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INPE – 15222-TDI/1315
ESTUDO DAS IRREGULARIDADES IONOSFÉRICAS
EQUATORIAIS UTILIZANDO GPS
Fabiano da Silveira Rodrigues
Dissertação de Mestrado do Curso de Pós-Graduação em Geofísica Espacial, orientada
pelos Drs. Eurico Rodrigues de Paula e Mangalathayil Ali Abdu, aprovada em 03 de
fevereiro de 2003
INPE
São José dos Campos
2008

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INPE – 15222-TDI/1315
ESTUDO DAS IRREGULARIDADES IONOSFÉRICAS
EQUATORIAIS UTILIZANDO GPS
Fabiano da Silveira Rodrigues
Dissertação de Mestrado do Curso de Pós-Graduação em Geofísica Espacial, orientada
pelos Drs. Eurico Rodrigues de Paula e Mangalathayil Ali Abdu, aprovada em 03 de
fevereiro de 2003
INPE
São José dos Campos
2008

Dados Internacionais de Catalogação na Publicação
Rodrigues, Fabiano da Silveira
Estudo das irregularidades ionosféricas equatoriais utilizando
GPS / Fabiano da Silveira Rodrigues. – São José dos Campos: INPE,
2003.
175p. ; (INPE-15122-TDI/1315)
I
I
1. Spread F. 2. Sistema de Posicionamento Global. 3. Ionosfera.
4. Propagação de ondas. 5. Densidade eletrônica ionosférica.
I. Título.
CDU 523.6

"Imagination is more important than knowledge."
[Albert Einstein]

A meus pais,
que se esforçaram ao máximo para a minha educação,
dedico.

AGRADECIMENTOS
Em primeiro lugar, o agradecimento muito especial à minha noiva, Danieli Balbueno
Contreira, que sempre esteve junto comigo nos momentos mais decisivos da minha vida
pessoal e acadêmica.
Meus sinceros agradecimentos ao Orientador, Dr. Eurico Rodrigues de Paula, pela
orientação, motivação e, sobretudo, amizade. Meus agradecimentos também ao Dr. M.
A. Abdu, pela co-orientação e por disponibilizar os dados de CET utilizados nesta
dissertação.
Agradeço ao Dr. K. N. Iyer que, durante o período que esteve como pesquisador
visitante na DAE/INPE compartilhou conosco ao máximo o seu conhecimento sobre
cintilações equatoriais, o que rendeu valiosos resultados a este trabalho.
Um agradecimento especial aos Drs. T. Pedersen e K. M. Groves do Laboratório de
Pesquisas da Força Aérea Norte-Americana (AFRL) pelo incentivo à minha visita ao
AFRL e por valiosos comentários. Agradeço também sugestões e comentários dados por
Dr. T. Beach (AFRL), Dr. P. M. Kintner (Cornell University), Dr. B. G. Fejer (Utah
State University) e Dr. K. Makita (Takushoku University, Japão).
Meus sinceros agradecimentos a todas as pessoas envolvidas na coleta e gerenciamento
dos dados utilizados nesta dissertação, principalmente à Lucia de Almeida Terra Limiro,
Maria Goreti dos Santos Aquino, Amita Muralikrishna, José Jorge dos Santos
Vasconcellos, Sérgio Gripp (INPE/Cuiabá), Acácio Cunha Neto (INPE/São Luís), Prof.
Walter Castro (FUA/Manaus), Jaquiel Fernandes (Palmas) e bolsistas/estagiários da
URS/INPE em Santa Maria-RS.
Os procedimentos para obtenção do Conteúdo Eletrônico Total através das observáveis
GPS tiveram base nos estudos realizados pelo Dr. I. J. Kantor, valiosos no
desenvolvimento desta dissertação.

Meus agradecimentos a todos os colegas em São José dos Campos, especialmente, aos
grandes amigos Christiano Garnett M. Brum, Clézio M. De Nardin, Daniel B. Pretto,
Fernando Bertoni, José Henrique Fernandez, Marcos V. T. Heckler e Mariangel
Fedrizzi pelo companheirismo e apoio. Agradeço também aos colegas de Santa Maria,
residindo agora em São José dos Campos, que me auxiliaram na vinda para o INPE.
E, finalmente, o agradecimento de mais um ex-orientando ao Dr. Nelson J. Schuch por
apresentar-me à carreira cientifica e ao INPE durante o período de Iniciação Cientifica.
Esta dissertação foi desenvolvida no INPE com recursos financeiros da Fundação de
Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo - FAPESP, Projeto N o 00/13325-5. A
apresentação de alguns resultados desta dissertação no “Ionospheric Effects Symposium
- 2002”, em Alexandria-VA, EUA foi financiada pela Força Aérea Norte-Americana. A
apresentação de resultados preliminares no “Jicamarca Observatory - 40th Anniversary
Workshop”, em Lima no Peru foi financiada pela NSF (“National Science Foundation”)
dos EUA e pelo Instituto Geofísico do Peru - IGP. A participação no Congresso
Internacional da Sociedade Brasileira de Geofísica 2001 foi parcialmente financiada
pela Takushoku University do Japão.

