EMISSÃO, PROPAGAÇÃO E AMPLIFICAÇÃO DA RADIAÇÃO QUILOMÉTRICA DAS AURORAS NAS SUBCAVIDADES AURORAIS t - PDF
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Adelina César Amaro
1 UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SUL INSTITUTO DE FÍSICA EMISSÃO, PROPAGAÇÃO E AMPLIFICAÇÃO DA RADIAÇÃO QUILOMÉTRICA DAS AURORAS NAS SUBCAVIDADES AURORAIS t Cláudio José de H. Cavalcanti Tese realizada sob a orientação dos Drs. Luiz Fernando Ziebell e Ruth de Souza Schneider e apresentada ao Instituto de Física da UFRGS, em preenchimento parcial dos requisitos para a obtenção do título de Doutor em Ciências. Porto Alegre janeiro de 2001 ttrabalho parcialmente financiado pela Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES), Financiadora de Estudos e Projetos (FINEP) e pela Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado do Rio Grande do Sul (FAPERGS).
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3 Agradecimentos Primeiramente, gostaria de agradecer aos professores Luiz Fernando Ziebell e Ruth de Souza Schneider pela segura e competente orientação, e também pelas discussões que me proporcionaram uma enorme experiência de aprendizagem, ao longo de todo o doutorado. Agradecimentos a todos os professores de Ensino Fundamental, Ensino Médio e Ensino Superior que, por amarem a profissão, souberam como me transmitir conhecimentos em conjunto com valores humanos e éticos. Sem estas pessoas, eu teria desistido antes de chegar até aqui. Uni agradecimento muitíssimo especial para a Terezinha (ha mais de vinte anos convivendo comigo e minha família), Fernanda Ostermarm & Eduardo Grossmann, Jorge Moraes & Marly, Letície Mendonça Ferreira, Susane Garrido. Lilian Lemos Timm & Edio Kischlat e Luiz Carlos Wainstein & Dóris Fialcoff. Por todo o apoio moral, merecem um agradecimento especial. Tal agradecimento é extensivo ao Maxwell e ao Thiago, meus sobrinhos postiços. Agradeço, antecipadamente, ao filhinho da Fernanda (ele já está chegando e, até a data do término da versão final desta tese, ainda não tinha nome escolhido). Sendo filho da Fernanda, certamente será meu amigo. Também é impossível esquecer outras pessoas que me proporcionaram momentos muito agradáveis e que direta ou indiretamente me ajudaram na conclusão deste trabalho: Idilia. Betãnia e Cristiano, todas as pessoas que são (ou foram) do Centro Universitário La Salle e que realmente torcem por mim, o pessoal da banda - Motta, Arnaldo e Evandro (incluindo o Sandro, o Grilo e o Tiago, que já saíram) - que me dão motivo para dar boas risadas e para me aprimorar ainda mais musicalmente, a familia do Motta - Nikolas (outro sobrinho postiço) e Suely, a excelente equipe com quem trabalho na Província Lassalista de Porto Alegre e seus correlatos - Ana Margõ Mantovani & Gabriel, Eunice Santos da Silva & António e Irmão Marcos Corbellini. Um agradecimento muitíssimo especial à Lissandra que, mesmo ultimamente afastada, sempre traz paz e um crescimento espiritual enorme quando conversamos. Isso certamente contribuiu para o final feliz deste trabalho. Aos colegas que ao longo de todo ou parte do doutorado foram ótimas companhias. Em especial, os do grupo de Física de Plasmas, com os quais tive a oportunidade de me divertir muito no 39 EBFP, em 1995: Felipe, Darcy, Renato, Glaucius, Fernando, Rudi e Giba. À Zuleika Berto, pela (para variar) competente, detalhada e incansável revisão e orientação na versão final das referências bibliográficas. Agradecimentos às seguintes bandas, músicos e compositores: Emerson, Lake & Palmer (genial!!), Yes (há mais de trinta anos em forma!!), Jethro Tull (idem!!), Genesis (com Peter Gabriel), Rush (genial!!), King Crimson, Triumvirat, Rick Wakeman (genial!!), Yanni (idem!!), Enya, Marillion, Fish (grande vocalista e compositor!!), Steve Hackett, Chick Corea, Dave Wecki (um dos bateristas no qual eu, descaradamente, baseio o meu estilo de tocar!!), Dream Theater, Premiata Forneria Marconi, Deep Purple, Led Zeppelin, Beethoven, Mozart, Tchaikovski e outros. Sem uma excelente música tocando, fica dificil ficar meses em frente a um computador para fazer um doutorado em fisica teórica.
