Ionosfera - Ionosphere

A ionosfera ( / ɒ n do ə ˌ s f ɪər / ) é a parte ionizada da atmosfera superior da Terra , a partir de cerca de 48 km (30 mi) a 965 km (600 mi) a altitude, uma região que inclui a thermosphere e partes de a mesosfera e exosfera . A ionosfera é ionizada pela radiação solar. Ele desempenha um papel importante na eletricidade atmosférica e forma a borda interna da magnetosfera . Tem importância prática porque, entre outras funções, influencia a propagação do rádio para lugares distantes da Terra.

Relação da atmosfera e ionosfera

História da descoberta

Já em 1839, o matemático e físico alemão Carl Friedrich Gauss postulou que uma região eletricamente condutora da atmosfera poderia ser responsável pelas variações observadas do campo magnético da Terra. Sessenta anos depois, Guglielmo Marconi recebeu o primeiro sinal de rádio transatlântico em 12 de dezembro de 1901, em St. John's, Newfoundland (agora no Canadá ) usando uma antena de 152,4 m (500 pés) apoiada em pipa para recepção. A estação de transmissão em Poldhu , Cornwall, usou um transmissor de centelha para produzir um sinal com uma frequência de aproximadamente 500  kHz e uma potência de 100 vezes mais do que qualquer sinal de rádio produzido anteriormente. A mensagem recebida era três dits, o código Morse para a letra S . Para chegar à Terra Nova, o sinal teria que ricochetear na ionosfera duas vezes. Dr. Jack Belrose contestou isso, no entanto, com base em trabalho teórico e experimental. No entanto, Marconi conseguiu comunicações sem fio transatlânticas em Glace Bay, Nova Escócia , um ano depois.

Em 1902, Oliver Heaviside propôs a existência da camada Kennelly-Heaviside da ionosfera que leva seu nome. A proposta de Heaviside incluía meios pelos quais os sinais de rádio são transmitidos ao redor da curvatura da Terra. A proposta de Heaviside, juntamente com a lei de Planck da radiação de corpo negro, pode ter dificultado o crescimento da radioastronomia para a detecção de ondas eletromagnéticas de corpos celestes até 1932 (e o desenvolvimento de transceptores de rádio de alta frequência) . Também em 1902, Arthur Edwin Kennelly descobriu algumas das propriedades radioelétricas da ionosfera.

Em 1912, o Congresso dos Estados Unidos impôs o Radio Act de 1912 aos operadores de rádio amador , limitando suas operações a frequências acima de 1,5 MHz (comprimento de onda de 200 metros ou menor). O governo achou que essas frequências eram inúteis. Isso levou à descoberta da propagação de rádio HF através da ionosfera em 1923.

Em 1926, o físico escocês Robert Watson-Watt introduziu o termo ionosfera em uma carta publicada apenas em 1969 na Nature :

Nos últimos anos, vimos a adoção universal do termo 'estratosfera' .. e .. o termo companheiro 'troposfera' ... O termo 'ionosfera', para a região em que a principal característica é a ionização em grande escala com considerável significa caminhos livres, parece apropriado como um acréscimo a esta série.

No início dos anos 1930, as transmissões de teste da Rádio Luxemburgo inadvertidamente forneceram evidências da primeira modificação de rádio da ionosfera; HAARP realizou uma série de experimentos em 2017 usando o Efeito Luxemburgo de mesmo nome .

Edward V. Appleton recebeu o Prêmio Nobel em 1947 por sua confirmação em 1927 da existência da ionosfera. Lloyd Berkner mediu primeiro a altura e a densidade da ionosfera. Isso permitiu a primeira teoria completa de propagação de rádio por ondas curtas. Maurice V. Wilkes e JA Ratcliffe pesquisaram o tópico da propagação de rádio de ondas de rádio muito longas na ionosfera. Vitaly Ginzburg desenvolveu uma teoria da propagação de ondas eletromagnéticas em plasmas como a ionosfera.