RESUMO
Sinais transmitidos por satélites do Sistema de Posicionamento Global (GPS) foram
utilizados para estudar irregularidades ionosféricas equatoriais no Brasil. Dados de
cintilação nos sinais GPS (L1=1,575 GHz) foram utilizados para estimar a ocorrência de
irregularidades ionosféricas com escalas de tamanho em torno de 400 metros. Dados de
cintilação também foram comparados com observações do fenômeno da camada F
espalhada ou Equatorial Spread F (ESF) realizadas por outros tipos de instrumentos tais
como radar VHF de espalhamento coerente, digissonda e fotômetro. Os dados de
cintilação também foram utilizados para estimar as características da ocorrência de
irregularidades sobre São José dos Campos (-18 o latitude dip), localizada próximo ao
pico da Anomalia Equatorial. A variação com a hora local e sazonal das irregularidades
foram determinadas através dos dados de cintilação. O resultado obtido é similar ao
padrão sazonal de ocorrência do ESF determinado por medidas de ionossondas. O
decaimento das irregularidades que causam cintilação, entretanto, é muito mais rápido
devido às menores escalas de tamanhos das irregularidades envolvidas. Cintilações mais
fortes foram observadas durante os meses de equinócio, o que indica um efeito da maior
densidade eletrônica da ionosfera. Efeitos da atividade solar sobre a ocorrência e
magnitude dos sinais GPS também foram estudados. A magnitude e a ocorrência das
cintilações tende a aumentar com o aumento da atividade solar. Dados coletados em
várias estações sobre o território brasileiro foram utilizados para estimar a variação
latitudinal da ocorrência e intensidades das cintilações. Os resultados mostram que as
intensidades das cintilações são maiores na região próxima ao pico da Anomalia
Equatorial. Receptores GPS de dupla-freqüência foram utilizados para estimar o
Conteúdo Eletrônico Total (CET) da ionosfera e plasmasfera. Medidas de CET em São
Luís (-1.73 o dip latitude) foram utilizadas para estudar os efeitos das irregularidades
ionosféricas sobre a variabilidade dia-a-dia do CET vertical (CETV) na região
equatorial. A ocorrência de irregularidades ionosféricas foi estimada a partir do desvio
RMS (“Root-Mean-Square”) do CET. Por fim, a distribuição latitudinal do CETV,
desde aproximadamente –30 o até +10 o foi obtida a partir de medidas simultâneas de
CET em São José dos Campos e São Luís. Estes perfis latitudinais do CETV foram
utilizados para estudar o comportamento da ionosfera durante a ocorrência ou não de
um evento de ESF. A partir dos perfis latitudinais também foi possível observar o pico
sul da Anomalia Equatorial que localiza-se entre –10 o e –20 o de latitude inclinação
magnética (latitude dip). A ocorrência da Anomalia Equatorial pode explicar, em parte,
a variação latitudinal da magnitude das cintilações, as quais dependem também de
fatores tais como altura e espessura da camada de irregularidades, além da densidade
ambiente do plasma ionosférico.

GLOBAL POSITIONING SYSTEM STUDIES OF EQUATORIAL
IONOSPHERIC IRREGULARITIES
ABSTRACT
Signals transmitted by the Global Positioning System (GPS) satellites were used to
study equatorial ionospheric irregularities over Brazil. GPS (L1=1.575 GHz)
scintillation data were used to infer the occurrence of ~400m scale-size irregularities
and compared with equatorial Spread F (ESF) observations carried out by several other
instruments like VHF coherent backscatter radar, digisonde and airglow photometer.
GPS scintillation was also used to infer the characteristics of the intermediate scale-size
ionospheric irregularities occurrence over São José dos Campos (-18 o dip latitude)
located close to the Equatorial Anomaly crest. Local time and seasonal variations of the
irregularities were inferred by using GPS scintillation data. Results agree quite well
with the well-known seasonal pattern of ESF in Brazil determined from ionosonde
observations. However, the time decay of GPS scintillation irregularities was much
shorter due to their smaller scale-sizes. Stronger scintillations were observed during
equinoctial months when the ionospheric background density is much higher. Solar
cycle effects on GPS scintillation occurrence and magnitude were also determined.
Scintillation magnitude and occurrence tend to increase with solar cycle. Latitudinal
dependence of GPS scintillation occurrence and magnitude was estimated from several
stations distributed over the Brazilian Territory. Dual - frequency GPS receivers were
also used to estimate the Total Electron Content (TEC) that accounts contributions from
ionosphere and plasmasphere electron densities. TEC measurements at São Luís (-1.73 o
dip latitude) were used to study the ionospheric irregularity effects on the day-to-day
variability of the vertical TEC (VTEC) over the magnetic equatorial region. The
occurrence of ionospheric irregularities was also estimated from the RMS (Root-Mean-
Square Deviation) of VTEC. Finally, latitudinal distributions of VTEC, from about –30 o
to about +10 o dip latitude were estimated from simultaneous VTEC measurements
performed at São Luís and São José dos Campos. VTEC latitudinal distributions were
successfully used to study the behavior of the ionosphere during ESF and non-ESF
conditions. The Equatorial Anomaly occurrence may partially explain the observed
latitudinal variation of scintillation magnitudes since they also depend on the height and
thickness of the irregularities layer, besides the background electron density.

SUMÁRIO
CAPÍTULO 1 - INTRODUÇÃO ............................................................................. 17
CAPÍTULO 2 - O SISTEMA DE POSICIONAMENTO GLOBAL (GPS) ......... 21
2.1 - Introdução ......................................................................................................... 21
2.2 - Características do sinal GPS................................................................................ 22
2.2 - Posicionamento através do GPS .......................................................................... 24
2.2 - Receptores GPS ................................................................................................. 26
CAPÍTULO 3 – A IONOSFERA ............................................................................ 29
3.1 - Introdução .......................................................................................................... 29
3.2 - Fenômenos da ionosfera equatorial e de baixas latitudes....................................... 31
3.2.1 - Princípio da teoria do dínamo atmosférico ........................................................ 32
3.2.2 - O pico de pré- reversão da deriva vertical E×B do plasma io nosférico .............. 32
3.2.3 - Anomalia Equatorial ou Anomalia de Appleton ................................................ 35
3.2.4 - O Fenômeno da camada F espalhada .............................................................. 37
CAPÍTULO 4 - EFEITOS DA IONOSFERA EM SINAIS GPS .......................... 43
4.1 – Cintilações ionosféricas ....................................................................................... 43
4.1.1 - O índice de cintilação (S 4 ) ............................................................................... 45
4.1.2 - O índice S 4 calculado pelos receptores SCINTMON ...................................... 48
4.1.3 - Morfologia global das cintilações ..................................................................... 50
4.2 - Refração ionosférica............................................................................................ 52
4.2.1 - Determinação do CET a partir de medidas de código ....................................... 58
4.2.2 - Determinação do CET a partir de medidas de fase............................................ 61
4.2.3 - Obtenção do CET vertical ............................................................................... 64
CAPÍTULO 5 - INSTRUMENTAÇÃO, DADOS E METODOLOGIAS ............ 67
5.1 - Instrumentação e dados ...................................................................................... 67
5.1.1 - Monitores de cintilação – SCINTMON .......................................................... 67
5.1.2 - Receptores TurboRogue ICS- 4000Z .............................................................. 71
5.2 - Metodologias ..................................................................................................... 73
5.2.1 - Estudos das irregularidades ionosféricas através das cintilações ........................ 73
5.2.2 - Estudo das irregularidades ionosféricas sobre São José dos Campos ................ 74
Pág.