4 Resumo O presente trabalho investiga a propagação e amplificação de ondas eletromagnéticas no plasma localizado nas proximidades dos pólos geomagnéticos, a altitudes não muito superiores a três vezes o raio da Terra. O fenômeno estudado é conhecido como Radiação Quilométrica das Auroras (AKR - Auroral Kilometric Radiation), a mais intensa das várias emissões que podem surgir em decorrência da interação entre o vento solar e a magnetosfera terrestre. Inicialmente são abordadas algumas das principais características conhecidas dessa emissão, através de uma revisão observacional do fenômeno. O maser de elétron-ciclotron é então discutido como um possível mecanismo gerador da AKR. Faz-se uso deste mecanismo para o estudo da propagação e amplificação da Radiação Quilométrica das Auroras, sendo os parãmetros físicos necessários para esse estudo obtidos de um modelo físico baseado no trabalho de Chiu & Shulz (1978) [1] que reproduz aproximadamente as condições do plasma na região fonte. Inclui-se no modelo os gradientes perpendiculares ao campo magnético ambiente, com variações em curta escala para a densidade, chamadas de subcavidades aurorais. As componentes do tensor dielétrico do plasma são calculadas para uma distribuição que consiste em uma soma de uma Maxwelliana, que descreve os elétrons frios, e uma cone-de-perda do tipo DGH relativística para os elétrons energéticos, sendo utilizada a aproximação localmente homogênea. É feito um estudo de traçado de raios por meio das equações da ótica geométrica e em cada ponto da trajetória da onda é calculada a emissividade espectral. Através da equação de transferência, obtém-se o fator de amplificação da onda enquanto ela se propaga pela região fonte. Se constata que a inclusão da emissividade do meio no estudo de traçado de raios aumenta o fator de amplificação. Porém, esse aumento não é suficiente para explicar os níveis de amplificação normalmente observados. Em contraponto, conclui-se que a inclusão de variações de curta escala (na direção perpendicular ao campo magnético) na densidade e demais parãmetros do plasma da região fonte, pode ser um fator muito importante na explicação desses níveis de amplificação.
5 Ab st rac t The present work investigates the propagation and amplification of electromagnetic waves in a plasma localized in the vicinity of the geomagnetic poles, at heights not much greater than three times the Earth's radius. The phenomena studied is known as the Aurorai Kilometric Radiation (AKR), the strongest of the various types of emission that can occur as a consequence of the interaction of the solar wind and the terrestrial magnetosphere. Initially some of the main known characteristics of this emission are discussed, including a review of the literature on the observational features of the phenomena. The electron cyclotron maser mechanism is then discussed as a possible generator mechanism for the AKR. This mechanism is then utilized in order to study the propagation and amplification of the Aurorai Kilometric Radiation, the physical parameters necessary for this study being obtained from a physical model based in the work of Chiu & Schultz (1978), which approximately reproduces the plasma conditions in the source region. The model includes the gradients perpendicular to the ambient magnetic field, with small scale variations of the density, called auroral subcavities. The componente of the plasma dielectric tensor are calculated for one distribution which consists in a summation of a Maxwellian, which describes cold electrons, and a relativistic DGH distribution for the energetic loss-cone electrons, being used the locally homogeneous approximation. A ray-tracing study is done using the geometrical optics equations, and at each point along the wave trajectory the spectral emissivity is calculated. By means of the transfer equation, the wave amplification factor is obtained for as long as the wave propagates in the source region. It is verified that the inclusion of the emissivity of the medium in the ray tracing calculation enhances the amplification factor. However, the increase obtained is not sufficient to expiam the amplification leveis currently observed. On the other hand, it is concluded that the inclusion of small scale variations (in the direction perpendicular to the magnetic field) in the density and other plasma parameters in the source region, may be an important factor in the explanation of the observed amplification leveis.
