Fontes de ionizao da Ionosfera da Terra

Professor ngelo Antnio Leithold

Curitiba dezembro de 2003

Agentes de ionizao

A ionizao um processo qumico-fsico mediante o qual se produzem ons,

tomos ou molculas eletricamente carregadas , devido excesso ou falta de cargas a

partir de tomos ou molculas neutras. H vrias maneiras pelas quais se podem formar

ons. Em certas reaes qumicas a ionizao ocorre por transferncia de eltrons, por

exemplo, os tomos de cloro reagem com tomos de sdio para formar cloreto de sdio,

com transferncia de eltrons do sdio para o cloro formando ons de sdio ( Na+ ) e ons

de cloro (Cl - ).

Um on um tomo ou molcula que perdeu ou ganhou eltrons. Quando

carregado negativamente, chama-se nion, a nomenclatura devida atrao para

nodos, enquanto ons com carga positiva so denominados como ctions, porque so

atrados por ctodos. Em fsica, ncleos atmicos provenientes de tomos

completamente ionizados como os da radiao alfa, so habitualmente designados como

partculas carregadas. A ionizao geralmente alcanada pela aplicao de elevadas

energias aos tomos, seja atravs de uma alta tenso eltrica ou por via de radiao de

alta energia. Um gs ionizado chamado plasma.

Os ons foram pela primeira vez teorizados por Michael Faraday por volta de 1830,

para descrever as pores de molculas que viajavam, quer na direo do nodo, quer

na direao do ctodo. No entanto, o mecanismo atravs do qual o fenmeno se

processa s foi descrito em 1884 por Svante August Arrhenius na sua tese de

doutoramento na Universidade de Uppsala.

A teoria de Arrhenius a princpio no foi aceita, pois ele conseguiu o doutoramento

com a nota mais baixa possvel, mas acabou por ganhar o Prmio Nobel de Qumica em

1903 pela mesma dissertao. A energia necessria para remover eltrons de um tomo

chamada energia de ionizao, ou potencial de ionizao. Estes termos so tambm

usados para descrever a ionizao de molculas e slidos, mas os valores no so

constantes, porque o processo pode ser afetado pela qumica, geometria e temperatura

locais.

Elemento Primeira Segunda Terceira Quarta Quinta Sexta Stima

Na 496 4560Mg 738 1450 7730Al 577 1816 2744 11,600Si 786 1577 3228 4354 16,100P 1060 1890 2905 4950 6270 21,200S 999 2260 3375 4565 6950 8490 11,000Cl 1256 2295 3850 5160 6560 9360 11,000Ar 1520 2665 3945 5770 7230 8780 12,000

Energias de ionizao sucessivas em kJ/mol

Acima: Raios csmicos, instrumentao de sensoriamento (Fonte: NASA)

As energias de ionizao decrescem ao longo de um grupo da Tabela Peridica, e

aumentam da esquerda para a direita ao longo de um perodo. Estas tendncias so o

exato oposto das tendncias para o raio atmico. Eltrons em tomos menores so

atrados mais fortemente para o ncleo, e portanto a energia de ionizao mais elevada.

Em tomos maiores, os eltrons no esto presos com tanta fora, e portanto a energia

de ionizao mais baixa. A energia requerida para liberar um eltron maior ou igual

diferena potencial entre o orbital atmico ou molecular atual e o orbital possvel ao salto.

Se a energia absorvida exceder este potencial, o eltron ser emitido como um eltron

livre. Se no, o eltron incorpora momentaneamente um estado excitado at que a

energia absorvida seja re-irradiada e ele volte o estado mais baixo. Logo, um eltron livre

deve ter uma energia maior ou semelhante quela da barreira potencial para continuar

"livre".

A ionizao seqencial basicamente uma descrio da ionizao de um tomo

ou de uma molcula. Mais especificamente significa que um on com uma carga +2 pode

somente ser criado de um on com uma carga +1 ou uma carga +3. Isto , a carga

numrica de um tomo ou de uma molcula deve mudar seqencialmente, sempre

movendo-se de um nmero a um nmero adjacente, ou seqencial. Ao contrrio da

ionizao clssica, na quntica o eltron simplesmente atravessa a barreira potencial em

vez de salt-la, por causa de sua natureza ondulatria, pois, a probabilidade de um

eltron passar atravs da barreira, exponencial em relao sua largura.