5.2.3 - Cálculo do CET .............................................................................................. 75
CAPÍTULO 6 - RESULTADOS E DISCUSSÕES I: OBSERVAÇÕES DA
CINTILAÇÃO IONOSFÉRICA E DO ESF UTILIZANDO MULTIPLAS
TÉCNICAS .............................................................................................................. 79
6.1 - Observações do ESF utilizando múltiplas técnicas ............................................... 79
6.2 - Descrição da campanha de observações em São Luís ......................................... 81
6.2.1 - Conjunto de dados .......................................................................................... 82
6.2.2 - Interpretação das observações ........................................................................ 85
6.2.3 - Dificuldades na comparação entre plumas e cintilações ..................................... 87
6.2.4 - Análise de dois dias típicos .............................................................................. 87
6.2.5 - Exemplo da variabilidade dia - a- dia do ESF ..................................................... 90
6.3 - Campanha de São Martinho da Serra ................................................................. 93
6.3.1 - Conjunto de observações ................................................................................ 94
6.3.2 - Interpretação das observações ........................................................................ 96
6.3.3 - Comparação entre os dados de luminescência e de cintilação ............................ 97
6.3.4 - Extensão latitudinal das bolhas iono sféricas ...................................................... 99
CAPÍTULO 7 - RESULTADOS E DISCUSSÕES II: ESTUDO ESTATÍSTICO DAS
CINTILAÇÕES ....................................................................................................... 101
7.1 - Observações de cintilação em São José dos Campos ......................................... 101
7.2 - Variação temporal diária .................................................................................... 105
7.3 - Sazonalidade ...................................................................................................... 107
7.4 - Efeito do fluxo solar ........................................................................................... 110
CAPÍTULO 8 - RESULTADOS E DISCUSSÕES III: MEDIDAS DE CET E
CINTILAÇÕES ....................................................................................................... 117
8.1 - Medidas do CET ............................................................................................... 119
8.2 - Flutuação de CET e cintilações ........................................................................... 119
8.3 - Variação diária do CET vertical .......................................................................... 122
8.4 - Estimativa da ocorrência de irregula ridades através de medidas do CET .............. 125
8.5 - Desvio RMS do CET em São Luís e São José dos Campos ............................... 127
8.6 - Variação sazonal do CETV em São Luís ............................................................ 129
8.7 - Desvio RMS do CETV sobre São Luís .............................................................. 135
8.8 - Distribuição latitudinal do CETV ......................................................................... 136
8.8.1 - Distribuição latitudinal do CETV durante dias com ocorrência de ESF ............. 139
8.9 - Geração de mapas da distribuição latitudinal do CETV ....................................... 140
8.9.1 - Procedimentos para a geração dos mapas de CETV ........................................ 141
8.10 - Distribuição do CETV para os dias 22 e 23 de Setembro de 2001 ................... 143

8.10.1 - Condições de ESF para os dias em estudo .................................................... 144
8.10.2 - Análise da distribuição latitudinal do CETV .................................................... 145
8.10.3 - Mapas da distribuição do CETV ................................................................... 150
CAPÍTULO 9 - CONCLUSÕES ............................................................................. 153
CAPÍTULO 10 - SUGESTÕES PARA TRABALHOS FUTUROS ....................... 159
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS ................................................................... 161
APÊNDICE A - DESCRIÇÃO DO ARQUIVO SUMÁRIO ................................ 171
APÊNDICE B - DESCRIÇÃO GERAL DOS PROCEDIMENTOS PARA
OBTENÇÃO DOS ARQUIVOS TEC .................................................................... 173

CAPÍTULO 1
INTRODUÇÃO
Esta dissertação trata do estudo das irregularidades ionosféricas através da utilização
dos sinais transmitidos pelos satélites do Sistema de Posicionamento Global (GPS).
As irregularidades ionosféricas são perturbações na densidade do plasma ionosférico e
se originam através de processos de instabilidade de plasma do tipo Rayleigh-Taylor
(RT) que ocorrem na ionosfera equatorial. A instabilidade RT dá origem às
irregularidades na camada F ionosférica com um amplo espectro de escalas de tamanho
desde alguns centímetros até centenas de quilômetros. Este fenômeno, de
irregularidades na ionosfera e sua manifestação nos dados coletados pelos mais diversos
tipos de equipamentos para observação da ionosfera, é conhecido como camada F
espalhada ou simplesmente Equatorial Spread F (ESF). Este nome tem origem no
espalhamento causado pelas irregularidades ionosféricas nos traços de ionogramas
equatoriais e de baixas latitudes.
Atualmente, vários esforços na área de Aeromomia têm sido realizados para uma
melhor compreensão dos processos eletrodinâmicos envolvidos na geração das
irregularidades ionosféricas. Os sinais GPS têm sido empregados por grupos de
pesquisas ionosféricas para observação da ionosfera equatorial, de modo a determinar a
ocorrência das irregularidades ionosféricas. Recentemente, também têm-se utilizado os
sinais GPS para estudar o comportamento do Conteúdo Eletrônico Total ionosférico (e
plasmasférico) durante eventos de ESF.
Neste contexto, esta dissertação tem como objetivos principais um melhor
conhecimento, por parte do autor e do próprio Grupo de Ionosfera da Divisão de
Aeronomia, com as técnicas que empregam o GPS para estudos ionosféricos e o
17