6 índice 1 Introdução 7 2 Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras Introdução Primeiros dados obtidos sobre a Radiação Quilométrica das Auroras Distribuição angular e espectral da Radiação Quilométrica das Auroras Posição da fonte da Radiação Quilométrica das Auroras Estrutura da fonte da Radiação Quilométrica das Auroras Correlação da AKR com eventos de precipitação de elétrons A cavidade auroral A distribuição de partículas na região fonte da Radiação Quilométrica das Auroras O espelhamento magnético e as populações de partículas Os modos de propagação e a direção da Radiação Quilométrica das Auroras 41 3 Ondas de Elétron-Ciclotron Introdução Sistema de equações de Vlasov-Maxwell e o tensor dielétrico Descrição estatística de um plasma A equação de Vlasov Linearização do sistema de Vlasov-Maxwell O tensor dielétrico e a relação de dispersão Expansões em raio de Larmor para o tensor dielétrico A condição de ressonância A função distribuição e o surgimento de instabilidades 72 1
7 Índice 2 4 Propagação da Radiação em Plasmas 4.1 Introdução 4.2 Aspectos gerais da propagação da radiação em plasmas A direção da velocidade de grupo e do escoamento de energia A equação de transferência O cálculo da emissividade As equações de traçado de raios O Modelo Físico para a Região Fonte da Radiação Quilométrica das Auroras 5.1 Introdução 5.2 Modelo físico para a região fonte Plasma quente de origem magnetosférica Elétrons frios de origem ionosférica tons-de origem ionosférica 5.3 A função distribuição modelo 5.4 As componentes do tensor dielétrico 5.5 A lâmina de plasma e a expressão para a emissividade Análise Numérica e Discussão dos Resultados Introdução O procedimento de traçado de raios Discussão dos resultados O efeito da emissividade do meio na propagação, amplificação e absorção da Radiação Quilométrica das Auroras A inclusão das subcavidades no perfil de densidade Sumário e Conclusões 179 Referências Bibliográficas 185
8 Relação de Figuras 2.1 A magnetosfera terrestre Intensidade de campo elétrico Relação 1E1,--- cl Espectro de potência da AKR Correlação entre a AKR e a aurora discreta Porcentagem de ocorrência da AKR em função da latitude magnética An, e do tempo local magnético MLT Porcentagem de ocorrência da AKR Vista do pólo norte do cone de emissão da AKR em função da latitude An, e do tempo local magnético (MLT) Densidade espectral de potência em função da freqüência medida pelo satélite DE Posições prováveis de fontes da AKR em três diferentes sistemas de coordenadas Posições das fontes da AKR projetadas no meridiano meio dia/meia noite Forma típica do espectrograma energia-tempo para um evento de precipitação tipo "V-invertido" Correlação entre AKR e eventos de precipitação de elétrons Densidade em função da latitude magnética Densidade em função da latitude magnética e da distância radial A razão entre a freqüência de plasma (fn :_=_ w, /27r) e a freqüência de ciclotron dos elétrons (fri- E üe /27r) na cavidade auroral A densidade na região fonte em função do tempo universal UT A coordenada curvilinea s O cone-de-perda As hipérboles-de-perda para elétrons e íons As regiões do espaço de fase ocupadas pelas diversas populações de elétrons. 38 3
9 RELAÇÃO DAS FIGURAS Função distribuição observada pelo satélite S Cortes da função distribuição observada pelo satélite Viking Quadrado do índice de refração em função da freqüência para um plasma frio cuja presença de íons foi desprezada A freqüência em função da altitude para quatro modos de propagação de ondas em um plasma frio Espectrograma de intensidade de campo elétrico em função de UT, R (em Re), A, e MLT Espectro de intensidade de campo elétrico em função da freqüência relativo ao espectrograma da figura Espectro de intensidade de campo elétrico em função da freqüência para uma passagem do DE O sistema de coordenadas adotado no trabalho A elipse ressonante A elipse ressonante e o cone de perda O vetor de onda i e a correspondente velocidade de grupo Radiação proveniente de uma fonte pequena e que cruza um elemento de área da Radiação penetrando em um pequeno elemento de volume, sofrendo uma pequena refração na saída A elipse e a hipérbole correspondentes aos elétrons magnetosféricos O perfil de densidades da cavidade auroral Mapa de contornos de a feo Ri au, A lâmina de plasma Parte imaginária de NI para w = 1, 008 O, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1, 008 Sie Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1, 008 Sie A emissividade espectral 77,,,(cd, N11 ) para w = 1, 008 S/, Parte imaginária de Ni para w = 1, 005 S2, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1, 005 S/,. 130