Em 1962, o satélite canadense Alouette 1 foi lançado para estudar a ionosfera. Após seu sucesso vieram o Alouette 2 em 1965 e os dois satélites ISIS em 1969 e 1971, além do EROS-A e -B em 1972 e 1975, todos para medição da ionosfera.

Em 26 de julho de 1963, o primeiro satélite geossíncrono operacional Syncom 2 foi lançado. Os sinais de rádio da placa neste satélite (e seus sucessores) permitiram - pela primeira vez - a medição da variação do conteúdo total de elétrons (TEC) ao longo de um feixe de rádio da órbita geoestacionária para um receptor terrestre. (A rotação do plano de polarização mede diretamente a TEC ao longo do caminho.) A geofísica australiana Elizabeth Essex-Cohen de 1969 em diante estava usando essa técnica para monitorar a atmosfera acima da Austrália e da Antártica.

Geofísica

A ionosfera é uma camada de elétrons e átomos e moléculas eletricamente carregados que envolve a Terra, estendendo-se de uma altura de cerca de 50 km (30 mi) a mais de 1.000 km (600 mi). Existe principalmente devido à radiação ultravioleta do sol .

A parte mais baixa da atmosfera da Terra , a troposfera se estende desde a superfície até cerca de 10 km (6 mi). Acima está a estratosfera , seguida pela mesosfera. Na estratosfera, a radiação solar que entra cria a camada de ozônio . Em alturas acima de 80 km (50 mi), na termosfera , a atmosfera é tão fina que elétrons livres podem existir por curtos períodos de tempo antes de serem capturados por um íon positivo próximo . O número desses elétrons livres é suficiente para afetar a propagação do rádio . Esta porção da atmosfera é parcialmente ionizada e contém um plasma que é conhecido como ionosfera.

Ultravioleta (UV), raios-X e comprimentos de onda mais curtos da radiação solar são ionizantes, uma vez que os fótons nessas frequências contêm energia suficiente para desalojar um elétron de um átomo ou molécula de gás neutro após a absorção. Neste processo o elétron leve obtém uma alta velocidade para que a temperatura do gás eletrônico criado seja muito mais alta (da ordem de mil K) que a dos íons e neutros. O processo reverso da ionização é a recombinação , na qual um elétron livre é "capturado" por um íon positivo. A recombinação ocorre espontaneamente e causa a emissão de um fóton que carrega a energia produzida na recombinação. À medida que a densidade do gás aumenta em altitudes mais baixas, o processo de recombinação prevalece, uma vez que as moléculas do gás e os íons estão mais próximos. O equilíbrio entre esses dois processos determina a quantidade de ionização presente.

A ionização depende principalmente do Sol e de sua atividade . A quantidade de ionização na ionosfera varia muito com a quantidade de radiação recebida do sol. Portanto, há um efeito diurno (hora do dia) e um efeito sazonal. O hemisfério de inverno local está inclinado para longe do Sol, portanto, há menos radiação solar recebida. A atividade do Sol se modula seguindo o ciclo solar , com mais radiação ocorrendo com mais manchas solares, com uma periodicidade em torno de 11 anos. A radiação recebida também varia com a localização geográfica (polares, zonas aurorais , latitudes médias e regiões equatoriais). Existem também mecanismos que perturbam a ionosfera e diminuem a ionização. Existem distúrbios como erupções solares e a liberação associada de partículas carregadas no vento solar que atinge a Terra e interage com seu campo geomagnético .

Sydney Chapman propôs que a região abaixo da ionosfera fosse chamada de neutrosfera (a atmosfera neutra ).

Camadas de ionização

Camadas ionosféricas.

À noite, a camada F é a única camada de ionização significativa presente, enquanto a ionização nas camadas E e D é extremamente baixa. Durante o dia, as camadas D e E tornam-se muito mais ionizadas, assim como a camada F, que desenvolve uma região adicional e mais fraca de ionização conhecida como camada F 1 . A camada F 2 persiste dia e noite e é a principal região responsável pela refração e reflexão das ondas de rádio.