emprego destas técnicas para o estudo das irregularidades ionosféricas que ocorrem
freqüentemente no Território Brasileiro.
Do ponto de vista científico, esta dissertação contribui em um melhor conhecimento das
técnicas que empregam o GPS para estudos ionosféricos; resulta no primeiro estudo
(com caráter de dissertação) do INPE de irregularidades com escalas de tamanho (~ 400
metros) capazes de causar cintilação em sinais com freqüência na Banda L e fornece os
primeiros resultados de uma análise do comportamento do CET em longitudes
brasileiras durante eventos de ESF.
Do ponto de vista de aplicação, os resultados podem e já estão sendo utilizados em
estudos para a implementação de Sistemas de Aumentação para o GPS em regiões
equatoriais e de baixas latitudes (Klobuchar et al., 2002; Doherty et al., 2002). Estes
sistemas têm como objetivo uma melhor performance do posicionamento GPS através
da minimização do erro ionoférico para a futura aplicação do GPS em pousos e
decolagens de aeronaves.
A apresentação desta dissertação está organizada da seguinte forma: O Capítulo 2
consiste de uma breve introdução sobre o GPS e sobre os sinais transmitidos pelos
satélites deste sistema, com os quais serão estudadas as irregularidades ionosféricas.
No Capítulo 3 é realizada uma revisão de conceitos fundamentais de ionosfera e de dois
fenômenos típicos da ionosfera equatorial: o fenômeno do ESF e a Anomalia Equatorial
também conhecida como Anomalia de Appleton.
O Capitulo 4 discute dois efeitos da ionosfera sobre os sinais GPS: a cintilação e a
refração ionosférica. Estes dois efeitos são utilizados para identificar a ocorrência de
irregularidades na linha de visada do sinal GPS e para estudar o comportamento do
Conteúdo Eletrônico Total (CET) durante eventos de ESF.
18

No Capítulo 5 são descritos os dados utilizados neste trabalho, assim como a
metodologia empregada para a sua redução e análise.
Os resultados são apresentados e discutidos nos Capítulos 6, 7 e 8. No Capítulo 6 são
apresentados e discutidos resultados referentes à comparação entre observações do ESF
realizadas por diferentes técnicas. No Capítulo 7 são apresentados resultados da análise
estatística de dados de cintilação coletados em São José dos Campos, de setembro de
1997 à junho de 2002. No Capítulo 8 são apresentados os resultados do cálculo do CET
através do uso de dados de GPS. Os valores de CET são utilizados no estudo do
comportamento do CET vertical na região equatorial e de baixas latitudes e implicações
na geração das irregularidades ionosféricas.
As principais conclusões deste trabalho são apresentadas no Capítulo 9. No Capít ulo 10
são sugeridos trabalhos futuros. Os Apêndices A e B descrevem em maiores detalhes os
dados utilizados e procedimentos de análise.
19

CAPÍTULO 2
O SISTEMA DE POSICIONAMENTO GLOBAL (GPS)
2.1 Introdução
O Sistema de Posicionamento Global ou GPS (abreviação do inglês “Global Positioning
System”) é um sistema de posicionamento ou navegação por satélite com cobertura
global pelo qual um usuário pode determinar sua posição e tempo em qualquer ponto da
superfície terrestre ou próxima a ela. O GPS foi desenvolvido pelo Departamento de
Defesa dos Estados Unidos da América (EUA) com objetivo de ser o principal sistema
de navegação das forças armadas Norte-Americanas. Com o passar dos anos e
desenvolvimento da tecnologia associada, usuários civis também tiveram acesso ao
GPS. Atualmente, o GPS tem sido utilizado para os mais diversos fins, como por
exemplo, navegação, posicionamento geodésico, agricultura, controle de frotas, dentre
outros (Monico, 2000). Apesar de originalmente ter sido desenvolvido para
posicionamento na superfície, o GPS também tem sido utilizado no posicionamento de
satélites de baixa órbita (Rush, 2000).
O GPS consiste de três segmentos: (1) segmento espacial; (2) segmento de controle e
(3) segmento usuário. O segmento espacial do GPS consiste de uma constelação de 24
satélites distribuídos em 6 planos orbitais igualmente espaçados, com quatro satélites
em cada plano e a uma altitude aproximada de 20.200 km. Os planos orbitais são
inclinados 55 o em relação ao equador geográfico e o período orbital é de
aproximadamente 12 horas siderais. Isto significa que a posição dos satélites se repete, a
cada dia, com aproximadamente 4 minutos de adiantamento em relação ao dia anterior.
Essa configuração garante que, no mínimo, 4 satélites estejam sempre visíveis em
qualquer local da superfície terrestre. O segmento de controle rastreia cada satélite GPS
e envia periodicamente ao satélite, a previsão das suas futuras posições e correções de
relógio do satélite. Dentro do segmento usuário estão incluídos os usuários civis e
21

militares. A Figura 2.1 mostra a ilustração de um satélite GPS e a constelação de
satélites GPS em torno da Terra.
(a)
(b)
Fig. 2.1 – (a) Ilustração de um satélite GPS e (b) da constelação de satélites GPS.
FONTE: Dana (2002).
2.2 Características do sinal GPS
Cada satélite GPS transmite duas ondas portadoras chamadas “Link 1” e “Link 2” ou L1
e L2 (Spilker Jr. e Parkinson, 1996). Estas duas portadoras são geradas simultaneamente
a partir de uma freqüência fundamental de 10,23 MHz. L1 e L2 correspondem à
freqüência fundamental multiplicada por 154 e 120, respectivamente. Desta forma, L1
corresponde à freqüência de 1,57542 GHz, enquanto que L2 corresponde à 1,22760
GHz.
Além da portadora, cada satélite gera uma mensagem de navegação e um conjunto
próprio de códigos, que consiste de uma seqüência pseudo-aleatória conhecida como
PRN (Pseudo Random Noise) e que é modulado sobre as portadoras. Cada satélite GPS
é identificado pelo seu código PRN transmitido. A modulação de códigos permite
realizar medidas de distâncias a partir da estimativa do tempo de propagação da
modulação. O tempo de propagação da modulação pode ser obtido por correlação
22