10 RELAÇÃO DAS FIGURAS Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,0050e A emissividade espectral 7-7,,,(w, N11 ) para w = 1,005 0e Parte imaginária de Ni para w = 1, 011 0, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,011 S2e Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,011 C2e A emissividade espectral ',IN(Á), N11) para w = 1,011 S2e Parte imaginária para a componente perpendicular do índice de refração para w = 1,008 Qe,w = 1,0050, e w = 1,011Q, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,008 C2,,, w = 1, 005 0, e w = 1,011 0e Emissividade espectral para w = 1,008 S2,,, w = 1,005 S2e e w = 1,011 S2e O efeito percentual da emissividade na amplificação e absorção da onda para w = 1,008 9,,, w = 1, 005 S-2,, e w = 1,011 0,, A trajetória da onda para w = 1,008 0,, w = 1,005 0,, e w = 1, Gráfico de cos/3 para w = 1,008 0, w = 1, 005 0, e w = 1,011 S2e Parte imaginária da componente perpendicular do índice de refração para L1 500km, L1 = 400km, L1 = 300km e L1 = 200km Fator de amplificação gp para 1/3 = 500km, L1 = 400km, L 1 = 300km e L1 = 200km Emissividade espectral para L1 = 500km, L1 = 400km, L1 = 300km e L1 = 200km O efeito percentual da emissividade na amplificação e absorção da onda para L1 = 500km, L1 = 400km, L1 = 300km e L km A trajetória da onda para L1 = 500km, L1 = 400km, L1 = 300km e L1 = 200km A quantidade ow = wp2,102, para L1 = 500km, L1 = 400km, L1 = 300km e L1 = 200km Parte imaginária para a componente perpendicular do índice de refração para A = 10, A = 12 e A = Fator de amplificação ge, para A = 10, A = 12 e A = Emissividade espectral para A = 10, A = 12 e A = O efeito percentual da emissividade na amplificação e absorção da onda para A = 10, A = 12 e A = A variação de AAKR/L. com a posição x na cavidade auroral (L2 = 50km) A variação de À AKR, IT, - x com a posição p z na cavidade auroral (L2 = 100km) Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1, 0080,, a = 1 e b = 0,01 157
11 RELAÇÃO DAS FIGURAS Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,008 Sie, a = 1 e b = 0, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,008 S2,, a = 1 e b = 0, Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,00852,, a = leb 0, Fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,008 St e, a = 1 e b = 0, Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para w = 1,008 ite, a= leb= 0, O perfil de densidades da cavidade auroral para a = 0,8 e a = 1, Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para b = 0,01 e a variável Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para b = 0,1 e a variável Mapa de contornos para o fator de amplificação (em decibéis) para b = 0,3 e a variável Parte imaginária da componente perpendicular do índice de refração Nit para diferentes valores de b Fator de amplificação g para diferentes valores de b Emissividade espectral para diferentes valores de b A trajetória da onda para diferentes valores de b A parte real da componente perpendicular (NI) e a componente paralela (N11 ) do índice de refração para diferentes valores de b Gráfico de cos/3 para diferentes valores de b A quantidade e, = w p2, /52,2 para diferentes valores de b O efeito percentual da emissividade na amplificação e absorção para diferentes valores de b Parte imaginária da componente perpendicular do índice de refração N1 para b = 0,1, a = 0,8 e diferentes valores de L Fator de amplificação go para b = 0,1, a = 0,8 e diferentes valores de L Trajetória da onda para b = 0,1, a = 0,8 e diferentes valores de L2. 177
12 Capítulo 1 Introdução Nos últimos quarenta anos a física de plasmas tem despertado enorme interesse na comunidade científica, não apenas pelas aplicações tecnológicas decorrentes do estudo sobre os processos físicos que ocorrem no plasma, mas pela própria compreensão desses fenômenos. Os plasmas aparecem em abundância na natureza: estrelas, atmosferas ou magnetosferas planetárias e pulsares, são apenas alguns exemplos onde plasmas são encontrados. A pesquisa em plasmas de laboratório, seja através dos conhecidos TOKAMAK's ou de equipamentos mais modestos é de extrema importância para o entendimento dos processos fisicos que ocorrem em plasmas. O estudo de plasmas astrofisicos é também de grande importância para o desenvolvimento da Física de Plasmas e da Astrofísica. As condições em que se encontram os plasmas que preenchem o espaço interplanetário normalmente não podem ser reproduzidas em laboratório, seja pelas dimensões do mesmo ou pelas complexas geometrias dos campos elétrico e magnético aos quais o plasma nesse caso está sujeito. Assim, o estudo dos plasmas astrofisicos também traz um enorme aprendizado para a comunidade científica. A partir da década de cinqüenta, o estudo dos fenômenos que ocorrem no Sol e nas magnetosferas e ionosferas planetárias tem servido como base para ajudar a entender fenômenos que ocorrem em objetos astrofisicos mais remotos, como pulsares ou estrelas distantes. Nesses casos, é obviamente inviável a análise através do envio de satélites, a exemplo do que é feito no nosso sistema solar. A magnetosfera terrestre é composta por diversas regiões, cada uma com características próprias no que se refere a campo magnético ou elétrico, densidade de partículas e temperatura do plasma. É dele que se originam os vários tipos de emissão de ondas da magnetosfera terrestre. 7
