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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


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


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).


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


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


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


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


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


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


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.


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



observações, no período do equinócio, em Palmas.

103



observações, no período do solstício de junho, em Palmas.

104



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


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.


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


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


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


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


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.


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


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


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


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

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125

APÊNDICE A


128

Figura A.1 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar

mínima no período do equinócio

129


132

Figura A.2 – Comparação da concentração eletrônica (log10) na atividade solar máxima e atividade solar mínima no período do solstício de junho

133


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


140

Figura B.1 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em SJCampos

141


144

Figura B.2 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em SJCampos

145


148

Figura B.3 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em SJCampos

149


152

Figura B.4 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do equinócio em Palmas

153


156

Figura B.5 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de junho em Palmas

157


160

Figura B.6 – Perfil vertical da densidade eletrônica (log10) no período do solstício de dezembro em Palmas

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