FACULDADES INTEGRADAS 'ESPÍRITA' – FIES

CAMPUS UNIVERSITÁRIO DR. BEZERRA DE MENEZES – UNIBEM

CURSO DE FÍSICA COM ÊNFASE EM ASTRONOMIA

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Campus de Pesquisas Geofísicas "Major Edsel de Freitas Coutinho"

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Foto (Figura 1) da entrada do Campus de Pesquisas Geofísicas Major Edsel de Freitas Coutinho (Fonte: Oneide José Pereira).

A importância da base de pesquisas reside no estudo dos efeitos da ocorrência da anomalia que se dá entre –90º a +40º de longitude e –50º até a linha do Equador. Logo, toda a América do Sul encontra-se sob seus efeitos, e, em especial, a Base está muito próxima do epicentro. A anomalia geomagnética gera correntes induzidas de ULF, ou Freqüência Ultra Baixa, menor que 3 Hz, além de criar condições anômalas na ionização da Atmosfera terrestre.

LINKS:

=> Processos de propagação na Ionosfera e fenômenos correlatos

=>Anomalia Magnética do Atlântico Sul – AMAS

=> Ciclo Solar 24 – Previsão de seu início e amplitude.

=>Antenas: Veja o que são e para que servem.

=>Teoria de Antenas

=>Radar

=>Radiotelescópio

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Figura 2: Jardim do Campus de Paula Freitas (Fonte Oneide José Pereira)

As condições especiais da região ainda estão em estudo. Não se sabe por exemplo, qual é a influência da AMAS sobre as condições de propagação das ondas de rádio que se propagam através da refração e reflexão ionosférica, sobretudo nos momentos em que ocorrem fortes precipitações de partículas provindas do Sol.

Veja os estudos que estão a ser realizados:

Efeitos_em VLF na Região da AMAS 407 kB .pdf

VLF_CME_SID_AMAS PPT 3,91 MB

Radio observação – Pesquisas espaciais

Absorção de RF na atmosfera e ionosfera

Espectrômetro de HF (20 m) da Estação Antártica Brasileira Comandante Ferraz. (Tempo real).

Espectrômetro de HF (40 m) Pardinho São Paulo.(Tempo real).

=>Gráficos da chegada de Raios-X à Terra (Tempo real).

=>Gráficos da chegada de prótons à Terra (Tempo real).

=>Magnetômetros GOES 12 e GOES 11 (Tempo real)

=>Fluxo de elétrons (Tempo real)

A imagem “http://www.oocities.com/troposfera_e_ionosfera_py5aal/anomalia_atantico_sul_3.JPG” contém erros e não pode ser exibida.

Figura 3: Anomalia Magnética do Atlântico Sul (Fonte: NASA)

Na imagem (Figura 3)acima vê-se a manifestação da Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul praticamente sobre todo o Brasil. Seu epicentro está localizado no momento da tomada da imagem sobre o Sul do País.

O Laboratório de Pesquisas em Geomagnetismo de Paula Freitas, é uma base de pesquisas é mantida pelas Faculdades Integradas 'Espírita', UNIBEM em parceria com o Comando-Geral de Tecnologia Aeroespacial, Instituto de Aeronáutica e Espaço, (IAE), entre outros importantes centros de pesquisas espaciais. Chamado Campus de Pesquisas Geofísicas "Major Edsel de Freitas Coutinho", é um Campus de Pesquisas cuja finalidade principal o estudo da AMAS (Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul) e suas conseqüências em âmbito regional e global. Atualmente os trabalhos de pesquisas são coordenados pelo Professor Oneide José Pereira, mestre e doutorando em Física Espacial pelo INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) e professor do departamento de Física - Astronomia da UNIBEM, Curitiba.