Conseqentemente, um eltron com uma energia mais elevada, aparentemente

"atravessa" a barreira como se fosse atravs de um tnel. Quando o campo eltrico

combinado com a ionizao "tnel", o fenmeno no seqencial emerge. Por exemplo,

um eltron sai para fora de um tomo ou de uma molcula emitido como onda, pode

recombinar com o tomo ou molcula contgua e liberar toda a energia adicional, ou tem

tambm a possibilidade ionizar mais de um tomo ou molcula com as colises da

energia elevada. Esta ionizao adicional considerada ionizao no seqencial por

duas razes:

1 - No h nenhuma ordem de como um segundo eltron removido de um tomo ou de uma molcula com uma carga 2 - Podem ser criados em linha reta de um tomo ou de uma molcula, uma carga neutra,assim que as cargas no so seqenciais.

A ionizao no seqencial estudada freqentemente em intensidades baixas do campo

laser, desde que a maioria de eventos da ionizao so seqenciais quando a taxa do

ionizao elevada.

Ionizao na regio ionosfrica

Acima: Decaimento de partculas, formao de partculas secundrias (Fonte NASA)

O maior agente de ionizao da ionosfera, o Sol, cujas radiaes nas bandas de

raios X, e luz ultravioleta, inserem grande quantidade de eltrons livres em seu meio. Os

meteoritos e raios csmicos (Figura acima) tambm so responsveis pela presena

secundria de ons na regio. A energia provinda do Sol inclui todos os tipos de radiao,

no apenas a luz visvel. medida no espao por satlites cuja orientao dos

instrumentos posicionada de forma a apanhar todos os comprimentos de onda

possveis. A a potncia recebida pelos instrumentos em torno de 1.366 watts por metro

quadrado.

Constante solar de 1978 a 2002

Acima: Irradincia solar. (Fonte: NASA)

O planeta Terra inteiro, com aproximadamente 127.400.000 quilmetros

quadrados, recebe em torno de 1.7401017 W de energia com uma variao dependente

da atividade solar. Esta afeta principalmente os climas. Ao receber a irradiao, a Terra,

enquanto gira, a tem distribuda atravs da rea de toda a sua superfcie. A mdia

(chamada "insolao") distribuda por todo o planeta de aproximadamente 342 W/m .

A constante solar inclui todos os tipos de radiao eletromagntica, no apenas a

luz visvel, esta ligada ao valor aparente do Sol, -26,8. A dose da radiao csmica,

presume-se, em sua maior parte de mons, nutrons, e eltrons, sua taxa varia em

locais diferentes do planeta direcionada em sua maior parte pelo campo geomagntico,

altitude, e ciclo solar. As partculas solares variam na sua intensidade e espectro,

aumentando em quantidade aps eventos solares.

interessante salientar que o aumento na intensidade de raios csmicos solares

seguido freqentemente por uma diminuio dos raios csmicos extra solares. A este

efeito se d o nome de reduo de Forbush ( Scott Forbush), que ocorre devido vento

solar que carrega o campo magntico do Sol mais para fora e protege assim mais a terra

da radiao csmica. Num condutor eltrico, ao desloc-lo prximo a um campo

magntico, induzida em si uma corrente eltrica.

Acima: Espectro de distribuio de irradincia Solar (Fonte: NASA)

Na alta atmosfera, existe a ionosfera que se comporta muitas vezes como um

condutor eltrico. Isto , podem, em certas ocasies, ser geradas correntes

eletromagnticas de grande magnitude em funo de campos magnticos muito intensos.

Assim, durante as as chamadas tempestades geomagnticas ocorrem correntes

induzidas no s em grandes altitudes, mas tambm no solo, em especial em elementos

metlicos de grande extenso. Estes podem ser linhas de transmisso eltrica ou

telefnica, estradas de ferro, etc. Portanto os efeitos ocasionados pelas pelas

tempestades geomagnticas so nocivos e perigosos aos sistemas de transmisso e aos

equipamentos eletro-eletrnicos susceptveis a grandes flutuaes dos campos eltrico e

magntico.