cruzada entre o código no sinal recebido e uma réplica do código gerada no receptor
GPS. Os códigos PRN consistem de uma seqüência de estados +1 e –1 que
correspondem aos valores binários 0 e 1. A modulação é feita por um deslocamento de
180 o na fase da portadora quando ocorre a mudança de estado (“biphase modulation”).
Este processo de modulação é ilustrado na Figura 2.2.
Fig. 2.2 - Ilustração da modulação do código sobre a onda portadora.
FONTE: Adaptado de Hofmann-Wellenhof et al. (1994, pag. 77).
Dois códigos formam a seqüência PRN: O código C/A (“Coarse/Aquisition” ou
“Clear/Access”) que possui uma freqüência de 1,023 MHz e é repetido a cada
milisegundo e o código P (“Precision” ou “Protection”) que possui freqüência de 10,23
MHz e é repetido a aproximadamente cada 266,4 dias. Existe ainda o código W
utilizado para criptografar o código P, transformando-o no código Y, não disponível aos
usuários civis. A criptografia do código P só é utilizada quando o procedimento “Anti-
Spoofing” (AS) é acionado. O objetivo principal do AS é evitar que o código P seja
fraudado, mediante a geração de uma réplica do mesmo. Já a mensagem de navegação
consiste de 1500 bits transmitidos em 30 segundos e que contém informações sobre o
23

elógio do satélite, a sua órbita, suas condições operacionais e outras informações.
Pode-se observar que existem três tipos de sinais envolvidos no GPS: as portadoras (L1
e L2), os códigos C/A e P(Y) e a mensagem de navegação (D). Esta estrutura permite
medir a fase da portadora e sua variação e o tempo de propagação da modulação.
As portadoras moduladas podem ser representadas pelas seguintes equações:
L1(t) = a 1 P(t) D(t) cos[ω 1 t + φ(t)] + a 1 C/A(t) D(t) sen[ω 1 t + φ(t)] (1.1)
e
L2(t) = a 2 P(t) D(t) cos[ω 2 t + φ(t)] (1.2)
onde a i cos[ω i t + φ(t)] é a portadora não modulada, D(t) contém a mensagem de
navegação, P(t) e C/A(t) representam as seqüências de pulsos dos códigos P e C/A,
respectivamente. O termo a 1 C/A(t) D(t) sen[ω 1 t + φ(t)] indica que o código C/A é
modulado em quadratura de fase (deslocamento de 90 o ) com o código P(t). O índice
i=1,2 representa a portadora L1 ou L2, ω i é a freqüência angular da portadora e φ(t) é o
ruído da fase.
Todos os satélites transmitem na mesma freqüência e utilizam a técnica CDMA (“Code
Division Multiple Access”) na qual cada satélite é identificado pelo seu código
característico. Além disso, o sinal é espalhado em freqüência (“spread spectrum”) de
forma a evitar efeitos de interferência eletromagnética.
2.3 Posicionamento através do GPS
A posição de um certo ponto no espaço pode ser determinada através das distâncias
deste ponto até posições conhecidas no espaço. Para explicar este raciocínio, a Figura
2.3(a) ilustra o caso unidimensional. Se a posição do satélite S 1 e a distância medida x 1
até ele são conhecidas, a posição do usuário somente pode estar em dois pontos, um à
esquerda e outro à direita, distantes x 1 de S 1 . Para se determinar a posição do usuário, a
24

distância até outro satélite S 2 com posição conhecida deve ser medida. Na Figura 2.3 (a)
a posição de S 2 e da distância x 2 determinam a posição do usuário U.
A Figura 2.3(b) ilustra o caso bidimensional. Para determinar a posição do usuário, três
satélites e três distâncias são necessárias. Conhecendo-se a posição do satélite S i e a
distância x i do usuário até ele, as possíveis posições do usuário são definidas pelo traço
da circunferência de raio x i ao redor da posição do satélite S i . Dois satélites e duas
distâncias fornecem duas possíveis soluções já que duas circunferências se interceptam
em dois pontos. Uma terceira circunferência é necessária para determinar exatamente a
posição do usuário.
x 1
x 1 x 2
S 1 U
S 2
(a)
x 2
S 2
x 1
S 1
S 3
U
x 3
(b)
Fig. 2.3 – Posicionamento (a) unidimensional e (b) bidimensional de um usuário U.
Por razões similares, quatro satélites e quatro distâncias são necessárias para o caso de
posicionamento tridimensional como o realizado pelo GPS. Neste caso, conhecendo-se
25

a posição do satélite S i e a distância x i do usuário até ele, as possíveis posições do
usuário são definidas pela superfície da esfera de raio x i ao redor da posição do satélite
S i . A intersecção de duas superfícies esféricas define uma circunferência. A intersecção
desta circunferência com uma terceira superfície esférica define dois pontos. Destes dois
pontos, apenas um situa-se próximo à superfície terrestre e define a posição do usuário.
Um quarto satélite é necessário para corrigir a diferença de tempo entre os relógios do
satélite e receptor.
No GPS, as distâncias (x i ) entre os satélites e o usuário são estimadas através do tempo
de propagação do sinal desde o satélite até o receptor. As posições dos satélites são
conhecidas pelo usuário através das informações enviadas no sinal GPS.
2.4 Receptores GPS
Um receptor GPS genérico consiste das seguintes seções: (1) antena; (2) préamplificador;
(3) oscilador de referência; (4) sintetizador de freqüência; (5)
“downconverter”; (6) seção de freqüência intermediaria (FI); (7) processamento de
sinais; e (8) processamento aplicado (Van Dierendonck, 1996).
Nem todos os receptores GPS são dedicados à navegação. Alguns são dedicados à
transferência de tempo ou simplesmente coletam dados. Desta forma, a última função
do receptor é denominada de processamento aplicado, cobrindo um amplo conjunto de
aplicações.
A antena pode consistir de um ou mais elementos e eletrônica associada e pode ser ativa
ou passiva, dependendo da exigência de performance. Sua função é receber os sinais
GPS rejeitando sinais que sofreram multi-caminho e interferência. O multi-caminho
acontece quando um sinal reflete em um obstáculo e então chega à antena.
26