Anomalia Magnética do Atlântico Sul – AMAS

O espelhamento de correntes elétricas ionosféricas, associadas à variações nos campos geomagnéticos causadas pelas partículas energizadas que penetram na atmosfera, podem criar correntes imagem na superfície da Terra. As influências magnéticas, e eletromagnéticas inserem elementos de baixíssima freqüência, em torno de 1 Hz ou menos, em sistemas de transmissão e geração de energia elétrica, linhas de transmissão de dados, telefonia, entre outros efeitos danosos ao funcionamento de equipamentos eletro-eletrônicos: ..."numa análise de defeitos em linhas de transmissão de energia elétrica de alta potência no Brasil, foi detectado que 96% dos casos avaliados estavam diretamente ligados às ocorrências da Anomalia Geomagnética do Atlântico Sul" (PINTO, L., MACEDO, L.H., DRUMMOND, M.A., SZCZUPAK, J.S.)...

A ocorrência do fenômeno geomagnético causa perturbaçõees elétricas em regiões contíguas à localidade da ocorrência primária. E quanto mais próximo do epicentro, maiores os efeitos ocasionados pelas anomalias. Os efeitos dos fenômenos de anomalias geomagnéticas são tão intensos que chegam a afetar satélites e outras espaçonaves com órbitas a algumas centenas de quilômetros de altitude e com inclinações orbitais entre 35° e 60°. Nessas órbitas os satélites passam periodicamente pela anomalia ficando expostos durante minutos às fortes radiações ionizantes da região. A Estação Espacial Internacional, International Space Station, cuja órbita tem uma inclinação de 51.6°, necessitou de um revestimento especial para suportar as radiações presentes na área onde ocorre o fenômeno. Outro importante artefato espacial que necessitou cuidados especiais, foi o Telescópio Espacial Hubble, que não pode fazer observações enquanto está passando sobre a região. Os efeitos são tão danosos que a NASA, face aos defeitos que costumavam ocorrer em seus satélites quando passavam sobre a Região Sul do Brasil, principalmente, resolveu alterar suas rotas.

A Irradiação Solar

Pode-se considerar irradiação solar a energia emitida pelo Sol, em especial a eletromagnética. Aproximadamente metade da radiação está na alta freqüência do espectro eletromagnético e a outra metade está em grande parte próximo à radiação luminosa do infravermelho até o ultravioleta. A alta atmosfera da Terra é rica em radiações ionizantes provindas do Cosmo e do Sol. Grande parte destas radiações não chegam ao solo devidas inúmeras ''camadas'' de proteção e interação que ocorre.

Figura 4: Diagrama esquemático da chegada de Raioa Cósmicos (Fonte: NASA)

Observação do Sol em 10,7 cm

O fluxo solar em 10,7 cm é a medida da radiação térmica do sol, que contribui no processo de ionização. É medido em muitos quadrantes da terra. No observatório localizado em Penticton , Columbia Britânica é usada uma antena direcional apontada para o sol, conectada a um receptor sintonizado em 2,8 GHz, ou 10,7 cm, que após a observação por um ano, nos dará a média de manchas solares, que é chamada de número plano de spots , SSN . Quanto mais alto o número plano, melhores condições de propagação. Este número é conhecido como SFI ( Solar Flux Index ) seu aumento é benéfico para a propagação de ondas de rádio no planeta. Na região de Paula Freitas, é importante tal parâmetro, pois não somente a quantidade de energia calorífica pode ser determinada, mas também as energias de partículas que seguramente atravessam o Cinturão de Van Allen e atingem a região.

Observação do Sol em ondas quilométricas

As radiações eletromagnéticas que se propagam no plasma presente na alta atmosfera, ora refletem, ora refratam no meio onde se propagam. Logo oscilam conforme as variações das condições de densidade iônica na região da AMAS.

