarca (12ºS) e como Palmas (10ºS) encontra-se em uma latitude mais próxima, a sua
simulação teve menos erros que em São José dos Campos (23ºS).
Através das comparações realizadas entre os resultados do modelo LION e os resultados
do modelo empírico IRI notou-se que existe uma concordância razoável na maioria do dia, mas,
também algumas diferenças são notadas. Como o modelo LION apresentou uma melhor
concordância com dados observados concluí-se que o modelo LION simula com mais precisão os
efeitos ocorridos na ionosfera para esta região que o modelo IRI. Segundo Batista, et al (1996) o
118
modelo IRI não está considerando o efeito fonte correto para o setor brasileiro e, por isso, os
resultados do IRI possuem algumas diferenças com relação às observações realizadas em
Cachoeira Paulista.
Através destas comparações conclui-se que o modelo LION simula a ionosfera tropical
com uma precisão melhor que o modelo IRI e que as simulações do modelo LION podem ser
melhoradas inserindo os parâmetros de entrada (fluxo solar, deriva vertical de plasma, velocidade
do vento neutro, declinação magnética, atmosfera neutra, e densidade inicial do plasma
ionosférico) mais adequados para determinada época e setor longitudinal.
Como trabalho futuro podem ser implementadas novas facilidades no modelo LION como
agregar novos recursos para carregar modelos, utilizados como parâmetros de entrada, a sua
interface. Assim, por exemplo, escolher qual seria o modelo de vento termosférico, ou de
atmosfera neutra, ou de atividade solar, ou de deriva vertical do plasma. Deste modo, deixar a
interface de utilização do modelo LION mais versátil e eventualmente incluir algumas
modificações no seu código computacional.
119
Referência
ANTHES, R. A, CAHIR, J. J., FRASER, A. B., PANOFSKY, H. A. The Atmosphere.
Columbus. Charles E. Merrill Publishing Company, 1981.
ABDU, M.A; BATISTA, I.S; DE SOUZA, J.R. An Overview of IRI-Observational Data
Comparison in American (Brazilian) Sector Low Latitude Ionosphere. Adv. Space Res., v.18,
n.6, p. 13-22, 1996.
BALAN, N.; BAILEY, G.J. Modeling Studies of Equatorial Plasma Fountain and Equatorial
Anomaly. Adv. Space Res., v.18, n.3, p. 107-116, 1996.
BATES, D.R. Charge Transfer and Ion-Atom Interchange Collisions, Proc. Phys. Soc. London,
A68, p.344-345, 1955
BATISTA, I.S.; ABDU, M. A.; BITTENCOURT, J.A. Equatorial F – Region Vertical Plasma
Drifts: Seasonal and Longitudinal Asymmetries in the American Sector. J. Geophys. Res., v.91,
p. 12055-12064, 1986.
BATISTA, I.S.; ABDU, M.A.; DE MEDEIROS, R.T.; DE PAULA, E.R. Comparison Between
IRI Predictions and Digisonde Measurements at Low Latitude Station. Adv. Space. Res., v.18,
n.6, p.49-52, 1996.
BATISTA, I. S. Notas de Aula de Física da Ionosfera GES-401 por Clezio Marcos Denardini.
São José dos Campos, Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, 1999. [aulas ministradas pela
Profª Drª Inez Staciarini Batista].
BAXTER, R.G. A numerical Solution of the Time-Varying Diffusion Equation for the F2-Layer,
Planet. Space Sci., v.15, p. 701-713, 1967.
BAXTER, R.G.; KENDALL, P.C. A Theorical Technique for Evaluating the Time Dependent
Effects of General Electrodynamic Drifts in F2 Layer of the Ionosphere. Proc. Royal Soc., A304:
171-185, 1968.
120
BECKER-GUEDES, F.; SAHAI, Y.; FAGUNDES, P.R.; LIMA, W. L. C.; PILLAT, V. G.;
ABALDE, J. R.; BITTENCOURT, J. A. Geomagnetic storm and equatorial spread-F. Annales
Geophysicae, v.22, p. 3231-3239, 2004.
