{"id":24,"date":"2009-03-17T22:35:18","date_gmt":"2009-03-18T01:35:18","guid":{"rendered":"http:\/\/blog.sarmento.eng.br\/2009\/03\/17\/entendendo-a-propagacao-ionosferica-parte-v\/"},"modified":"2009-09-26T10:23:48","modified_gmt":"2009-09-26T13:23:48","slug":"entendendo-a-propagacao-ionosferica-parte-v","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/radio.sarmento.eng.br\/?p=24","title":{"rendered":"Entendendo a Propaga\u00e7\u00e3o Ionosf\u00e9rica – Parte V"},"content":{"rendered":"

Por Renato Dutra Pereira Filho<\/strong><\/p>\n

Perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas e seus efeitos na propaga\u00e7\u00e3o das ondas curtas<\/strong><\/p>\n

Um dos desafios em usar um r\u00e1dio de ondas curtas, tanto como experimentador, comunicador ou ouvinte, \u00e9 lidar com as cont\u00ednuas varia\u00e7\u00f5es nas condi\u00e7\u00f5es de propaga\u00e7\u00e3o. Mesmo quando as condi\u00e7\u00f5es solares est\u00e3o n\u00e3o perturbadas, a variabilidade da ionosfera \u00e9 suficiente para causar mudan\u00e7as nas condi\u00e7\u00f5es di\u00e1rias do sinal. Estas mudan\u00e7as s\u00e3o causadas pelas varia\u00e7\u00f5es na absor\u00e7\u00e3o, mudan\u00e7as na densidade eletr\u00f4nica da ionosfera e turbul\u00eancias na atmosfera superior. No entanto, de tempos em tempos, anormalidades ocorrem na ionosfera que fazem a transmiss\u00e3o e recep\u00e7\u00e3o dos sinais de r\u00e1dio excepcionalmente dif\u00edceis, se n\u00e3o imposs\u00edveis. Estas anormalidades s\u00e3o chamadas de “perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas”.<\/p>\n

[photopress:ionosfera_nasa.jpg,full,centered]
\nRepresenta\u00e7\u00e3o da Ionosfera segundo informa\u00e7\u00f5es da NASA<\/em><\/p>\n

As perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas s\u00e3o caracterizadas pelo aumento da ioniza\u00e7\u00e3o da camada D, resultando em absor\u00e7\u00e3o do sinal de ondas curtas; ou por enfraquecimento ou decomposi\u00e7\u00e3o da ioniza\u00e7\u00e3o da camada F2, ou ambas as condi\u00e7\u00f5es.<\/p>\n

A fonte prim\u00e1ria dessas perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas \u00e9 a radia\u00e7\u00e3o proveniente de “flares”, literalmente labaredas solares, naquelas regi\u00f5es ao redor de manchas solares. Por anos foi dito que as perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas eram \u00fanica e exclusivamente causadas pelos “flares” solares. Com a moderna tecnologia, no entanto, \u00e9 sabido que nuvens de part\u00edculas de baixa energia n\u00e3o relacionadas com “flares” s\u00e3o emitidas pelo sol. <\/p>\n

Estes eventos incluem (1) ventos solares de alta velocidade (HSSWS, high speed solar wind system), os quais emitem correntes de part\u00edculas a partir de manchas na coroa solar; (2) eje\u00e7\u00f5es de massa da coroa solar, as quais s\u00e3o “teorizadas” como “flares” que n\u00e3o tem brilho \u00f3tico, mas que tem pot\u00eancia suficiente para ejetar part\u00edculas de baixa energia, e (3) filamentos “desaparecidos”, correntes gasosas solares mais frias, que desaparecem e s\u00e3o seguidas de perturba\u00e7\u00f5es no campo magn\u00e9tico terrestre. <\/p>\n

De longe os “flares” solares propiciam os eventos de mais profundo impacto no campo magn\u00e9tico terrestre e na ionosfera. Mas \u00e9 a sobreposi\u00e7\u00e3o de todos os fatores acima mencionados que influenciam o dia-a-dia das condi\u00e7\u00f5es de propaga\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Ocasionalmente, uma regi\u00e3o ativa (uma \u00e1rea brilhante ao redor de uma mancha solar) entrar\u00e1 em “erup\u00e7\u00e3o”, ocorrendo um “flare” solar. Esse “flare” \u00e9 uma emana\u00e7\u00e3o de plasma em formato de “labareda” na qual o hidrog\u00eanio ionizado (pr\u00f3tons) quente \u00e9 emitido a uma velocidade de 200 km\/s juntamente com radia\u00e7\u00e3o. Em casos extremos, quando a velocidade alcan\u00e7a 700 km\/s, a velocidade de escape do Sol, a nuvem de plasma vai para o espa\u00e7o interplanet\u00e1rio. Quando isso corre, efeitos dr\u00e1sticos s\u00e3o observados na Terra.<\/p>\n