13 Capítulo 1. Introdução 8 A mais intensa dessas emissões é a Radiação Quilométrica das Auroras, cuja sigla é conhecida por AKR (do inglês Auroral Kilometric Radiation) e é nessa emissão que este trabalho se focalizará. Serão analisadas com destaque as regiões que estão relacionadas mais fortemente com a geração e propagação da Radiação Quilométrica das Auroras. Na literatura existem informações sobre outros tipos de emissão originadas pela interação do Vento Solar com a magnetosfera e ionosfera terrestre [2, 3, 4]. Diversos mecanismos têm sido propostos na tentativa de explicar os níveis de amplificação da energia da Radiação Quilométrica das Auroras durante a sua propagação a partir da região onde ela é gerada [5, 6, 7, 8, 9, 10, 11]. No entanto, há um consenso da comunidade científica de que o maser de elétron-ciclotron desempenha um papel preponderante na amplificação do modo extraordinário rápido da Radiação Quilométrica das Auroras, mesmo não explicando totalmente alguns aspectos do dito fenômeno. Um exemplo disso é a emissão desta radiação detectada em regimes de freqüências maiores do que 1,2 vezes o valor local da freqüência de ciclotron do elétron (definida no capítulo 2). Para explicar este fenômeno satisfatoriamente, é necessário o uso de urna teoria alternativa [12, 13]. A geração e amplificação da AKR é provavelmente fruto de um conjunto de processos simultâneos. No entanto, há fortes indícios de que o maser de elétron-ciclotron pode ser o processo preponderante, pois ele é baseado apenas na interação onda-partícula e permite a amplificação direta da onda decorrente desta interação. O maser de elétron-ciclotron foi proposto por Melrose para explicar a Radiação Decamétrica de Júpiter [14] e foi posteriormente adotado em vários outros trabalhos 115, 16, 17, 18, 19, 20, 21], destacando-se os trabalhos de Wu et al [22, 23, 24, 25, 26] onde, entre outras coisas, previu-se a existência de um campo elétrico ascendente paralelo ao campo magnético na região fonte da AKR, que remove elétrons de baixa energia da região aurorar, criando uma cavidade (chamada cavidade auroral) e favorecendo a amplificação do modo extraordinário rápido. Uma pequena revisão sobre a amplificação de radiação a partir de instabilidades em plasmas astrofisicos pode ser encontrada em Melrose, 1998 [27]. Estudos de traçado de raios têm sido feito nos últimos anos para tentar reproduzir alguns dos aspectos mais característicos da AKR. Embora a maioria dos trabalhos tenha corroborado o maser de elétron-ciclotron como o principal mecanismo gerador da AKR poucos reproduziram por este método os níveis de amplificação tipicamente observados dessa radiação. Alguns trabalhos. 'Veja o capítulo 2 para uma explicação mais detalhada.
14 Capítulo 1. Introdução 9 nessa linha utilizaram o método de Poeverlein usando a relação de dispersão de plasma frio [28] e posteriormente com a inclusão de efeitos térmicos e relativísticos [29, 30]. Um estudo posterior, feito por Gaelzer, Schneider & Ziebell [31] utiliza as equações da óptica geométrica para o cálculo da trajetória, permitindo uma análise mais acurada da trajetória da onda. Como a amplificação da onda é muito sensível à trajetória na região auroral, o procedimento nesse trabalho permite fazer um estudo mais realista da amplificação da onda do que aqueles que utilizam-se do método de Poeverlein. Nesses trabalhos, no entanto, a amplificação é apenas estimada através da integração da taxa espacial de amplificação ao longo da trajetória. Uma abordagem mais apurada exigiria o uso da equação de transferência [32], onde aparece a contribuição explícita da emissividade do meio, que deve ser calculada ao longo da trajetória da onda. Os perfis dos parâmetros do plasma da região fonte também devem refletir as características medidas por satélites artificiais, como por exemplo, a existência das subcavidades aurorais, proposta inicialmente por Calvert em 1981 [33]. A existência dessas subcavidades pode contribuir no processo de amplificação da AKR, uma vez que elas provocam decréscimos súbitos no valor local da densidade de partículas do plasma na região auroral. Este trabalho tem como objetivo estudar a amplificação da AKR a partir de sua geração na região fonte. Para tal, foram refeitos os perfis dos parâmetros nessa região, com a inclusão das subcavidades