BILITZA, D. International Reference Ionosphere 1990, NSSDC 90-22, Greenbelt, Maryland,
1990. Disponível em: http://modelweb.gsfc.nasa.gov/ionos/iri.html. Acesso em: 28 mar.2006
BILITZA, D. International Reference Ionosphere 2000, Radio Science, v.36, n.2, p. 261-275,
March/April 2001. Disponível em: http://modelweb.gsfc.nasa.gov/ionos/iri/iri_2000_rs.pdf.
Acesso em: 05 out.2005
BITTENCOURT, J. A. Determination of tropical F-region winds from atomic oxygen
airglow emissions. Dallas: The University of Texas at Dallas, 1975.
BITTENCOURT, J.A.; TISNLEY, B.A. Tropical F Region Winds from OI 1356 and OI 6300 A
Emissions. 1. Theory. J. Geophys. Res., v.81, n.22, p. 3781-3785, 1976.
BITTENCOURT, J.A.; ABDU, M.A. Theoretical Comparison Between Apparent and Real
Vertical Ionization Drift Velocities in the Equatorial F-region. J. Geophys. Res., v.86, p. 2451-
2454, 1981.
BITTENCOURT, J. A.; CHRYSSAFIDIS, M. On the IRI model predictions for the low-latitude
ionosphere. Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, v. 56, n.8, p. 995-1009, 1994
BITTENCOURT, J. A. The Low Latitude Ionosphere: A Dynamic Computer Model, São
José dos Campos: INPE, 1996. [INPE-5965-RPQ/674]
BOOKER, H. G. Fifty years of the ionosphere. The early years – Electromagnetic theory.
Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, v. 36, p. 2113-2136, 1974.
CADI. Canadian Advanced Digital Ionosonde. User’s Manual. SIL: Saskatoon, 1997.
CHANDRA, S.; STUBBE P. Diurnal Phase Anomaly in Upper Atmospheric Density and
Temperature. Planetary and Space Science, v.18, p. 1021-1033, 1970
121
CHAPMAN, S; COWLING, T.G. The Matematical Theory of Non-Uniform Gases.
Cambridge University Press, UK, 1939.
CHIAN, A. C-L; REUSCH, M. F. Física de Plasma. v.3, ed. Preliminar, Niterói, RJ:
Universidade Federal Fluminense, 1979
DALGARNO, A. Charged Particles in the Upper Atmosphere. Ann. Geophys., v.17, p. 16-49,
1961.
DALGARNO, A. Ambipolar Diffusion in the F Region. J. Atmos. Terr. Phys., v.26, p.939,
1964.
FAGUNDES, P. R.; PILLAT, V. G.; BOLZAN, M. J. A.; SAHAI, Y.; BECKER-GUEDES, F.;
ABALDE, J. R.; ARANHA S. L.; BITTENCOURT J. A. Observations of F-layer electron
density profiles modulated by planetary wave type oscillations in the equatorial ionospheric
anomaly region. Journal of Geophysical Research-Space Physics, v. 110, n. A12302, 2005.
FEJER, B.G.; DE PAULA, E.R.; BATISTA, I.S.; BONELLI, E.; WOODMAN, R.F. Equatorial
F-Region Vertical Plasma Drifts During Solar Máxima. J. Geophys. Res., v.94, p. 12049-12054,
1989.
FEJER, B.G.; DEPAULA, E.R.; GONZALEZ, S.A.; WOODMAN, R.F. Average Vertical and
Zonal F-Region Plasma Drifts Over Jicamarca. J. Geophys. Res., v.96, p. 13901-13906, 1991.
GREEN, A. L. Early history of the ionosphere. Journal of Atmospheric and Terrestrial
Physics, v. 36, p. 2159-2165, 1974.