PERTURBA\u00c7\u00d5ES RELACIONADAS COM “FLARES” SOLARES (CAUSAS E EFEITOS)<\/strong><\/p>\n

Geralmente, o efeito da perturba\u00e7\u00e3o ionosf\u00e9rica nas bandas de HF \u00e9 enfraquecer os n\u00edveis de sinal abruptamente ou gradualmente, \u00e0s vezes a ponto do sinal (e tamb\u00e9m o ru\u00eddo atmosf\u00e9rico) desaparecer completamente. O efeito pode ser bem pronunciado, e quando o ru\u00eddo \u00e9 muito reduzido, algu\u00e9m pode achar que seu receptor est\u00e1 defeituoso. Por outro lado, certas perturba\u00e7\u00f5es podem causar varia\u00e7\u00f5es r\u00e1pidas, err\u00e1ticas, fading, ecos ou o efeito de “cabe\u00e7a no barril”, e um grande aumento no n\u00edvel de ru\u00eddo em por\u00e7\u00f5es do espectro de HF.<\/p>\n

Tr\u00eas tipos de radia\u00e7\u00e3o produzidos por “flares” solares afetam a propaga\u00e7\u00e3o de ondas curtas. Estas s\u00e3o: radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica, radia\u00e7\u00e3o c\u00f3smica de part\u00edculas solares de alta energia, e radia\u00e7\u00e3o de part\u00edculas de baixa energia.<\/p>\n

Cada uma afeta a ionosfera de forma diferente, e todas dificultam o servi\u00e7o de ondas curtas.<\/p>\n

Flares solares e seus “produtos” radioativos<\/strong><\/p>\n

Campos magn\u00e9ticos muito intensos, cuja freq\u00fc\u00eancia de ocorr\u00eancia segue a evolu\u00e7\u00e3o do chamado ciclo solar, surgem entre um par de manchas solares. Estes campos magn\u00e9ticos permanecem abaixo da superf\u00edcie solar, mas eles podem tornar-se t\u00e3o grandes que pode emergir da superf\u00edcie solar, estendendo-se em grandes c\u00edrculos de at\u00e9 35000 milhas acima da superf\u00edcie solar. \u00c0 medida que o campo magn\u00e9tico desenvolve-se e torna-se mais e mais complexo, a \u00e1rea ao redor da mancha solar \u00e9 aquecida. Isto aumenta o n\u00edvel de radia\u00e7\u00e3o solar emitida e aumenta mais ainda a volatilidade do campo magn\u00e9tico. \u00c0 medida que o par de manchas solares aumenta, maior ser\u00e1 o flare produzido. No entanto, a moderna tecnologia n\u00e3o pode predizer exatamente quando um flare ocorrer\u00e1 ou qual sua magnitude.<\/p>\n

Existe uma teoria que determina que grupos de manchas solares tornam-se mais complicadas e suas intera\u00e7\u00f5es entre seus campos magn\u00e9ticos aumenta, dois campos de polaridade cruzada saltam, causando uma descarga el\u00e9trica no plasma muito denso solar e quebrando as linhas do campo magn\u00e9tico. Seria mais ou menos como quando um bal\u00e3o \u00e9 cheio at\u00e9 o ponto de estourar e ent\u00e3o \u00e9 furado com um alfinete. No primeiro minuto ap\u00f3s a ruptura, uma nuvem de pr\u00f3tons de alt\u00edssima energia \u00e9 ejetada a cerca de 1\/3 da velocidade da luz. Simultaneamente radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica \u00e9 emitida. Ap\u00f3s 5 minutos de uma nuvem de part\u00edculas de baixa energia \u00e9 ejetada, viajando a uma velocidade de cerca de 1000 km\/s. Em uma hora, no entanto, os campos magn\u00e9ticos se reconectam \u00e0s suas devidas manchas solares e o n\u00edvel de radia\u00e7\u00e3o da regi\u00e3o decresce.<\/p>\n

Um “flare” solar realmente grande pode produzir energia para suprir uma grande cidade por 200 milh\u00f5es de anos, sendo que a maior parte dessa libera\u00e7\u00e3o brutal de energia ocorre nos 5 primeiros minutos. <\/p>\n

\u00c9 \u00f3bvio que em per\u00edodos de maior atividade solar, onde o n\u00famero de manchas solares \u00e9 maior, o n\u00famero de “flares” \u00e9 maior. N\u00e3o s\u00f3 a ionosfera estar\u00e1 mais ionizada, mas tamb\u00e9m ser\u00e3o mais comuns as perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas.<\/p>\n