O pré-amplificador consiste de uma proteção, filtro e amplificador de baixo ruído. O
oscilador de referência fornece a referência de tempo e freqüência para o receptor. O
oscilador de referência pode ser considerado a peça principal do receptor, já que as
medidas GPS são baseadas no tempo de chegada do código PRN e também na
informação de fase e freqüência dos sinais GPS.
A saída do oscilador de referência é utilizada no sintetizador de freqüência, do qual se
derivam os osciladores locais (OL’s) e relógios utilizados pelo receptor. Um ou mais
destes OL’s são utilizados pelo “downconverter” para converter as entradas de
radiofreqüência (RF) em freqüências intermédias (FI) que são então processadas pela
seção de FI do receptor. O objetivo da seção de FI é fornecer uma melhor filtragem do
sinal e aumentar a amplitude do sinal até um nível operacional. A seção de FI pode
conter também um circuito de controle automático de ganho (AGC) para controlar o
nível operacional, fornecer uma faixa de amplitude operacional adequada e suprimir
interferência do tipo pulso.
A seção de processamento de sinal é a alma de um receptor GPS realizando funções tais
como:
• Distribuir o sinal nos canais para processamento simultâneo de vários satélites;
• Gerar os códigos PRN de referência dos sinais de vários satélites;
• Adquirir os sinais dos satélites;
• Rastrear o código e portadora dentro dos sinais;
• Demodular os dados dos sinais;
• Extrair medidas de fase do código PRN (pseudo-distância) dos sinais;
• Extrair medidas de freqüência e fase dos sinais;
• Extrair informação da razão sinal-ruído (SNR) dos sinais;
• dentre outras.
27

As saídas da seção de processamento de sinais são as pseudo-distâncias, medidas de
fase e freqüência, SNR’s, informações de cada um dos satélites rastreados, etc.. Estas
saídas são então utilizadas pela seção de processamento aplicado que também controla a
seção de processamento de sinais e utiliza suas saídas para realizar tarefas que variam
de aplicação para aplicação. Apesar do GPS ser, em primeiro lugar, um sistema de
navegação por satélite, as aplicações de um receptor GPS são diversas, como por
exemplo :
• Navegação;
• Transferência de tempo e freqüência;
• Medidas de conteúdo eletrônico total (CET);
• Medidas de cintilações de fase e amplitude;
• Receptores para estações diferenciais GPS (DGPS);
• Monitoramento da integridade do sinal GPS;
• dentre outras.
A ligação comum entre estas aplicações é que elas usam as mesmas medidas, de uma
forma ou de outra. Contudo, devido às diferentes exigências de largura de banda e
precisão impostas para cada tipo de aplicação, os requisitos da seção de processamento
de sinais também são diferentes.
28

CAPÍTULO 3
A IONOSFERA
3.1 Introdução
A ionosfera é uma região atmosférica localizada entre aproximadamente 65 e 2000 km
de altitude e é caracterizada por apresentar uma alta densidade de íons e elétrons capaz
de afetar a propagação de ondas de rádio. Os íons e elétrons livres na ionosfera são
criados principalmente por processo de fotoionização. A fotoionização ionosférica
consiste na absorção de radiação solar, predominantemente na faixa do extremo ultravioleta
e raios-x, por elementos atmosféricos neutros (Rishbeth e Garriott, 1969).
Quando a energia dos fótons incidentes sobre o elemento neutro é maior que o seu
potencial de fotoionização, ocorre a perda de elétrons deste elemento tornando-o um íon
positivo e dando origem a elétrons livres. Ionização também pode ser produzida por
colisão com partículas energéticas carregadas de origem solar ou galáctica que penetram
na atmosfera, mais facilmente em regiões de altas latitudes e na região da Anomalia
Magnética do Atlântico Sul (AMAS).
O perfil vertical típico de densidade eletrônica da ionosfera durante o dia e também
durante a noite tem formas semelhantes às mostradas na Figura 3.1. Uma explicação
qualitativa para a presença de um pico de ionização no perfil é o resultado do produto
entre uma crescente intensidade de radiação ionizante com a altura e uma decrescente
quantidade de elementos ionizáveis. A Figura 3.2 procura ilustrar a formação da
ionosfera e presença de um pico de ionização. Parâmetros do perfil de densidade, tais
como a altura do pico de máxima densidade, densidade máxima, conteúdo eletrônico
total e vários outros parâmetros variam de acordo com vários fatores tais como hora
local, latitude, estação do ano, ciclo solar, atividade magnética, dentre outros. Todos
estes fatores, juntamente com características químicas da atmosfera que também
29

apresentam uma alta variabilidade fazem com que o perfil não seja sempre tão simples
como mostrado na Figura 3.1.
800
Noite
Dia
Altitude (km)
400
200
Região F
100
Região E
Região D
10 2 10 3 10 4 10 5 10 6
Densidade Eletrônica (cm-3)
Fig. 3.1 - Perfis verticais típicos da densidade eletrônica. No perfil noturno observa-se
mais facilmente a distinção entre as regiões E e F.
FONTE: Adaptado de Baumjohann e Treumann (1997, p. 63).
Intensidade
de Radiação
Altitude
Taxa de Produção
Iônica
Densidade
Neutra
Fig. 3.2 - Ilustração da formação da ionosfera.
FONTE: Baumjohann e Treumann (1997, p. 58).
A ionosfera pode ser dividida em 3 camadas ou regiões principais: D, E e F. A região D
existe somente durante o dia e localiza-se abaixo de aproximadamente 90 km de
altitude. Esta região é fracamente ionizada e não pode ser considerada um plasma
30