         Na ionosfera, a propagação de RF, é sobretudo influenciada pela densidade eletro-iônica. A densidade de elétrons livres é proporcional à densidade iônica (ânions, cátions), assim, quanto mais elétrons livres, mais íons. Appleton denominou as regiões iônicas com diferentes quantidades de elétrons livres e íons por camadas (Layer's): D , E, E Esporádica, F1, F2. As radiações solares, ultravioleta (UV) e os Raios-X em comprimentos de onda mais curtos são responsáveis pela ionização na região. A atividade solar associada ao ciclo das manchas solares é forte interferente das condições iônicas da alta atmosfera. Na região da AMAS, as perturbações causadas pelas chamas solares, variam conforme as partículas e energia emanadas chegam à Terra. Na camada iônica mais próxima ao solo, a ''região D'', os átomos geram no processo de ionização, fótons nos mais diversos comprimentos de onda, assim, a atenuação das ondas de rádio é causada pela alta densidade de elétrons-livres gerada pela radiação solar, que é pronunciada durante o dia. Fazendo um levantamento do ruído de fundo, é possível medir as variações iônicas na região da Anomalia do Atlântico Sul de forma indireta. As radiações alfa-Lyman (Alpha-Lyman series-alpha hydrogen radiation), em 121.5 nanômetros (nm) ionizam o óxido nítrico que emite um elétron. O Sol, no ciclo ativo, (com mais de 50 manchas), emite mais Raios-X ''duros'', (comprimento de onda < 1 nm), estes ionizam o gases N2, O2. A forte ionização começa logo ao nascer do Sol. Ao se ''escutar'' ondas de RF extra-longas, será percebido o aumento do ruído de fundo gerado pela ionização. Para tal, o lugar de escuta deve ser sem poluição eletromagnética ocasionada pela rede elétrica local e outros fatores geradores de interferências de baixa freqüência. No anoitecer, ocorre a recombinação, e o chiado de fundo se altera. A camada D é a principal responsável pela absorção da RF, a ionização nas suas regiões inferior e superior, são maiores durante o dia do que à noite. Durante a noite, a densidade eletrônica é inferior, estando relacionada à incidência de raios cósmicos. Existe uma ionização adicional na região, provavelmente produzida nas altas latitudes pelas partículas aprisionadas que chegam dirigidas ao longo das linhas de força do campo geomagnético. A propagação de RF é influenciada pela densidade eletrônica e iônica, portanto, as influências das radiações alpha Lyman e radiações eletromagnéticas em freqüências muito baixas, são facilmente mensujráveis e o ruído gerado é captado há milhares de quilômetros. Ao se detectar os ruídos de fundo provenientes da alta atmosfera, se poderá mapear através de gráficos sua variação.

Figura 7: Projeto de antena para prospecção ionosférica para alta freqüência, 10 MHz. Este é o modelo para a antena a ser instalada no Campus de Paula Freitas (Fonte: Angelo Leithold)

Acima: Protótipo de antena de prospecção ionosférica executado pelo autor (Ângelo Antônio Leithold) auxiliado por Marcos Garcia e Marcelo Alegria (Fonte: Angelo Leithold).

O protótipo funcionou adequadamente e os dados colhidos serviram para a apresentação do V CONFIES (Figura 5).

Cinturões de Radiação de Van Allen

A AMAS atinge os Cinturões de Radiação de Van Allen, fazendo-os se aproximar mais do solo na região do seu epicentro. Também possível reproduzí-los artificialmente através de explosões nucleares na alta atmosfera ou em laboratório. Appleton denominou as camadas iônicas da Terra, D, E, F1 e F2. Existe uma dependência previsível quanto à densidade eletron-iônica em relação às mudanças da radiação solar que acompanham as flutuações irradiantes do Astro Rei em longo prazo, sendo dependentes do estado solar momentâneo, além de outros efeitos desconhecidos. No caso do Sol, ao variar a irradiação, variam também as condições ionosféricas, e, proporcionalmente variará a absorção na camada D. Isso influi na absorção da radiofreqüência na atmosfera, o que poderá interferir nas comunicações de rádio entre aeronaves e o solo, e vice-e-versa, devidos fenômenos de absorção, dutificação (Canalização), entre outros efeitos nas camadas da atmosfera, inclusive na propagação das ondas de SHF, que é a freqüência usual de muitos sistemas de radar. Atividades do Sol de interêsse astronômico, as Solar Flares, ( dilatação solar ) e Solar Holes ( buracos solares ), emitem alta energia de prótons e raios X, causando aumento significativo na velocidade do vento solar . Os prótons podem causar a coroa polar e absorção de ondas de rádio e energia eletromagnética em altas latitudes . Os raios-x podem causar black-out nas comunicações via ionosfera, inclusive via satélite, fechamento de propagação em todas as bandas de comunicação, alterações no nível de ruído térmico em altas freqüências no lado diurno da terra pelo aumento da absorção na região D .