Subcamadas ionosféricas da noite para o dia, indicando suas altitudes aproximadas

Camada D

A camada D é a camada mais interna, de 48 km (30 mi) a 90 km (56 mi) acima da superfície da Terra. A ionização aqui se deve à radiação de hidrogênio alfa da série Lyman em um comprimento de onda de 121,6 nanômetros (nm) de óxido nítrico ionizante (NO). Além disso, a alta atividade solar pode gerar raios-X duros (comprimento de onda <1 nm ) que ionizam N 2 e O 2 . As taxas de recombinação são altas na camada D, portanto, há muito mais moléculas de ar neutras do que íons.

Ondas de rádio de média frequência (MF) e baixa frequência de alta (HF) são significativamente atenuadas dentro da camada D, pois as ondas de rádio que passam fazem com que os elétrons se movam, que então colidem com as moléculas neutras, liberando sua energia. Frequências mais baixas experimentam maior absorção porque movem os elétrons mais longe, levando a uma maior chance de colisões. Esta é a principal razão para a absorção de ondas de rádio HF , particularmente em 10 MHz e abaixo, com absorção progressivamente menor em frequências mais altas. Este efeito atinge o pico por volta do meio-dia e é reduzido à noite devido a uma diminuição na espessura da camada D; apenas uma pequena parte permanece devido aos raios cósmicos . Um exemplo comum da camada D em ação é o desaparecimento de estações distantes da banda de transmissão AM durante o dia.

Durante os eventos de prótons solares , a ionização pode atingir níveis excepcionalmente altos na região D em latitudes altas e polares. Esses eventos muito raros são conhecidos como eventos de Absorção de Cap Polar (ou PCA), porque o aumento da ionização aumenta significativamente a absorção de sinais de rádio que passam pela região. Na verdade, os níveis de absorção podem aumentar em muitas dezenas de dB durante eventos intensos, o que é suficiente para absorver a maioria (senão todas) as transmissões de sinais de rádio HF transpolar. Esses eventos geralmente duram menos de 24 a 48 horas.

Camada E

A camada E é a camada do meio, 90 km (60 mi) a 150 km (90 mi) acima da superfície da Terra. A ionização se deve à ionização do oxigênio molecular (O 2 ) por raios X suaves (1–10 nm) e ultravioleta distante (UV ). Normalmente, na incidência oblíqua, esta camada pode refletir apenas ondas de rádio com frequências inferiores a cerca de 10 MHz e pode contribuir um pouco para a absorção nas frequências acima. No entanto, durante eventos E esporádicos intensos , a camada E s pode refletir frequências de até 50 MHz e superiores. A estrutura vertical da camada E é determinada principalmente pelos efeitos concorrentes de ionização e recombinação. À noite, a camada E enfraquece porque a fonte primária de ionização não está mais presente. Após o pôr do sol, um aumento na altura máxima da camada E aumenta o alcance para o qual as ondas de rádio podem viajar por reflexão da camada.

Esta região também é conhecida como camada Kennelly-Heaviside ou simplesmente camada Heaviside. Sua existência foi prevista em 1902 de forma independente e quase simultânea pelo engenheiro elétrico americano Arthur Edwin Kennelly (1861–1939) e o físico britânico Oliver Heaviside (1850–1925). Em 1924 que sua existência foi detectada por Edward V. Appleton e Miles Barnett .