aurorais. Além disso, o fator de amplificação não mais será estimado através da integração da taxa espacial de amplificação. Será calculado através da equação de transferência onde, como já foi dito, há contribuição explícita da emissividade do meio. Serão apresentados aqui os efeitos da emissividade e da inclusão das subcavidades aurorais na amplificação da AKR ao longo da propagação da mesma. Os resultados obtidos nesta tese estão publicados na literatura [34, 35] para consulta, em caso de interesse do leitor. O conteúdo deste trabalho foi subdividido da seguinte maneira: no capítulo 2 apresentamos as principais características conhecidas da AKR, com base nas medições feitas por satélites artificiais, desde os primeiros trabalhos no início da década de setenta. Esse capítulo é de extrema importância para a compreensão do que será feito ao longo dos capítulos finais deste trabalho. No capítulo 3 apresentamos as aproximações que levam à equação de Vlasov que, juntamente com as equações de Maxwell, é usada para descrever o plasma não colisional. Serão deduzidas
15 Capítulo 1. Introdução 10 ainda a transformada de Fourier das componentes do tensor dielétrico, para um plasma magnetizado e homogêneo, na aproximação linear da equação de Vlasov. Será dado especial destaque à relação de dispersão, à condição de ressonância e à influência da forma da função distribuição no surgimento de instabilidades, mecanismo que é denominado de maser de elétron ciclotron. No capítulo 4 é feita uma revisão sobre a propagação de radiação em plasmas, abordando temas como a equação de transferência, o cálculo da emissividade de um plasma magnetizado e homogêneo e as equações de traçado de raios. No capítulo 5 é apresentado o modelo físico para a região fonte da AKR, a partir do qual são calculadas, ao longo das linhas geomagnéticas, grandezas como a densidade de partículas, temperatura e velocidade de deriva. Mostramos então a função distribuição modelo, consistindo em uma soma de uma função distribuição DGH relativística para os elétrons energéticos e uma Maxwelliana relativística, representando o "background" de elétrons frios. No capítulo 6 é dada primeiramente uma rápida explicação sobre o procedimento de traçado de raios e do método numérico utilizado nos cálculos computacionais, sendo após, feito o estudo quantitativo da amplificação da AKR e de sua propagação na cavidade auroral, com o uso do modelo físico apresentado no capítulo anterior. O fator de amplificação será calculado através da equação de transferência, onde aparece a contribuição da emissividade do meio. Ao final, no capítulo 7, é apresentado um breve sumário do trabalho, juntamente com as conclusões obtidas do tratamento numérico, feito no capítulo 6.
16 Capítulo 2 Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras 2.1 Introdução Este capítulo tem como objetivo, além de dar uma visão geral sobre as principais características cia Radiação Quilométrica das Auroras, favorecer a compreensão dos aspectos físicos relevantes para um estudo quantitativo deste tipo de radiação. Com o uso de modelos físicos para os diversos parãmetros envolvidos, pode-se fazer um estudo quantitativo da geração da Radiação Quilométrica das Auroras através do mecanismo do maser de elétron-ciclotron. Como tais modelos são fundamentados em observações feitas por satélites artificiais e estudos teóricos, alguns aspectos provenientes desses estudos e/ou observações serão abordados aqui. Uma revisão bastante completa cobrindo vários trabalhos até o início do ano de 1991 foi feita por Rudi Gaelzer em sua dissertação de mestrado [361, sendo boa parte dessa revisão incluída neste capítulo, já que ela é bastante clara e essencial para introduzir o fenômeno. A Radiação Quilométrica das Auroras é um fenômeno natural, cuja descoberta data do final dos anos sessenta, época na qual foram enviados os primeiros satélites artificiais cujo objetivo era estudar a magnetosfera terrestres. Através dos dados colhidos por estes satélites, se descobriu que a Terra é uma intensa fonte de emissão de ondas de rádio, com uma potência total entre 107W e 109W. Tal intensidade é comparável à potência emitida por Jüpiter2. Entretanto, enquanto a freqüência da emissão de Júpiter fica em algumas dezenas de MHz, a da Terra não excede a ordem de centenas de khz. Essa radiação não pode ser detectada do solo, pois é constituída basicamente de modos de propagação com freqüências típicas se situando abaixo do limite crítico IA uma distancia maior do que cinco raios terrestres 'Já era conhecido, cerca de vinte anos antes, que Júpiter é também um intenso emissor de ondas de rádio cuja potência total chega à ordem de 109W. 11