(Baumjohann e Treumann, 1997). A ionosfera superior que compreende alturas acima
de 90 km é altamente ionizada e apresenta duas regiões distintas: a região E, que
apresenta um pico de ionização em torno de 120 km de altura e a região F, com um pico
de ionização em torno de 300 km. A diferença entre estas duas regiões é melhor
observada nos perfis noturnos, como mostra a Figura 3.1. Durante o dia, a lacuna de
densidade entre a região E e a região F é parcialmente preenchida. A região F se divide
em duas sub-regiões: a região F1 localizada em torno de 200 km e a região F2
localizada em torno de 300 km de altura. Na ionosfera superior, além do critério de
quase-neutralidade, outros requisitos são atendidos para que se considere esta porção da
ionosfera como um plasma (Bittencourt, 1995; Baumjohann e Treumann, 1997). A
dinâmica da região mais baixa da ionosfera (camada D) é controlada principalmente
pela atmosfera neutra fazendo com que a física de plasmas não seja a abordagem mais
adequada para esta porção da ionosfera (Kelley, 1989). Recentemente, observou-se uma
terceira sub-camada na região F, a camada F3 cuja formação e dinâmica ainda estão
sendo estudadas (Balan et al., 1997, Batista et al., 2002).
3.2 Fenômenos da ionosfera equatorial e de baixas latitudes
A ionosfera pode ser classificada quanto à sua região de latitude em ionosfera de altas
latitudes, médias latitudes ou baixas latitudes. Na ionosfera de altas latitudes o campo
magnético é aproximadamente vertical e os campos elétricos e correntes que governam
o movimento horizontal do plasma ionosférico estão acoplados à magnetosfera e ao
vento solar através do campo magnético terrestre. A precipitação de partículas
energéticas da magnetosfera ocorre na ionosfera de altas latitudes dando origem ao
fenômeno das auroras.
Na ionosfera de baixas latitudes, o campo magnético é quase horizontal e o movimento
vertical do plasma dá origem a instabilidades na ionosfera equatorial. Esta região
também é sensível a mudanças nas correntes magnetosféricas e a distúrbios magnéticos
originados em altas latitudes. Já a ionosfera de médias latitudes é uma zona de transição
31

entre as ionosferas de baixas e altas latitudes e é a ionosfera que mais se aproxima dos
modelos ionosféricos clássicos.
Alguns fenômenos intimamente relacionados à ionosfera equatorial e de baixas latitudes
são brevemente descritos nas próximas seções.
3.2.1 Principio da teoria do dínamo atmosférico
De acordo com Rishbet e Garriot (1969), a teoria do dínamo explica o surgimento de
campos elétricos e correntes na atmosfera e seu mecanismo pode ser resumido da
seguinte forma: O Sol e a Lua produzem forças de marés na atmosfera. Estas forças
causam movimentos de gases neutros da atmosfera que, em primeira ordem, podem ser
considerados movimentos horizontais. O movimento destes gases neutros através das
linhas de campo geomagnético produzem correntes em níveis onde a condutividade
elétrica é apreciável (região E). Devido às variações horizontais e verticais de
condutividade, as correntes não podem fluir livremente em todas as direções. Desta
forma, são geradas cargas de polarização que, por sua vez, modificam o fluxo de
corrente. Os campos eletrostáticos associados com estas cargas são transmitidas à região
F equatorial através das linhas de campo geomagnéticas que são altamente condutoras.
Na região F, estes campos eletrostáticos dão origem às derivas eletromagnéticas (E×B).
3.2.2 O pico de pré-reversão da deriva vertical E×B do plasma ionosférico
O atual conhecimento sobre a variação diária da deriva zonal e vertical do plasma
ionosférico equatorial (causada principalmente pela ação de campos elétricos criados
pelos dínamos da região E e F) deve-se, em grande parte, às medidas de deriva que são
medidas indiretas de campo elétrico. Um grande banco de dados das derivas verticais e
zonais da região F foi obtida através de medidas realizadas com o radar de
espalhamento incoerente de Jicamarca, no Peru. As medidas realizadas em Jicamarca
32

deram origem a diversas publicações (por exemplo, Fejer et al., 1979; Fejer, 1981; Fejer
et al., 1999) que reportam o comportamento da deriva vertical sob diversas condições
magnéticas e solares e para diversas épocas do ano.
40
20
Solstício de Inverno
0
-20
1968-1971 Alta Ativ. Solar
1975-1976 Baixa Ativ. Solar
Deriva Vertical [m/s]
-40
20
0
-20
-40
20
0
-20
Equinócio
Solstício de Verão
-40
08
12
16
20
Hora Local
24
04
08
Fig. 3.3 - Variação sazonal da deriva vertical medida em Jicamarca (derivas positivas
para cima) durante períodos de alta (1968-1971) e baixa (1975-1976)
atividade solar.
FONTE: Fejer (1981, p. 378).
A Figura 3.3 mostra a variação média da deriva vertical do plasma ionosferico medido
em Jicamarca em várias estações do ano, para condições magnéticas calmas e durante
anos de atividade solar alta e baixa. A deriva é positiva (para cima) durante o dia e
negativa durante a noite e é causada pela ação dos dínamos das regiões E e F (Kelley,
1989). Nota-se na Figura 3.3 que existe um forte aumento da deriva vertical, logo após o
pôr-do-sol. Este aumento é conhecido como pico pré-reversão do campo elétrico zonal
ou da deriva vertical e é responsável por muitas peculiaridades da ionosfera equatorial.
33

O pico pré-reversão pode ser explicado através da ação do vento neutro uniforme na
região F, como procura ilustrar a Figura 3.4. Próximo ao terminador noite-dia, um
campo elétrico E z gerado pelo dínamo da região F (-U×B) é mapeado até as regiões E
conjugadas através das linhas de campo magnético dando origem a um campo elétrico
E θ dirigido para o equador. Este campo elétrico gera uma corrente Hall J θφ dirigida para
oeste. Como nenhuma corrente flui na região E noturna, um acúmulo de cargas
negativas se desenvolve no terminador, dando origem ao campo E φ e a corrente J φφ que
tenta cancelar J θφ , como mostrado na Figura 3.4. Este campo E φ é mapeado de volta à
região F e causa primeiramente uma deriva E×B do plasma para cima e logo após uma
deriva para baixo.
Fig. 3.4 – Modelo simplificado para explicação do pico de pré-reversão causado por um
vento uniforme U.
FONTE: modificada de Farley et al. (1986).
34