Camada E s

A camada E s (camada E esporádica ) é caracterizada por nuvens pequenas e finas de ionização intensa, que podem suportar a reflexão de ondas de rádio, freqüentemente até 50 MHz e raramente até 450 MHz. Os eventos esporádicos-E podem durar apenas alguns minutos a muitas horas. A propagação esporádica de E torna a operação de VHF por rádios amadores muito interessante quando os caminhos de propagação de longa distância que geralmente são inacessíveis "se abrem" para comunicação bidirecional. Existem múltiplas causas de esporádico-E que ainda estão sendo investigadas por pesquisadores. Esta propagação ocorre todos os dias durante junho e julho nas latitudes médias do hemisfério norte, quando níveis elevados de sinal são frequentemente alcançados. As distâncias de salto são geralmente em torno de 1.640 km (1.020 mi). As distâncias para a propagação de um salto podem ser de 900 km (560 mi) a 2.500 km (1.600 mi). A propagação multi-hop por 3.500 km (2.200 mi) também é comum, às vezes para distâncias de 15.000 km (9.300 mi) ou mais.

Camada F

A camada ou região F , também conhecida como camada Appleton-Barnett, se estende de cerca de 150 km (90 milhas) a mais de 500 km (300 milhas) acima da superfície da Terra. É a camada com a maior densidade de elétrons, o que implica que os sinais que penetram nessa camada escaparão para o espaço. A produção de elétrons é dominada pela radiação ultravioleta extrema (UV, 10–100 nm) que ioniza o oxigênio atômico. A camada F consiste em uma camada (F 2 ) à noite, mas durante o dia, um pico secundário (rotulado de F 1 ) freqüentemente se forma no perfil de densidade de elétrons. Como a camada F 2 permanece durante o dia e a noite, ela é responsável pela maior parte da propagação das ondas de rádio no céu e das comunicações de rádio de alta frequência de longa distância (HF ou ondas curtas ).

Acima da camada F, o número de íons de oxigênio diminui e íons mais leves, como hidrogênio e hélio, tornam-se dominantes. Esta região acima do pico da camada F e abaixo da plasmasfera é chamada de ionosfera do lado superior.

De 1972 a 1975, a NASA lançou os satélites EROS e EROS B para estudar a região F.

Modelo ionosférico

Um modelo ionosférico é uma descrição matemática da ionosfera em função da localização, altitude, dia do ano, fase do ciclo de manchas solares e atividade geomagnética. Geofisicamente, o estado do plasma ionosférico pode ser descrito por quatro parâmetros: densidade do elétron, temperatura do elétron e do íon e, como várias espécies de íons estão presentes, composição iônica . A propagação de rádio depende exclusivamente da densidade de elétrons.

Os modelos são geralmente expressos como programas de computador. O modelo pode ser baseado na física básica das interações dos íons e elétrons com a atmosfera neutra e a luz solar, ou pode ser uma descrição estatística baseada em um grande número de observações ou uma combinação de física e observações. Um dos modelos mais usados ​​é o International Reference Ionosphere (IRI), que se baseia em dados e especifica os quatro parâmetros mencionados. O IRI é um projeto internacional patrocinado pelo Comitê de Pesquisa Espacial (COSPAR) e pela União Internacional de Rádio Ciência (URSI). As principais fontes de dados são a rede mundial de ionossondas , os poderosos radares de dispersão incoerentes (Jicamarca, Arecibo , Millstone Hill, Malvern, St Santin), as sirenes de topo ISIS e Alouette e instrumentos in situ em vários satélites e foguetes. O IRI é atualizado anualmente. IRI é mais preciso ao descrever a variação da densidade do elétron do fundo da ionosfera à altitude de densidade máxima do que ao descrever o conteúdo total de elétrons (TEC). Desde 1999, este modelo é "Padrão Internacional" para a ionosfera terrestre (padrão TS16457).

Anomalias persistentes para o modelo idealizado

Os ionogramas permitem deduzir, por meio de computação, a verdadeira forma das diferentes camadas. A estrutura não homogênea do elétron / íon - plasma produz traços de eco ásperos, vistos predominantemente à noite e em latitudes mais altas, e durante condições perturbadas.