No Canad, nos Estados Unidos e na Sucia, no dia 13 de maro de 1989,

ocorreu um grande colapso energtico que literalmente ''derrubou'' as

distribuidoras/geradoras de energia eltrica. Somente na Hydro Quebec, do Canad,

o ''apago'' ou ''black-out'' simplesmente deixou sem energia eltrica cerca de 6

milhes de consumidores. No Hemisfrio Norte, estes eventos so bastante

conhecidos e estudados. As grandes tempestades magnticas so causadas por efeitos

gerados pelas manchas, erupes, protuberncias e os jatos coronais ocorridos no

Sol. Conforme descrito anteriormente, as influncias so provenientes radiaes

corpusculares, das altas freqncias e energias da ondas de curto comprimento, que

em virtude do baixo poder de penetrao, influem no somente na composio inica

da alta atmosfera, mas tambm, e principalmente na gerao de correntes parasitas

que so espelhadas na superfcie da Terra.

A alta atmosfera, na altitude de 30 km, um litro de ar tem massa de

aproximadamente 100 vezes menor que a nvel do mar, uma vez que a relao de

densidade atmica logartmica, a 100 km a massa cerca de um milho de vezes

menor. Apesar da baixa densidade, a regio muito rica em ons e eltrons livres. Por

este motivo, na altitude de 200 km, a densidade atmosfrica varia conforme a estao

do ano, a hora e atividade solar, entre outros efeitos. J medida em que subimos

desde o nvel do mar at altas altitudes, a temperatura tem variaes bastante

importantes, pois decresce intensamente da troposfera estratosfera, onde atinge o

valor de -55C, e acima de 80 km de altitude, cresce regularmente medida em que

subimos. A causa do aquecimento a transferncia da radiao solar em calor.

Basicamente, a atmosfera compe-se de oxignio e de nitrognio em estado

molecular nas menores altitudes e em estado atmico nas altas altitudes. Suas

componentes absorvem os raios ultravioletas e os raios X de origem solar. No

processo, os eltrons so retirados das molculas ou dos tomos pelo chamado ''efeito

fotoeltrico'', ocorrendo assim o processo da ionizao, que , um processo fsico de

converso dum tomo ou duma molcula num on, quando ocorre uma alterao da

quantidade de carga eltrica de um tomo cujas cargas estariam neutras. A ocorrncia

do processo difere se um on est sendo produzido com uma carga eltrica positiva ou

negativa. Uma carga eltrica positiva produzida quando o limite de carga do eltron

num tomo, ou molcula, absorve energia suficiente de uma fonte externa para

escapar da barreira de potencial. A quantidade de energia requerida deve ser igual ao

potencial de ionizao. Uma carga eltrica negativa produzida quando um eltron

livre colide com um tomo e capturado subseqentemente dentro da barreira

potencial eltrica, liberando toda a energia adicional.

Ionizao sequencial e Ionizao no seqencial (Visto anteriormente). Na

fsica clssica, somente a ionizao seqencial pode ocorrer. A Ionizao no

seqencial viola diversas leis da fsica clssica sendo assim considerada ionizao

quntica. Os processos de ionizao ocorrem, nas regies delgadas da atmosfera,

acima de 60 km em que se formam ''camadas'' inicas, por isso regio dado o

nome de ionosfera, que na parte inferior chama-se neutrosfera.

Os diversos elementos que compe a atmosfera, absorvem comprimentos de

onda diferentes em altitudes diferentes, este o principal motivo da existncia de

camadas ionizadas segundo a altitude. Este conjunto de camadas constitui a

ionosfera que constitui um estado particular do chamado ''envelope gasoso'' que

recobre o nosso planeta. Nas camadas ionosfricas a distribuio mdia de eltrons

por metro cbico varia muito conforme a hora do dia, estaes do ano e condies

solares e so denominadas regies inicas. As mais estudadas, para efeito da fsica da

atmosfera, so a camada D; a camada E; a camada F1; e a camada F2. Por causa de

algumas particularidades, a ionosfera exerce um papel fundamental na propagao

das ondas de rdio. Numa descrio mais simples, pode-se afirmar que as ondas de

rdio emitidas, ao se propagar, se decompem em duas partes, cujos comportamentos

diferem entre si: a primeira a propagao de solo ou propagao terrestre, e a

segunda a propagao espacial.