Propagação

O fenômeno da Propagação é um modo de transmissão da energia. Esta pode ser luminosa, sonora ou propagação térmica através dos meios líquido, sólido, gasoso, vácuo ou plasma. Na energia eletromagnética estão incluídas as ondas de rádio, que podem ser do espectro eletromagnético que compreendem radiações cuja freqüência varia de alguns hertz até muitos GHz, ou de alguns quilômetros até cerca de comprimentos de onda milimétricos. A propagação via Ionosfera, está intimamente ligada ao número de manchas solares., cujas áreas ao seu redor emitem grandes quantidades de radiação ionizada – radiação ultravioleta extrema e Raios X. O aumento de manchas solares, está intimamente ligado à melhora da propagação a nível planetário. Nas épocas de maior atividade solar, são emitidas maiores quantidades de partículas pelo Astro Rei, que saturam a ionosfera terrestre ionicamente. Assim, é possível o estudo das radiações solares e suas influências sobre a Terra, principalmente no estudo da AMAS. A camada D, devidas suas características, é importante para o estudo de propagação de energia eletromagnética para o estudo do ruído atmosférico natural. Através da rádio-observação na faixa alguns quilohertz, é possível verificar as flutuações das condições iônicas e mensurar as emissões de raios-X , das radiações denominadas Lyman alfa. O modelamento e compilação de dados da camada D da ionosfera, fornecem não só a composição físico-química da região da alta atmosfera da AMAS, mas também os distúrbios geomagnéticos, as ocorrências das auroras polares, “fade-out’s” nas propagações de ondas curtas em freqüências maiores. As perturbações geradas pela atividade solar, podem ser facilmente detectadas pela rádio observação no espectro de VLF, e esta é de fundamental importância para o desenvolvimento de instrumentos e dispositivos de física moderna e radioastronomia. A observação em baixa freqüência propicia o desenvolvimento de técnicas e ferramentas que possibilitam a detecção inclusive dos chamados “flares” solares por via indireta a partir de seus efeitos na ionosfera. É possível o estudo de fenômenos que podem demonstrar a estrutura da região que intervém nos processos físico-químicos da alta atmosfera.


V CONFIES


Embaixo: Palestra proferida pelo acadêmico Ângelo Antônio Leithold no V CONFIES sobre a AMAS, suas influências e a importância do Campus de Paula Freitas para pesquisas multidisciplinares.



Figura 5: V CONFIES palestra sobre a A e os efeitos da Massa Coronal Ejetada quando de sua chegada à Terra (Fonte: Marco Garcia)


Projetos de Iniciação Científica:


A finalidade é a verificação da chegada de Massa Coronal Ejetada, de radiações Alfa Lyman , radiações ultra-violeta, entre outras quando das gandes explosões solares e seu mapeamento a partir do Campus de Paula Freitas e de São José dos Pinhais. Na questão de HF a prospecção se dá num primeiro momento na faixa de 7,00 MHz, conforme a antena descrita abaixo. A escolha da freqüência inicial se deu pelo fato das medidas mecânicas serem múltiplas de 10 m, o que facilita a construção do sistema observação de radio-astronomia solar. Após, serão utilizados outros comprimentos de ondas, e os dados compilados serão comparados aos obtidos pela NASA e outras agências espaciais.

Embaixo: Projeto de antena a ser construída no Campus de Paula Freitas, pelo grupo de observações solares constituído por por Amauri José da Luz Pereira (Coordenador do curso de Física Ênfase Astronomia e orientador de Iniciação científica), Oneide José Pereira (Coordenador do Campus de Paula Freitas e orientadode iniciação científica), Josué Tadeu Borba (Orientador de iniciação científica), pelos acadêmicos do grupo de radio-observação em VLF e HF Ângelo Antônio Leithold, Marco Antônio Garcia e Marcelo Alegria Bruning, e pelo grupo de observação de raios cósmicos Rodrigo Madeira e Clarisvaldo Galina.