HANSON, W.B.; MORFETT, R.J. Ionization Transport Effects in the Equatorial F Region, J.
Geophys. Res., v.71, p.5559-5572, 1966.
HARGREAVES, J. K. The Solar-Terrestrial Environment. Cambridge: Cambridge University
Press, 1995
HEDIN, A.E. MSIS-86 Thermospheric Model. J. Geophys. Res., v.92, p. 4649-4662, 1987.
122
HEDIN, A.E.; SPENCER, N.W.; KILLEEN, T. L. Empirical Global Model of Upper
Thermosphere Winds Based on Atmosphere and Dynamics Explorer Satellite Data. J. Geophys.
Res., v. 93, p. 9959-9978, 1988.
HEDIN, A.E; BIONDI, M.A.; BURNSIDE, R.G.; HERNANDEZ, G.; JOHNSON, R.M.;
KILLEEN, T.L.; MAZAUDIER, C.; MERIWETHER, J.W.; SALAH, J.E.; SICA, R.J.; SMITH,
R.W.; SPENCER, N. W.; WICKWAR, V.B.; VIRDI, T.S. Revised Global Model of
Thermosphere Winds Using Satellite and Ground-Based Observations. J. Geophys. Res., v. 96,
p. 7657-7688, 1991.
HEELIS, R. A.; KENDALL, P. C.; MOFFETT, R. J.; WINDLE, D.W; RISHBETH, H. Eletrical
Coupling of the E and F Regions and Its Effects on F Region Drifts and Winds. Planet. Space
Sci., v.22, n.5, p. 743-756, 1974.
HINTEREGGER, H.E.; HALL, L.A.; SCHMIDTKE, G. Solar XUV Radiation and neutral
Particle Distribution in the July 1963 Thermosphere. Space Res, v. 5, p. 1175-1190, 1965.
HINTEREGGER, H.E. The Extreme Ultraviolet Solar Spectrum and Its Variation During a Solar
Cycle. Ann. Geophys., v.26, p. 547-554, 1970.
ILMA, R. Equatorial Vertical Drift Model.
http://jro.igp.gob.pe/programs/vdrift/html/vdriftmodelweb.htm. Disponível em: 23/jan/2006.
JACCHIA, L.G. /static Diffusion Models of the Upper Atmosphere with Emprirical Temperature
Profiles. Smiths. Contrib. Astrophys. v.8, p. 215-222, 1965.
JACCHIA, L.G. Revised Static Models of the Thermospheric and Exosphere with Empirical
Temperature Profiles. Smiths. Astrophys. Obs. Spec. Rep., p.332. 1971.
JACCHIA, L.G. Thermospheric Temperature, Density and Composition: New Models. Smiths.
Astrophys. Obs. Spec. Rep., p.375, 1977.
KENDALL, P. C. Geomagnetic Control of Diffusion in the F2 Region of the Ionosphere. I. The
Form of the Diffusion Operator. J. Atmos. Terr. Phys., v. 24, p. 805-811,1962.
123
LIMA, W. L. C.; BECKER-GUEDES, F.; SAHAI, Y.; FAGUNDES, P.R.; ABALDE, J. R.;
CROWLEY, G.; BITTENCOURT, J. A. Response Of The Equatorial And Low-Latitude
Ionosphere During The Space Weather Events of April 2002. Annales Geophysicae, v.22,
p.3211-3219, 2004.
MACDOUGALL, J.W.; GRANT, I.F.; SHEN, X. The Canadian advanced digital ionosonde:
design and results. URSI INAG Ionospheric Station Inf. Bulletin, UAG-104, 1995
PAPAGIANNIS, M. D. Space physics and space astronomy. New York, NY: Gordon and
Breach Science, 1972.
PERRY, Greg. Aprenda em 24 horas Visual Basic 5. Rio de Janeiro: Campus, 1998
RATCLIFFE, J. A. The formation of the ionosphere. Ideas of the early years (1925-1955).
Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, v. 36, p. 2167-2181, 1974.