Perturba\u00e7\u00f5es ionosf\u00e9ricas s\u00fabitas, SID (Sudden Ionospheric Disturbances)<\/strong><\/p>\n

A perturba\u00e7\u00e3o ionosf\u00e9rica s\u00fabita (SID), \u00e9 tamb\u00e9m chamada de enfraquecimento de ondas curtas, ou efeito Dellenger (nome dado em homenagem ao Dr. John H. Dellenger, um pioneiro americano na pesquisa sobre propaga\u00e7\u00e3o de ondas de r\u00e1dio, e que foi o primeiro a identificar este tipo de perturba\u00e7\u00e3o).<\/p>\n

A SID somente afeta percursos de HF no hemisf\u00e9rio iluminado. Dependendo da intensidade do “flare”, e da rela\u00e7\u00e3o angular entre o Sol e a Terra, o efeito da SID na propaga\u00e7\u00e3o em HF pode variar de nada at\u00e9 o “blecaute” total.<\/p>\n

Como a radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica produzida por um “flare” viaja a velocidade da luz, o efeito do “flare” na Terra ocorre cerca de 8 minutos ap\u00f3s ter ocorrido. <\/p>\n

A camada D da ionosfera cresce abruptamente pela radia\u00e7\u00e3o dos raios-X, causando um aumento imediato da absor\u00e7\u00e3o de HF. O \u00e2ngulo de z\u00eanite solar influencia a quantidade de radia\u00e7\u00e3o. Ent\u00e3o um caminho de HF tendo o ponto de controle ionosf\u00e9rico (\u00e0 parte da ionosfera respons\u00e1vel pela reflex\u00e3o do sinal) no meio dia solar ira experimentar um “blecaute” mais forte e mais prolongado, que um outro caminho de transmiss\u00e3o onde o ponto de controle ionosf\u00e9rico esteja pela manh\u00e3 ou \u00e0 tarde. Caminhos de transmiss\u00e3o na metade noite da Terra n\u00e3o sofrer\u00e3o esse efeito.<\/p>\n

Existe um grande n\u00famero de caracter\u00edsticas desse tipo de perturba\u00e7\u00e3o. Lembrando que a absor\u00e7\u00e3o \u00e9 fun\u00e7\u00e3o do inverso do quadrado da freq\u00fc\u00eancia, o aumento de ioniza\u00e7\u00e3o da camada D afeta freq\u00fc\u00eancias na parte inferior do espectro de HF primeiramente. Por exemplo, as bandas de 80 e 40 metros. Sinais de alta freq\u00fc\u00eancia s\u00e3o afetados posteriormente, e tamb\u00e9m s\u00e3o os primeiros a recuperar-se ap\u00f3s o efeito do “flare” diminuir. <\/p>\n

Em regi\u00f5es equatoriais os SIDs s\u00e3o usualmente mais intensos. Percursos de transmiss\u00e3o transequatorial, cujo ponto de controle ionosf\u00e9rico \u00e9 pr\u00f3ximo ao equador ir\u00e3o sofrer abruptos e totais “blecautes”.<\/p>\n

SIDs duram em m\u00e9dia de 1 a 2 horas. No entanto, durante o m\u00e1ximo de atividade solar, podem ocorrer “flares monstruosos”, como em agosto de 72 ou em setembro de 89 que ir\u00e3o bloquear as transmiss\u00f5es no hemisf\u00e9rio iluminado por grande parte de um dia.O dia em que a ionosfera desapareceu.<\/p>\n

Um dos grandes SIDs j\u00e1 registrados ocorreu durante o ciclo 20, em 7 de agosto de 1972. Estavam sendo feitas medidas de ionosfera durante o in\u00edcio da tarde pelo observat\u00f3rio astrogeof\u00edsico La Posta, da Calif\u00f3rnia. Abruptamente todos os tra\u00e7os da ionosfera desapareceram da tela do oscilosc\u00f3pio. Ap\u00f3s checar o equipamento, e tendo visto o efeito de SIDs anteriormente, os cientistas esperaram pacientemente pelo fim da tarde para o retorno da ionosfera. <\/p>\n

O que aconteceu \u00e9 que os raios-X provenientes de um gigantesco “flare” solar atingiu a camada D, aumentando sua ioniza\u00e7\u00e3o, e fazendo com que todos os sinais de HF fossem absorvidos, na regi\u00e3o oriental do oceano Pac\u00edfico. Registros da marinha americana comprovam que as comunica\u00e7\u00f5es entre as esta\u00e7\u00f5es na \u00e1rea desapareceram totalmente.<\/p>\n

* Artigo publicado no Boletim @tividade DX produzido pelo DX Clube do Brasil<\/em><\/a><\/p>\n


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