Acima: Mxima frequncia utilizvel (Fonte:PY5AAL Angelo Leithold)

Sem a ionosfera a propagao em altas altitudes teria um comportamento

diferente do conhecido, pois a onda deixaria a Terra sem jamais retornar ao solo, ao

invs de refletir nas camadas ionosfricas. Portanto, uma vez que existem camadas

''refletoras'', estas so elemento importante no fornecimento de dados sobre as

condies solares e as suas influncias em alta altitude. Para ocorrer o processo da

reflexo, certas condies devem ser obedecidas. Em primeiro lugar necessrio que

a densidade eletrnica tenha um determinado valor, que aumenta da camada D

camada F. Ao mandar um pulso para cima, o eco fornece a altura do ponto de

reflexo.

O comprimento de onda do pulso utilizado permite saber a densidade

eletrnica no ponto. Repetindo-se o experimento e se utilizando freqncias

diferentes, possvel deduzir a variao de densidade eletrnica com a altitude,

formando assim um ''ionograma''. Quanto maior a freqncia, maior deve ser a

densidade eletrnica para que o sinal seja refletido, mas existe um limite de

reflexo onde comprimentos de ondas menores acabam atravessando a ionosfera,

partindo em direo ao espao. Pela freqncia limite que nos fornece a densidade

eletrnica mxima podemos calcular a intensidade da radiao ionizante que

dependente da posio do Sol, estao do ano e hora.

Na alta atmosfera ocorre um fenmeno chamado recombinao, que a

resultante do efeito da atrao eletrosttica mtua dos eltrons e ons positivos e

negativos, que se ope ionizao produzida pela radiao incidente. Assim, o grau

de ionizao no cresce indefinidamente, h um ponto de equilbrio, mesmo que a

alta atmosfera receba incessantemente radiaes provindas do Sol . O equilbrio

ocorre quando o nmero de ons que recombinam, se iguala ao nmero de ons

gerados no mesmo mesmo tempo.

Assim, as camadas ionosfricas oscilam em intensidade e quantidade durante o

dia e a noite, alm de se manifestarem com maior ou menor intensidade conforme a

poca do ano e dos diversos ciclos da natureza.. Nas freqncias de 30,0 Mhz at 3,0

Mhz, a reflexo pode ocorrer, nas camadas superiores (F1, F2) com densidade

eletrnica elevada. Abaixo de 3,0 Mhz h a reflexo camada D, mais inferior.

Freqncias acima de 30 Mhz no refletem porque a densidade eletrnica pouca,

ocorrendo muito raramente as chamadas ''aberturas'' de propagao acima desta

freqncia. As freqncias muito baixas, em torno de 1,0 Mhz, so absorvidas pela

ionosfera, tambm no retornam ao solo, salvo condies de propagao que

favoream a reflexo e reduza a absoro. Existe, portanto um limite para a reflexo

ionosfrica tima, este varia com a atividade solar, a posio do Sol, a distncia entre

outros fatores.

Uma vez que a Ionosfera uma regio eletrizada da atmosfera da Terra a partir de

50 Km de altitude, conforme j descrito anteriormente ela consiste de ons e de eltrons

livres produzidos pelas influncias ionizantes da radiao solar e de partculas csmicas e

solares energticas incidentes. Est sujeita a acentuadas variaes geogrficas e

temporais e exerce um profundo efeito sobre as caractersticas das ondas de rdio

propagadas dentro, ou atravs dela. Os ons, plasma ionosfrico, propiciam diversos

fenmenos, dentre estes o da reflexo nas ondas de rdio at aproximadamente 30 MHz

em condies normais. A reflexo ionosfrica, espalhamento e canalizao tem ocorrido

at freqncias acima de 50 Mhz, mas estatisticamente o tempo de ''propagao aberta''