Fig 6: Antena direcional (Yagi) de três elementos apontada para cima para radio-observação solar (Fonte: Ângelo Leithold)


O projeto de construção de Antena de quadro VLF de 4.000 metros de perímetro foi executado pelo grupo de rádio-observação do curso de Física Ênfase Astronomia da UNIBEM. A finalidade é a coleta e posterior comparação de dados das radiações solares na maior quantidade possível de comprimentos de ondas na região da AMAS, no Campus de Paula Freitas. O projeto segue o protótipo em menor escala já construído pelos acadêmicos de Física (Astronomia) em Curitiba.


Figura 8: Antena quadra-cúbica de grande envergadura para radio-observação solar (Fonte: Angelo Leithold)


Através de diversos instrumentos de medidas é possível fazer o levantamento dos mais diversos fenômenos e várias partículas e energias provindas do Espaço.

Quando ocorrem as grandes explosões solares, o Sol emite todo tipo de radiações e massa coronal. Os fótons altamente energéticos são os primeiros a chegar devida sua velocidade, os prótons energéticos, por exemplo, com sua velocidade em torno de 450 km /s, bastante lentos, podem ter sua chegada prevista pela medição dos fótons. Assim, é importante uma gama de instrumentos que propiciam as leituras em diversos comprimentos de ondas, desde raios cósmicos até VLF.

Figura 9: Diferentes instrumentos de medida a ser instalados (Fonte: Angelo Leithold).

Ionosfera

A Ionosfera é uma região eletrizada da atmosfera da Terra situada em altidutes de aproximadamente a partir de 50 Km, e presume-se até milhares de quilômetros. Ela consiste de íons e de elétrons livres produzidos pelas influências ionizantes da radiação solar e de partículas cósmicas e solares energéticas incidentes. A ionosfera está sujeita a acentuadas variações geográficas e temporais. Ela exerce um profundo efeito sobre as características das ondas de rádio propagadas dentro, ou através dela. Os íons, plasma ionosférico, etc, propiciam o fenômeno da reflexão, refração entre outros efeitos nas ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz em condições normais(MUF). A reflexão ionosférica, espalhamento e canalização tem ocorrido até freqüências acima de 50 Mhz, mas estatisticamente o tempo de ''propagação aberta'' nas bandas altas se torna muito susceptível à variações ambientais. Na prática, sua utilização se dá no máximo até 30 MHz. Os campos magnéticos do Sol e da Terra variam, isto é, contraem-se, distendem-se e evoluem ao longo do tempo. Sobre a América do Sul, na região Anomalia Magnética do Atlântico Sul (AMAS), as observações solares necessitam a monitoração do fluxo solar na faixa de 10,7 cm, ou seja , o índice Boulder A e o índice Boulder K . Checar estas condições e compará-las em sites da Internet, pode nos dar exatamente os índices em tempo real, o que comparativamente poderá fornecer importantes dados sobre as condições de irradiação da região. A atividade geomagnética, tempestades solares, raios – X , Flares ( dilatações solares ) etc , podem causar uma reação adversa na propagação, alterando a MUF, que pode indicar por comparação se o índice A demonstra estabilidade geomagnética. Magnetômetros geram o número chamado Índice Planetário K, que pode ser comparado em sites da internet que dispõem da leitura direta através de satélites. Qualquer alteração no índice K é significativa, por exemplo abaixo de 3, geralmente indica na média, condições boas e estáveis . Qualquer número acima de 3 indica absorção nas ondas de rádio nas camadas altas (F1 e F2). A cada ponto, refletem-se mudanças nas condições geomagnéticas, assim, por comparação, mudanças nas MUF's podem gerar um índice reverso que pode ser comparado ao índice K. Geralmente as medidas mais elevadas do índice K, são encontradas nas altas latitudes do globo terrestre, em especial no Hemisfério Norte, onde é efetuado este estudo intensivamente. Se altos valores de A e K são medidos, é causa dos efeitos da instabilidade geomagnética que tendem a ser mais concentradas nas regiões polares. É possível, através da recepção dos sinais oriundos da região D, constatar alguns destes efeitos. Um fenômeno chamado “Sudden Enhancements of Atmospherics”, SEA, por exemplo, é gerado por perturbações ionosféricas correlacionadas com erupções cromosféricas solares que ejetam massa coronal que atinge a magnetosfera da Terra.