17 Capítulo 2. Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras 12 de freqüências da ionosfera. No caso de Júpiter, a radiação tem freqüência suficientemente alta para ultrapassar a barreira natural imposta pela ionosfera terrestre, sendo detectável do solo. lm AGNETOSHEATHI AKR TRAPPED COR T INIJUM IMAGNETOTAKI AKR ESC API N0 COR TIN UUM (AURORAI) KILOMETRIC RADIATION, AK TAIL ELECTROSTATIC AlIRORAL FIELD LINE TIRENPLENCE NAGNETIC NOISE 8URSTS.. UPSTREAM WA PLASMA WAVES TURBULENCE PLASMA OSCID.AT I SIPL EMISSIONS DISCRETE EMISSIONS FARLEY M I CROPUISAT IONS I NSTAIIIIITIE ELE HISS DISCRETE EMISSIONS' oh, ELECTROSTAT1C aectron' ION CYCWTRON WHISTLERS ELF HISS HR NOISE ELECTRON WHISTIERS UHR NOISE ' ENTRAI_ SHE FIELO ALIGNE0 - CURRENTS A CUSP \\\./ MICROPULSATIONS 10N CYCLOTRON WAVES ÁLIRORAL FIELO LINE TURBULENCE AURORAI KILOMETRIC RAO1ATION 13] PLASMASPHERE Ej PLASMAPAUSE FIGURA 2.1: Visão da seção reta do meridiano diurno-noturno (12h-24h) da magnetosfera terrestre e os tipos de radiação característicos de cada uma das regiões 14]. O nome Radiação Quilométrica das Auroras é relativo à ordem de grandeza da freqüência da radiação terrestre (centenas de khz), o que acarreta um comprimento de onda da ordem de quilômetros. Na literatura usa-se a sigla em inglês AKR (Aurorai Kilometric Radiation), que será adotada neste trabalho. No caso de Júpiter, onde a freqüência chega à ordem de dezenas de MHz, o comprimento de onda é da ordem de decâmetros. A emissão de ondas de rádio de Júpiter recebe então o nome de Radiação Decamétrica Joviana (Jovian Decametric Radiation). Depois das missões da Voyager 1 e 2, viu-se que Saturno, Urano e Netuno são também intensas fontes de rádio [37, 38, 39]. Um estudo mais recente mostra ainda que o movimento do satélite Io no campo magnético de Júpiter resulta em intensos arcos aurorais na magnetosfera de Io [40]. A primeira proposta de que o mecanismo de maser de elétron-ciclotron podia explicar a AKR foi feita por Melrose [14]. Tal mecanismo pode ser usado para explicar a radiação decamétrica
18 Capitulo 2. Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras 13 de Júpiter e possivelmente dos outros planetas jovianos, sendo o mais aceito como o responsável pela geração do modo X (modo extraordinário rápido) da AKR. Esta teoria se baseia no fato de que a fonte de energia reside nas possíveis anisotropias da função distribuição de elétrons que se precipitam na magnetosfera. Como veremos mais adiante, a existência da AKR está correlacionada com as auroras polares. Os dois fenômenos são originários da interação do vento solar com a magnetosfera e a ionosfera terrestre. O início do processo reside na liberação de energia na cauda geomagnética, as chamadas sub-tormentas magnetosféricas, que acontecem no lado noturno a uma distãncia que pode chegar a quinze raios terrestres'. A AKR em si ocorre principalmente em altitudes que podem variar entre um e cinco raios terrestres. Na figura 2.1 vemos um corte da magnetosfera terrestre. Nota-se que a forma das linhas de indução magnética se desvia bastante daquela de um campo dipolar devido à interação com o vento solar e do acoplamento com o campo magnético interplanetário, ao qual nos referiremos usando a sigla CMI. Vê-se que a AKR não é o único tipo de radiação presente na magnetosfera. Existem vários outros tipos que, embora tenham também a sua origem na interação vento solar- CMI-magnetosfera, diferem entre si em vários aspectos, pois as regiões que constituem nossa magnetosfera podem diferir muito umas das outras no que se refere à densidade de partículas, campo magnético, temperatura etc. Porém, a AKR mereceu uma atenção especial por parte da comunidade científica nos últimos vinte e cinco anos, em parte por ser o mais intenso tipo de radiação que acontece na magnetosfera terrestre'. Este capítulo terá a seguinte estrutura: na seção 2.2 veremos os primeiros dados obtidos por satélites e o trabalho de Gurnett [41], que por si só já lançou bases amplas para estudos posteriores. Na seção 2.3, abordaremos características importantes como a distribuição angular e espectral da AKR. Na seção 2.4, mostraremos alguns dados experimentais que permitiram estimar as mais prováveis posições para a fonte da AKR. Na seção 2.5, focalizaremos a correlação da existência da AKR com outros fenômenos decorrentes das subtormentas magnetosféricas, a cavidade aurorai, a função distribuição na região fonte e possíveis fontes de energia para geração da AKR. Por fim, veremos na seção 2.6 os modos de propagação das ondas na região fonte. 3A região denotada por "magnetotair na figura 2.1. Note no entanto, que somente o início da cauda geomagnética aparece na figura. 40 presente trabalho enfocará apenas a AKR, não tendo como objetivo fazer um estudo detalhado da magnetosfera como um todo, ou de todos os tipos de onda que nela podem ocorrer.