Anomalia de inverno

Em latitudes médias, a produção diurna de íons da camada F 2 é maior no verão, como esperado, uma vez que o Sol brilha mais diretamente na Terra. No entanto, há mudanças sazonais na proporção molecular-atômica da atmosfera neutra que fazem com que a taxa de perda de íons no verão seja ainda maior. O resultado é que o aumento na perda de verão supera o aumento na produção de verão, e a ionização total de F 2 é, na verdade, menor nos meses locais de verão. Este efeito é conhecido como anomalia do inverno. A anomalia está sempre presente no hemisfério norte, mas geralmente está ausente no hemisfério sul durante os períodos de baixa atividade solar.

Anomalia equatorial

Correntes elétricas criadas na ionosfera voltada para o sol.

Dentro de aproximadamente ± 20 graus do equador magnético , está a anomalia equatorial . É a ocorrência de um vale na ionização na camada F 2 no equador e cristas em cerca de 17 graus na latitude magnética. As linhas do campo magnético da Terra são horizontais no equador magnético. O aquecimento solar e as oscilações de maré na ionosfera inferior movem o plasma para cima e através das linhas do campo magnético. Isso cria uma lâmina de corrente elétrica na região E que, com o campo magnético horizontal , força a ionização para a camada F, concentrando-se a ± 20 graus do equador magnético. Este fenômeno é conhecido como fonte equatorial .

Eletrojato equatorial

O vento mundial impulsionado pelo sol resulta no chamado sistema de corrente Sq (silêncio solar) na região E da ionosfera da Terra ( região do dínamo ionosférico ) (100-130 km (60-80 mi) de altitude). O resultado dessa corrente é um campo eletrostático direcionado a oeste-leste (amanhecer-anoitecer) no lado equatorial diurno da ionosfera. No equador de mergulho magnético, onde o campo geomagnético é horizontal, este campo elétrico resulta em um fluxo de corrente aprimorado para o leste dentro de ± 3 graus do equador magnético, conhecido como eletrojato equatorial .

Perturbações ionosféricas efêmeras

Raios-X: distúrbios ionosféricos súbitos (SID)

Quando o Sol está ativo, fortes explosões solares podem ocorrer, atingindo o lado iluminado da Terra com raios-X fortes. Os raios X penetram na região D, liberando elétrons que aumentam rapidamente a absorção, causando um blecaute de rádio de alta frequência (3-30 MHz) que pode persistir por muitas horas após fortes erupções. Durante esse tempo, sinais de frequência muito baixa (3–30 kHz) serão refletidos pela camada D em vez da camada E, onde o aumento da densidade atmosférica geralmente aumenta a absorção da onda e, portanto, a amortece. Assim que os raios-X terminam, o súbito distúrbio ionosférico (SID) ou blecaute de rádio declina de forma constante à medida que os elétrons na região D se recombinam rapidamente e a propagação retorna gradualmente às condições pré-erupção ao longo de minutos a horas, dependendo do sistema solar intensidade e frequência do flare.

Prótons: absorção da capa polar (PCA)

Associada às explosões solares está uma liberação de prótons de alta energia. Essas partículas podem atingir a Terra em 15 minutos a 2 horas após a explosão solar. Os prótons espiralam ao redor e para baixo nas linhas do campo magnético da Terra e penetram na atmosfera perto dos pólos magnéticos, aumentando a ionização das camadas D e E. O PCA normalmente dura de cerca de uma hora a vários dias, com uma média de cerca de 24 a 36 horas. As ejeções de massa coronal também podem liberar prótons energéticos que aumentam a absorção da região D nas regiões polares.

Tempestades geomagnéticas

Uma tempestade geomagnética é uma perturbação temporária - às vezes intensa - da magnetosfera terrestre .

  • Durante uma tempestade geomagnética, a camada F₂ se tornará instável, fragmentará e poderá até desaparecer completamente.
  • Nas regiões polares norte e sul das auroras terrestres podem ser observadas no céu noturno.

Raio

Os relâmpagos podem causar perturbações ionosféricas na região D de duas maneiras. A primeira é por meio de ondas de rádio VLF (frequência muito baixa) lançadas na magnetosfera . Essas ondas de modo "assobiador" podem interagir com as partículas do cinturão de radiação e fazer com que elas se precipitem na ionosfera, adicionando ionização à região D. Esses distúrbios são chamados de eventos de " precipitação de elétrons induzida por raio " (LEP).