Uma boa parte da massa coronal ejetada, chega a alterar as condições de ionização, estas são detectáveis na faixa de freqüência VLF, mais especificamente em torno dos 20 kHz. A denominação SEA é oriunda dos registros de nível de sinal/ruído atmosférico que ao ser atingida a camada D, tem uma súbita elevação para em seguida haver um decréscimo lento e gradual. Quando se tem uma estação transmissora em VLF, no momento da ocorrência de um SEA, também se verifica na estação receptora que os sinais emitidos têm o incremento abrupto, para logo após haver uma redução da recepção que retorna aos níveis anteriores, a este efeito se denomina SES, que significa "Sudden Enhancement of Signals". Friedman investigou a emissão de Raios-X solares, e demonstrou que a emissão pelos centros de atividade solares é cerca de 70 vezes maior que nas regiões não perturbadas, assim foi estudado que as emanações de raios-X são as responsáveis por uma boa parte da ionização da “Camada D”. Ou, quando ocorre um “flare” solar, no momento em que a radiação ionizante atingir a Terra, ocorrerá um acréscimo no valor do coeficiente de reflexão da região “D”, assim, haverá um aumento do ruído e dos sinais daquela camada captados por receptores sintonizados na faixa de 20 KHz ou abaixo. Também, no momento em que cessa o fluxo dos raios-X ocorrerá um declínio exponencial do nível do sinal/ruído recebido. Isso acontece devida recombinação do excesso dos íons formados durante o fenômeno.


Raios Cósmicos


Sabe-se que os raios cósmicos são partículas extremamente penetrantes, pois são dotadas de alta energia. Muitas tem sua velocidade de deslocamento muito próxima à da luz .

Ao penetrar na atmosfera colidem com núcleos de átomos dos gases presentes (Figuras 4 e 9) na alta atmosfera., assim, ocorre o que se chama de “chuva” de partículas de menor energia daquelas iniciais, a estas, se nomina “raios cósmicos secundários”.

A pesquisa de raios cósmicos no Brasil, foi iniciada em 1934 pelo Instituto Nacional de Tecnologia, no Rio de Janeiro, coordenado por Bernardo Gross, que se dedicou inicialmente aos estudos teóricos dos raios cósmicos. Em São Paulo, a (USP) Universidade de São Paulo, teve suas pesquisas experimentais e teóricas direcionadas para as áreas de radiação cósmica e física nuclear, os trabalhos eram coordenados pelos cientistas ítalo-russo Gleb Wataghin e italiano Giuseppe Occhialini. No Brasil, durante a Segunda Guerra Mundial, as pesquisas foram paradas, reiniciando em 1946, quando o físico brasileiro César Lattes, foi convidado por Giuseppe Occhialini para trabalhar na Universidade de Bristol, na Inglaterra, no grupo de Cecil Powell. Em 1947, Lattes, Powell e Occhialini, a partir de análises de raios cósmicos, descobriram um méson, a subpartícula foi chamada de méson-pi, ou "píon". Logo após, Lattes descobriu como fazer a produção artificial dessas subpartículas em um acelerador. Lattes ajudou na criação de novas instituições científicas no Brasil, como o Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF) e o Conselho Nacional de Pesquisa (CNPq). Inicialmente pensava-se que fótons de alta energia eram os raios cósmicos, mas descobriu-se que são distintos: os raios primários e os cósmicos secundários. Os raios cósmicos de origem solar são de energia relativamente baixa. Tem uma variação de intensidade e espectro que acompanham os eventos solares, seu aumento provoca diminuições nos raios cósmicos provindos do espaço sideral, devido vento solar que, com seu campo magnético, e interação desvia-os de suas trajetórias. Essa diminuição é chamada de “taxa de Forbush”, nome do físico que descobriu esse fenômeno. A taxa de diminuição de Forbush tende a seguir o ciclo solar de 11 anos. Os sistemas de prospecção propostos para os trabalhos a ser executados no Campus de Pesquisas Geofísicas Major Edsel de Freitas Coutinho, são justamente para comparar o Ciclo Solar com a taxa de Forbush na região da AMAS, e verificar os efeitos da Massa Coronal Ejetada nos mais diversos comprimentos de ondas e sistemas, desde os eletrônicos aos biológicos.



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