nas bandas altas se torna muito susceptvel variaes ambientais. Na prtica, sua

utilizao se d no mximo at 30 MHz. Pode-se considerar irradiao solar a energia

emitida pelo sol, em especial a eletromagntica. Aproximadamente metade do espectro

est na alta e a outra metade est em grande parte prximo radiao luminosa do

infravermelho at o ultravioleta. Assim, o Sol o maior causador de variaes do clima

espacial em torno da Terra, ele, e suas interaes com a magnetosfera, a ionosfera e a

atmosfera que fazem ocorrer os fenmenos de eletrificao, ionizao etc. portanto, seu

estudo de importncia vital para um pas de propores continentais como o Brasil. Este

deve ser efetuado pela maior quantidade possvel de instituies de ensino. Pois das

descobertas oriundas das pesquisas solares surgiro ferramentas que propiciaro uma

previso melhor do clima espacial. E este afeta no somente o espao, mas

principalmente a populao que est sob a sua influncia, principalmente num pas cuja

extenso territorial vai do Norte do Equador ao Sul do Trpico de Capricrnio

Apndice 1

Em 1884, Samuel Pierpont Langley tentou estimar a constante solar de Mount

Whitney na Califrnia, e, fazendo leituras em horas diferentes do dia tentou remover os

efeitos atmosfricos da absoro. Apesar da tentativa apontar para o caminho correto

obteve um valor incorreto, em torno de 2.903 W/m2. Entre 1902 e 1957, as medidas

executadas pelo abade Charles Greeley Abbot e outros pesquisadores, em vrios locais

do planeta, encontraram valores entre 1.322 e 1.465 W/m2. Abbott descobriu que Langley

compilou seus dados de forma equivocada, e seus resultados entre 1,89 e 2,22 calorias,

demonstravam uma variao solar, no terrestre.

Apndice 2

Quando a radiao direta no obstruda por nuvens, se observa uma

combinao da luz amarela brilhante (luz solar no sentido estrito) e de calor que

produzido diretamente pela irradiao solar, que deve ser distinto do aumento da

temperatura do ar. A quantidade de radiao interceptada por um corpo planetrio varia

com o quadrado da distncia entre a estrela e o planeta. A rbita e a oblicuidade da Terra

mudam com tempo, s vezes parece com um crculo quase perfeito, e em outras vezes se

estica para fora a uma excentricidade de aproximadamente 5%. O insolao total

remanesce quase constante, mas a distribuio e a intensidade sazonal e latitudinal da

radiao recebidas na superfcie variam tambm com a poca do ano, ciclo solar, etc.

Estima-se que em latitudes de 65 graus, a mudana da energia solar no vero e no

inverno podem variar em torno de 25% em conseqncia da variao orbital da terra. As

mudanas no inverno e no vero tendem a deslocar a mudana da insolao mdia

anual, e a redistribuio da energia entre o vero e o inverno afeta fortemente a

intensidade dos ciclos sazonais. Tais mudanas associadas com a redistribuio da

energia solar so consideradas uma causa provvel para a vinda e ida das idades do gelo

recentes (Ciclos de Milankovitch). A maioria da radiao solar composta por ondas

eletromagnticas, porm, o Sol tambm produz partculas que variam com o ciclo solar.

Estas so na maior parte prtonsde baixa energia (10-100 keV). As partculas so

significativamente de menor energia do que raios csmicos do Espao Extrasolar.

Apndice 3

Em avies de alta altitude, a radiao mais elevada que no solo, (Relatrio das

Naes Unidas UNSCEAR 2000), portanto os trabalhadores aeronuticos recebem maior

dose na mdia do que qualquer outro profissional, inclusive operadores de Usinas

Nucleares.Conforme visto anteriormente, a Terra constantemente bombardeada pela

radiao provinda do espao, esta consiste de ons positivamente carregados, prtons,

etc. A energia provinda do espao exterior, pode exceder as energias criadas inclusive em

aceleradores de partculas. A radiao csmica interage na atmosfera para criar uma

radiao secundria, inclusive raios X, mons, prtons, partculas alfa, pons, eltrons, e

nutrons, etc. A intensidade da energia em forma de raios X provinda do Sol e que ioniza

a alta atmosfera, pode variar rapidamente, no caso de uma erupo solar por exemplo.