Ionização adicional também pode ocorrer por aquecimento / ionização direta como resultado de grandes movimentos de carga em quedas de raios. Esses eventos são chamados de cedo / rápido.

Em 1925, CTR Wilson propôs um mecanismo pelo qual a descarga elétrica de tempestades com raios pudesse se propagar das nuvens para a ionosfera. Na mesma época, Robert Watson-Watt, trabalhando na Radio Research Station em Slough, Reino Unido, sugeriu que a camada E esporádica ionosférica (E s ) parecia ter sido aumentada como resultado de um raio, mas que mais trabalho era necessário. Em 2005, Davis e C. C. Johnson, trabalhando no Rutherford Appleton Laboratory em Oxfordshire, Reino Unido, demonstraram que o E s camada foi de facto melhorada como um resultado da actividade de um raio. Suas pesquisas subsequentes se concentraram no mecanismo pelo qual esse processo pode ocorrer.

Formulários

Comunicação via rádio

Devido à capacidade dos gases atmosféricos ionizados de refratar ondas de rádio de alta frequência (HF ou ondas curtas ), a ionosfera pode refletir ondas de rádio direcionadas para o céu de volta para a Terra. As ondas de rádio direcionadas em um ângulo em direção ao céu podem retornar à Terra além do horizonte. Essa técnica, chamada de propagação "skip" ou " skywave ", tem sido usada desde a década de 1920 para se comunicar em distâncias internacionais ou intercontinentais. As ondas de rádio que retornam podem refletir da superfície da Terra para o céu novamente, permitindo que alcances maiores sejam alcançados com vários saltos . Esse método de comunicação é variável e não confiável, com a recepção em um determinado caminho dependendo da hora do dia ou da noite, das estações, do clima e do ciclo de 11 anos de manchas solares . Durante a primeira metade do século 20, foi amplamente utilizado para serviços transoceânicos de telefone e telégrafo e comunicação comercial e diplomática. Devido à sua relativa falta de confiabilidade, a comunicação de rádio de ondas curtas foi abandonada em grande parte pela indústria de telecomunicações, embora continue importante para a comunicação de alta latitude, onde a comunicação de rádio por satélite não é possível. Algumas estações de transmissão e serviços automatizados ainda usam frequências de rádio de ondas curtas , assim como os radioamadores para contatos recreativos privados.

Mecanismo de refração

Quando uma onda de rádio atinge a ionosfera, o campo elétrico da onda força os elétrons da ionosfera a oscilarem na mesma frequência da onda de rádio. Parte da energia da radiofrequência é dada a essa oscilação ressonante. Os elétrons oscilantes serão então perdidos para a recombinação ou irradiarão novamente a energia da onda original. A refração total pode ocorrer quando a freqüência de colisão da ionosfera é menor que a freqüência de rádio e se a densidade de elétrons na ionosfera é grande o suficiente.

Uma compreensão qualitativa de como uma onda eletromagnética se propaga através da ionosfera pode ser obtida lembrando a óptica geométrica . Visto que a ionosfera é um plasma, pode-se mostrar que o índice de refração é menor que a unidade. Conseqüentemente, o "raio" eletromagnético é desviado do normal, em vez de em direção ao normal, como seria indicado quando o índice de refração é maior do que a unidade. Também pode ser mostrado que o índice de refração de um plasma e, portanto, da ionosfera, é dependente da frequência, consulte Dispersão (óptica) .

A frequência crítica é a frequência limite na qual ou abaixo da qual uma onda de rádio é refletida por uma camada ionosférica em incidência vertical . Se a frequência transmitida for maior do que a frequência do plasma da ionosfera, os elétrons não podem responder rápido o suficiente e não são capazes de re-irradiar o sinal. É calculado conforme mostrado abaixo:

onde N = densidade de elétrons por m 3 e f crítico está em Hz.