19 Capitulo 2. Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras Primeiros dados obtidos sobre a Radiação Quilométrica das Auroras No final da década de sessenta e início da de setenta, foram registradas as primeiras observações da AKR. Através dessas observações [42] se percebeu que tal radiação tem uma correlação com eventos de precipitação de partículas nas regiões aurorais. O primeiro trabalho a fazer um estudo detalhado do fenômeno tem como autor Donald Gurnett [41], e foi publicado em Seu trabalho se baseia em dados obtidos pelos satélites Imp 6 e Imp 8, mostrando que a AKR tem períodos de ocorrência que podem variar bastante em duração, como mostra a figura 2.2. Nessa figura mostram-se as medições de intensidade de campo elétrico realizadas pelo Imp 6 em um período de 24 horas, mostrando claramente que a AKR apresenta interrupções que podem durar várias horas , 1 ; ut R NI C T O4 ) 16.8 SI ,, tdeg3 FIGURA 2.2: Medições da intensidade do campo elétrico feitas pelo satélite Imp 6 em função do tempo universal (UT), distancia da Terra (Re), tempo local (horas) e latitude magnética (A,) [41]. Vê-se que a variação do sinal medido em relação ao ruído de fundo é da ordem de 20dB. Quanto à natureza dessa radiação, pode-se ver claramente na figura 2.3 que ela é eletromagnética, pois existe uma relação1ê1-= c 1 fíifacilmente observada na mesma. Tal relação não é nada mais do que a relação entre os campos elétrico e magnético para ondas eletromagnéticas
20 1 - Capítulo 2. Características Principais da Radiação Quilométrica das Auroras 15 que se propagam no vácuo P-6 OR6iT TO 1500 UT APRIL I 6 c CC kl o "' -J ry 1.1 e R R. -35* TO TO 46.8 per. E y i / fl 1 1 "Lfrc, Io t3 /. MAGNE T 1C RECE vl R NOISE LEVEL n {O IO 10-5' eo-e e0-7 MAGNETiC FHELD SKCIPAL. 6/ZR1.51I7 tgaar&ia2 FIGURA 2.3: Medidas simultâneas dos campos elétrico e magnético da AKR, evidenciando uma relação linear entre ambos bastante próxima a IÉI= cié1 [41]. Outra característica importante é o espectro de potência da AKR, obtido pelo satélite Imp 8, a cerca de 25/4, mostrando que o nível máximo de potência de radiação emitida se dá no intervalo entre 100 khz e 300 khz, decaindo bastante para freqüências muito fora deste intervalo, como mostra a figura 2.4. Além disso, a figura mostra o espectro de potência do ruído de fundo e da radiação galáctica, para fins de comparação. Gurnett ainda estimou, a partir dos dados, que a fonte da AKR deveria estar distante da Terra aproximadamente 3/4, e além disso, na proximidade dos pólos geomagnéticos. Logo, ela parece se localizar a baixas altitudes e altas latitudes'. Baseado nisso, fez-se um estudo da possível correlação entre a AKR e as subtormentas magnetosféricas, utilizando-se dados obtidos simultaneamente pelos satélites Imp 6 e Dapp, além de redes de magnetômetros no solo, em latitudes polares. Na figura 2.5 vemos os dados obtidos pelos satélites e pelos magnetômetros. O gráfico (a) 5Referimo-nos à latitude magnética A., que é o ângulo tomado em relação ao plano que passa pelo centro da Terra e que é perpendicular à linha que une os pólos geomagnéticos. Este ângulo aumenta na direção do pólo norte geográfico.