Desta forma a ionizao da atmosfera aumenta rapidamente, provoca o que se chama de

abertura de propagao das ondas curtas (HF) na sua faixa mdia e provocando um

fechamento no extremo superior. Tambm as erupes solares, dependendo da energia

provinda, causam no hemisfrio terrestre iluminado pelo Sol perturbaes e, s vezes, o

fechamento simultneo de propagao de ondas em todas as freqncias.

Apndice 4

Quando ocorre a mxima atividade solar, num mesmo dia, acontece o fechamento

e abertura de propagao das ondas curtas durante vrias vezes . Tais flutuaes podem

durar um tempo indefinido, de minutos a horas. Em conseqncia de erupes, a

ionizao aumenta inclusive nas camadas mais profundas da ionosfera. A radiofreqncia

nesses casos pode no ser refletida, mas absorvida em virtude da forte densidade. Nos

anos em que a atividade solar mnima, as interrupes por ''flares'' no ocorrem, mas

durante os anos de mxima atividade solar, o fechamento de propagao e perturbaes

nas condies ionosfricas causam flutuaes de propagao muito fortes. A propagao

das ondas curtas alterada pelas erupes em extremos diferentes do espectro

eletromagntico, por exemplo, um fechamento em altas freqncias pode ser

compensado por uma abertura em ondas. Neste caso, durante uma erupo, a ionosfera

empurrada e o seu limite inferior ''empurrado para cima'', aumentando assim a

densidade. Uma vez que as ondas longas no podem penetrar na camada inferior, elas

acabam refletindo como se a ionosfera fosse uma "superfcie" metlica.

Apndice 5

A propagao de ondas eletromagnticas no plasma ionosfrico, se comporta

analogamente como ondas snicas dentro de fludos de diferentes densidades.

Ora refletindo, ora refratando, ora sem oferecer resistncia alguma, e ora refletindo

e refratando.

Num plasma com N colises eltron - partculas (ons, tomos, molculas, eltrons,

neutrinos, etc), levando-se em conta o movimento trmico dos eltrons, pode-se dizer que

tem ora caractersticas fluidas, ora caractersticas slidas, o plasma ionosfrico, no ponto

de vista da ''sintonia'' no lquido, nem slido, tampouco gasoso, portanto, comporta-se

de maneira anmala.

A densidade da ionosfera se mede por ''n'' eltrons por metro cbico, portanto,

temos volume, e densidade. A ionosfera, dependendo da hora do dia ou da insolao, isto

da quantidade de energia eletromagntica provinda do sol, principalmente nas bandas

de raios x e raios ultra-violeta separa-se em camadas, isso ocorre devido absoro de

energia, que vai fazer separem as camadas de acordo com o nvel energtico que o

plasma ionosfrico absorveu. No plasma ionosfrico encontramos condutividade e

permissividade eltrica , isto , em alguns momentos se comporta como um condutor

eltrico, por exemplo, como se fosse uma placa metlica, porm sintonizada em

determinadas freqncias, onde uma vez se comportando como tal, pode perfeitamente

refletir determinados comprimentos de onda sem problema algum, e praticamente sem

perdas, absorver outros comprimentos de onda inutilizando totalmente a propagao.

Sugestes de pesquisa

Gehred, Paul, and Norm Cohen, SEC's Radio User's Page.

KN4LF Solar Space Weather & Geomagnetic Data Archive

KN4LF 160 Meter Radio Propagation Theory Notes Layman Level Explanations Of

"Seemingly" Mysterious 160 Meter (MF/HF) Propagation Occurrences

USGS Geomagnetism Program

Current Space Weather Conditions

Current Solar X-Ray Flux

Super Dual Auroral Radar Network

European Inchorent Scatter radar system

Millstone Hill incoherent scatter radar

Equatorial Ionosonde Station

Referncias

Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants". Monthly Notices of

the Royal Astronomical Society 221

Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our

Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457