A frequência máxima utilizável (MUF) é definida como o limite de frequência superior que pode ser usado para transmissão entre dois pontos em um horário especificado.

onde = ângulo de ataque , o ângulo da onda em relação ao horizonte e sin é a função seno .

A frequência de corte é a frequência abaixo da qual uma onda de rádio falha em penetrar uma camada da ionosfera no ângulo de incidência necessário para a transmissão entre dois pontos especificados por refração da camada.

Correção ionosférica GPS / GNSS

Existem vários modelos usados ​​para compreender os efeitos dos sistemas globais de navegação por satélite da ionosfera. O modelo Klobuchar é usado atualmente para compensar os efeitos ionosféricos no GPS . Este modelo foi desenvolvido no Laboratório de Pesquisa Geofísica da Força Aérea dos Estados Unidos por volta de 1974 por John (Jack) Klobuchar. O sistema de navegação Galileo usa o modelo NeQuick .

Outras aplicações

A corda eletrodinâmica de sistema aberto , que usa a ionosfera, está sendo pesquisada. A corda espacial usa contatores de plasma e a ionosfera como partes de um circuito para extrair energia do campo magnético da Terra por indução eletromagnética .

Medidas

Visão geral

Os cientistas exploram a estrutura da ionosfera por uma ampla variedade de métodos. Eles incluem:

  • observações passivas de emissões ópticas e de rádio geradas na ionosfera
  • rebatendo ondas de rádio de diferentes frequências a partir dele
  • dispersão incoerentes radares, tais como o EISCAT , Sondre Stromfjord, Mó Colina , Arecibo , Advanced modular Incoherent Scatter Radar (AMISR) e Jicamarca radares
  • radares de dispersão coerentes, como os (SuperDARN) Super dupla Auroral Radar de rede radares
  • receptores especiais para detectar como as ondas refletidas mudaram em relação às ondas transmitidas.

Uma variedade de experimentos, como HAARP ( High Frequency Active Auroral Research Program ), envolve transmissores de rádio de alta potência para modificar as propriedades da ionosfera. Essas investigações se concentram no estudo das propriedades e comportamento do plasma ionosférico, com ênfase particular em ser capaz de entendê-lo e usá-lo para melhorar os sistemas de comunicação e vigilância para fins civis e militares. HAARP foi iniciado em 1993 como um experimento proposto de vinte anos e atualmente está ativo perto de Gakona, Alasca.

O projeto de radar SuperDARN pesquisa as latitudes altas e médias usando retroespalhamento coerente de ondas de rádio na faixa de 8 a 20 MHz. O retroespalhamento coerente é semelhante ao espalhamento de Bragg em cristais e envolve a interferência construtiva do espalhamento de irregularidades de densidade ionosférica. O projeto envolve mais de 11 países diferentes e vários radares em ambos os hemisférios.

Os cientistas também estão examinando a ionosfera pelas mudanças nas ondas de rádio, de satélites e estrelas, que passam por ela. O Telescópio Arecibo, localizado em Porto Rico , foi originalmente planejado para estudar a ionosfera da Terra.

Ionogramas

Ionogramas mostram as alturas virtuais e frequências críticas das camadas ionosféricas e que são medidas por uma ionosonda . Uma ionosonda varre uma faixa de frequências, geralmente de 0,1 a 30 MHz, transmitindo em incidência vertical para a ionosfera. À medida que a frequência aumenta, cada onda é menos refratada pela ionização na camada e, portanto, cada uma penetra ainda mais antes de ser refletida. Eventualmente, é alcançada uma frequência que permite que a onda penetre na camada sem ser refletida. Para ondas de modo comum, isso ocorre quando a frequência transmitida excede apenas o pico de plasma, ou frequência crítica, da camada. Os traçados dos pulsos de rádio de alta freqüência refletidos são conhecidos como ionogramas. As regras de redução são fornecidas em: "URSI Handbook of Ionogram Interpretation and Reduction", editado por William Roy Piggott e Karl Rawer , Elsevier Amsterdam, 1961 (traduções em chinês, francês, japonês e russo estão disponíveis).