REES, M. H. Physics and chemistry of the upper atmosphere. Cambridge: Cambridge
University Press, 1989.
RISHBETH, H.; GARRIOTT, O. K. Introduction to ionospheric physics. International
Geophysics Series. v. 14. New York and London: Academic Press, 1969.
RISHBETH, H. Polarization Fields Produced by Winds in the Equatorial F-Region. Planet.
Space Sci., v.19, n.3, p. 357-369, 1971.
RISHBETH, H. Thermospheric Winds and the F-Region, A Review. J. Atmos. Terr. Phys.,
v.34, p.1-47, 1972
SAHAI, Y.; FAGUNDES, P.R.; BECKER-GUEDES, F.; ABALDE, J. R.; CROWLEY, G.; PI,
X.; IGARASHI, K.; AMARANTE, G. M.; PIMENTA, A. A.; BITTENCOURT, J. A.
Longitudinal Differences Observed In The Ionospheric F-Region During The Major
Geomagnetic Storm Of March 31,2001. Annales Geophysicae, v.22, p.3221-3229, 2004.
124
SAHAI, Y.; FAGUNDES, P. R.; BECKER-GUEDES, F.; BOLZAN, M. J. A.; ABALDE, J. R.;
PILLAT, V. G.; DE JESUS, R.; LIMA, W. L. C.; CROWLEY, G.; SHIOKAWA, K.;
MACDOUGALL, J. W.; LAN, H. T.; IGARASHI, K.; BITTENCOURT, J. A. Effects of the
major geomagnetic storms of October 2003 on the equatorial and low latitude F-region in two
longitudinal sectors. Journal of Geophysical Research-Space Physics, v.110, n. A12S91, 2005.
SCHUNK, R. W.; NAGY, A.F. Ionospheres: Physics. Plasmas Physics, and Chemistry.
Cambridge, Cambridge University Press, 2000.
STERLING, D.L.; HANSON, W.B.; WOODMAN, R.F.; BAXTER, R.G. Influence of
Electromagnetic Drifts and neutral Air Winds on Some Features of the F2 Region. Radio Sci,
v.4, p. 1005-1023, 1969.
TASCIONE, T. F. Introduction to the space environment. Malabar. Florida: editora, 1988
TITHERIDGE, J. E. Ionogram Analysis With Generalised Program Polan. World data center
a for Solar-Terrestrial Physics – report UAG-93, December 1985.
WALKER, J.C.G. Analytic Representation of Upper Atmosphere Densities Based on Jacchia’s
Static Diffusion models. J. Atmos. Sci, v.22, p. 462-463, 1965.
WHITE, R. S. Space Physics. The Study of Plasmas in Space. London: Oxford University,
1970.
WOODMAN, R. F. Vertical Drift Velocities and East-West Eletric Fields at the magnetic
Equator. J. Geophys. Res., v.75, p. 6249-6259, 1970.
WOODMAN, R.F. East-West Ionospheric Drifts at the Magnetic Equator. Space Research, v.12,
p. 969-974, 1972.
125
APÊNDICE A
Solar máximo Solar mínimo
126
127
128
Figura A.1 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar
mínima no período do equinócio
129
Solar máximo Solar mínimo
130
131
132
Figura A.2 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de junho
133
Solar máximo Solar mínimo
134
135
136
Figura A.3 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de dezembro
137
APÊNDICE B
Solar máximo Solar mínimo
138
139
140
Figura B.1 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em SJCampos
141
Solar máximo Solar mínimo
142
143
144
Figura B.2 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em SJCampos
145
Solar máximo Solar mínimo
146
147
148
Figura B.3 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em SJCampos
149
Solar máximo Solar mínimo
150
151
152
Figura B.4 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em Palmas
153
Solar máximo Solar mínimo
154
155
156
Figura B.5 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em Palmas
157
Solar máximo Solar mínimo
158
159
160
Figura B.6 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em Palmas