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Recombinação

A Terra é cercada por um campo magnético, a magnetosfera, esta é gerada pelo efeito dínamo que ocorre em seu interior, onde metais líquidos bons condutores são mantidos em movimento pelas forças de convecção devida troca de calor, das forças de Coriolis, forças centrífugas e gravitação, entre outros efeitos. Pode-se dizer que a massa interna do Planeta se comporta como enrolamentos de uma bobina de um dínamo, e que geram campos elétrico e magnético quando movida. As massas do núcleo da Terra são as principais responsáveis pela existência do campo magnético do planeta. Sem ele, a bússola não funcionaria, não haveria auroras, nem estaríamos protegidos das radiações provindas do espaço cujas partículas de alta energia não seriam deflexionadas, neutralizadas, ou capturadas por dois cinturões que blindam a Terra contra as altas energias provindas do Cosmos e do Sol. Estes, descobertos pelo primeiro satélite norte-americano, o Explorer 1, lançado em 1958, são chamados Cinturões de Van Allen. A ionosfera é formada por fontes ionizantes cósmicas e solares. As solares podem ser consideradas as principais e as cósmicas secundárias, pois tem sua atuação percebida durante a noite, ou na ionosfera noturna. O processo de perda iônica na região superior da ionosfera consiste na recombinação dos elétrons com os íons positivos formando os átomos neutros. Na região inferior da ionosfera, é a junção eletrônica dos átomos neutros que se combinam aos elétrons formando os íons negativos, é um processo que explica a concentração de íons negativos na base da ionosfera. A perda iônica não é suficiente para eliminar totalmente os elétrons do plasma ionosférico dado a ionização constante das fontes ionizantes cósmicas e dos processos corpusculares. O plasma ionosférico torna-se apenas eletronicamente mais rarefeito. A recombinação é um fenômeno oposto à ionização, varia, dependendo da camada da ionosfera e da hora do dia. Entre o inicio da manhã e o fim da tarde, o ritmo de ionização excede o ritmo de recombinação, cujos coeficientes são dependentes das relações de interação Terra-Sol quando as “chamas solares” emitem partículas em direção à Terra causando perturbações na Ionosfera. Assim, quando elétrons livres e íons positivos se aproximam, a possibilidade de se combinar aumenta, resultando assim átomos eletricamente neutros. Os Solar Flares, como é conhecido o fenômeno, estão ligados às emissões de alta energia, estas são responsáveis por uma série de perturbações ionosféricas súbitas (chamadas SID), que por sua vez, geram a produção das nuvens ionizadas na alta atmosfera da Terra, que são ocasionadas em grande parte pelas radiações alfa-Lyman, e radiação gama na camada D. Os coeficientes de recombinação podem estar ligados à absorção das ondas de radiofreqüência que se propagam na região. Ainda está em estudo uma metodologia que forneça informações relativas ao comportamento íon-eletrônico da atmosfera de alta altitude. Os processos de recombinação íon-íon dissociativa, ou recombinação entre elétrons e íons positivos, ou de neutralização mútua entre íons positivos negativos, é de grande importância para o entendimento da ionosfera. Medidas de laboratório que simulem as condições iônicas da ionosfera, são de grande interesse para o levantamento dos coeficientes de recombinação dissociativa. Cálculos teóricos que demonstrem as reações radiativas para o H, He, N, entre outros elementos ainda estão sendo desenvolvidos. Os íons e elétrons afetados pela recombinação de íons positivos e negativos, e a conversão dos íons, também pode ser considerada objeto de estudo.



A magnetosfera – ionosfera estudadas por Kan et al. (1988), são um modelo melhorado de estudos anteriores. Neste modelo, têm-se o balanço do tempo de recombinação na ionosfera e a transmissão de sinais de RF quando as camadas superiores estão “quietas”, ou antes da piora das condições de transmissão ocasionadas pela influência magnetosferica. Uma das características novas do modelo melhorado é o aparecimento de estruturas localizadas nas auroras ao longo do limite auroral difuso durante a noite nos pólos. Esta característica é consistente com os dados de imagem do satélite Viking e da ISS. As imagens resultantes de uma aurora discreta em forma arco que clareia a meia-noite pode ser observada, pode-se notar inclusive a mudança para o oeste quando o brilho aumenta a um certo nível que é semelhante ao início de uma tempestade. A aurora luminosa tem uma velocidade inicial ao redor 2 km/s, que gradualmente se reduz e escurece.

Os processos físicos e químicos que afetam a distribuição do equilíbrio iônico na atmosfera da Terra, também ocorrem nas atmosferas de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Os modelos atuais indicam ionosferas detectáveis em todos os quatro planetas. Também se observa que prótons deveriam representar o íon positivo dominante devida ionização dissociativa do H2 como uma fonte de H+. Vários mecanismos de perda importantes para o H+, inclusive uma possível reação de H+ pode ocorrer com vibrações ou ressonâncias que, presume-se, excitam o H2. Também podem ser removidos prótons eficazmente em baixas altitudes através de reação com o CH4. O chamado “modelo de fluido-cinético” da ionosfera é observado quando se verifica a atividade de magnetosférica durante a tarde quando se tem condições de ionosfera quietas. Tal como a ionização, a recombinação depende da hora do dia, assim, quando os radares entram no limiar da aurora logo após o pôr do Sol, uma série de eventos dinâmicos provavelmente associados com os arcos da aurora podem ser observados até às 22:00 hs locais. Ao anoitecer, o ritmo de recombinação excede o de ionização, causando a diminuição da densidade das camadas ionizadas. Ao longo da noite, a densidade continua a diminuir, atingindo o ponto mínimo mesmo antes do nascer do Sol. Com sistemas adequados de sondagem, se pode modelar a dinâmica ionosférica entre as 19:00 e 22:00 hs locais. No decorrer do dia, as camadas ionizadas atingem a máxima densidade e exercem a maior influencia nas ondas rádio. Em contraste, o período entre as 22:00 hs 24:00 hs locais podem caracterizar uma precipitação bastante fixa de ionização nas altas camadas: este período posterior pode ser escolhido para calibrar o modelo durante eventos de alta precipitação energética pelo fato do silêncio iônico.

O ajuste do modelo nos parâmetros primários observados em radares ionosféricos, ou ionossondas, podem indicar a concentração de elétrons e as temperaturas na região de plasma iopnosférico, que por sua vez poderiam mostrar os fluxos solares e índices de atividade magnética de forma indireta. Assim, quando se procede na observação de um modelo atmosférico neutro, se pode verificar com certa precisão quando a região não está “quieta”. O oxigênio atômico e hidrogênio tem a possibilidade de mostrar os estados energéticos da região da alta atmosfera.


Solar Flare

http://br.oocities.com/py5aal/alta_atmosfera_Pq_py5aal.jpg

Ionosfera – Atmosfera

Aeroluminescência


























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