Radares de dispersão incoerentes

Os radares de dispersão incoerentes operam acima das frequências críticas. Portanto, a técnica permite sondar a ionosfera, ao contrário das ionossondas, também acima dos picos de densidade de elétrons. As flutuações térmicas do espalhamento da densidade do elétron nos sinais transmitidos carecem de coerência , o que deu o nome à técnica. Seu espectro de potência contém informações não apenas sobre a densidade, mas também sobre as temperaturas de íons e elétrons, massas de íons e velocidades de deriva.

Rádio ocultação GNSS

A ocultação de rádio é uma técnica de sensoriamento remoto em que um sinal GNSS raspa tangencialmente a Terra, passando pela atmosfera, e é recebido por um satélite de Órbita Terrestre Baixa (LEO). Conforme o sinal passa pela atmosfera, ele é refratado, curvado e atrasado. Um satélite LEO faz uma amostragem do conteúdo total de elétrons e do ângulo de curvatura de muitos desses caminhos de sinal enquanto observa o satélite GNSS subir ou se pôr atrás da Terra. Usando uma transformada de Abel inversa , um perfil radial de refratividade naquele ponto tangente na terra pode ser reconstruído.

As principais missões de rádio-ocultação GNSS incluem GRACE , CHAMP e COSMIC .

Índices da ionosfera

Em modelos empíricos da ionosfera, como Nequick, os seguintes índices são usados ​​como indicadores indiretos do estado da ionosfera.

Intensidade solar

F10.7 e R12 são dois índices comumente usados ​​na modelagem ionosférica. Ambos são valiosos por seus longos registros históricos que abrangem vários ciclos solares. F10.7 é uma medida da intensidade das emissões de rádio solar em uma frequência de 2.800 MHz feita usando um radiotelescópio terrestre . R12 é uma média de 12 meses do número diário de manchas solares. Ambos os índices mostraram estar correlacionados entre si.

No entanto, ambos os índices são apenas indicadores indiretos das emissões de raios-X e ultravioleta solar, que são os principais responsáveis ​​por causar ionização na alta atmosfera da Terra. Agora temos dados da espaçonave GOES que mede o fluxo de fundo de raios-X do Sol, um parâmetro mais relacionado aos níveis de ionização na ionosfera.

Perturbações geomagnéticas

  • Os índices A - e K são uma medida do comportamento do componente horizontal do campo geomagnético . O índice K usa uma escala semilogarítmica de 0 a 9 para medir a força do componente horizontal do campo geomagnético. O índice K de Boulder é medido no Observatório Geomagnético de Boulder .
  • Os níveis de atividade geomagnética da Terra são medidos pela flutuação do campo magnético da Terra em unidades SI chamadas teslas (ou em gauss não SI , especialmente na literatura mais antiga). O campo magnético da Terra é medido ao redor do planeta por muitos observatórios. Os dados recuperados são processados ​​e transformados em índices de medição. Medições diárias para todo o planeta são disponibilizadas por meio de uma estimativa do índice A p , denominado índice A planetário (PAI).

Ionosferas de outros planetas e satélites naturais

Objetos no Sistema Solar que têm atmosferas apreciáveis ​​(ou seja, todos os planetas principais e muitos dos satélites naturais maiores ) geralmente produzem ionosferas. Os planetas que possuem ionosferas incluem Vênus , Marte , Júpiter , Saturno , Urano , Netuno e Plutão .

A atmosfera de Titã inclui uma ionosfera que varia de cerca de 880 km (550 milhas) a 1.300 km (810 milhas) de altitude e contém compostos de carbono. Ionosferas também foram observadas em Io , Europa , Ganymede e Triton .

Veja também

Notas

Referências

links externos