3.2.3 Anomalia Equatorial ou Anomalia de Appleton
A Anomalia Equatorial ou Anomalia de Appleton consiste em uma região de alta
densidade eletrônica ionosférica, observada em aproximadamente 20 graus Norte e Sul
de latitude magnética. Este aumento da densidade eletrônica em baixas latitudes tem
origem na deriva vertical E×B do plasma da camada F equatorial. Como visto
anteriormente, o campo elétrico zonal existente na ionosfera equatorial é dirigido para
leste durante o dia, criando uma deriva vertical E×B/B 2 . Logo após o pôr-do-sol, este
campo elétrico dirigido para leste é acentuado (pico pré-reversão) e o plasma da região
F deriva até elevadas altitudes. Enquanto isso, o plasma de baixas altitudes decai
rapidamente devido à diminuição da intensidade de radiação solar incidente (Kelley,
1989).
Após a subida do plasma até elevadas altitudes na região equatorial, o plasma inicia um
movimento de descida ao longo das linhas de campo magnético. Este movimento ocorre
devido à ação da gravidade (g) e gradiente de pressão (∇p). Este fenômeno de elevação
do plasma e posterior descida ao longo das linhas de campo magnético até baixas
latitudes é conhecido como Efeito Fonte. Um esquema das forças agindo no plasma é
ilustrado na Figura 3.5.
A Figura 3.6 mostra um mapa global da distribuição densidade eletrônica ionosférica
integrada, ou Conteúdo Eletrônico Total (CET) medido por GPS no qual é possível
observar, entre as 21 e 24 LT, um menor valor de CET na região do equador magnético
e um maior valor do CET em latitudes afastadas aproximadamente 15 graus do equador
magnético.
35

E x B
B
3 p, g 3 p, g
E
Equador
20o N
20o S
Fig. 3.5 - Diagrama esquemático mostrando como o plasma é transportado da região
equatorial até elevadas altitudes e subseqüentemente a aproximadamente 20 o
de latitude magnética através da ação de campos elétricos e magnéticos
(E×B), gravidade (g) e gradientes de pressão (∇p).
FONTE: Kelley (1989, p . 193).
Latitude Geográfica
21/11/2001
80
60
40
20
0
-20
-40
-60
-80
UCET
100
80
60
40
20
00
0 3 6 9 12 15 18 21 24
Receptor GPS Hora Local
Fig. 3.6 – Mapa Global do Conteúdo Eletrônico Total ionosférico.
FONTE: NASA (2001).
36

3.2.4 O Fenômeno da camada F espalhada
O fenômeno equatorial e de baixas latitudes da camada F espalhada (tradução do termo
em inglês “Equatorial Spread F” - ESF) foi o nome dado ao fenômeno de espalhamento
observado nos traços de ionogramas obtidos na região equatorial durante a década de 30
(Booker e Wells, 1938). Com o passar dos anos, adotou-se o termo ESF como sendo o
nome dado aos fenômenos de irregularidades de densidade eletrônica do plasma
equatorial, observado pelos mais diversos tipos de instrumentos de sondagem
ionosférica. É possível observar ESF em dados de ionossondas, radares de
espalhamento coerente, sensores a bordo de foguetes ou satélites, flutuações na fase e
amplitude de sinais transionosféricos (cintilação), dentre outros (ver por exemplo, Basu
e Basu, 1981; Abdu et al., 1981; Abdu et al., 1991; Abdu et al., 1998; Aarons et al.,
1999). Atualmente, o termo ESF está associado a um amplo espectro de irregularidades
de plasma, com escalas de tamanho variando desde dezenas de centímetros até centenas
de quilômetros e ocorrendo desde alturas da região F até alturas em torno de 1500 km
(Fejer, 1996). Cada instrumento ou técnica é sensível a uma determinada escala de
tamanho ou faixa de escalas.
Dungey (1956) foi o primeiro a propor a instabilidade gravitacional Rayleigh-Taylor
(RT) como processo gerador do ESF. Outras teorias também foram apresentadas nas
décadas de 50 e 60. Contudo, Farley et al. (1970) concluíram, a partir das primeiras
medidas realizadas pelo Rádio Observatório de Jicamarca, que nenhuma teoria até então
poderia explicar os dados obtidos. Com isto, a Teoria RT juntamente com todas as
outras teorias apresentadas até então foram temporariamente rejeitadas, pois estas
teorias podiam explicar apenas a geração de estruturas na porção inferior do perfil de
densidade de plasma da camada F. Com os passar dos anos, novos estudos foram
realizados e uma maior quantidade e qualidade de dados foram obtidos de forma que a
Teoria RT foi aprimorada e generalizada, incluindo parâmetros do ambiente ionosférico,
tais como campo elétrico ambiente (E) e a ação de ventos neutros (U) e com isto, muitas
37

das características do ESF podem agora ser explicadas pela denominada teoria RT
generalizada (GRT).
A Figura 3.7 (a) ilustra um perfil vertical típico da ionosfera equatorial para o período
do pôr-do-sol. É possível observar um acentuado gradiente de densidade na porção
inferior da camada F separando duas regiões distintas: uma de baixa densidade e outra
de alta densidade, localizadas respectivamente abaixo e acima de aproximadamente 300
km de altura. Em termos didáticos faz-se uma analogia deste perfil com o caso da
instabilidade hidrodinâmica RT, no qual um fluido mais denso é sustentado por um
fluido menos denso como mostrado na Figura 3.7 (b). Na instabilidade hidrodinâmica
RT uma pequena perturbação surge na superfície de contato dos dois fluidos e com o
auxílio da gravidade, esta perturbação evolui até que o fluido menos denso tende a se
elevar enquanto que o fluido mais denso desce como ilustrado na Figura 3.7 (c).
Contudo, o processo de instabilidade RT generalizada o qual se aplica à ionosfera não é
tão simples como ilustra a Figura 3.7. Processos eletrodinâmicos intrínsecos da
ionosfera equatorial e de médias latitudes, assim como efeitos de acoplamento
ionosfera-magnetosfera em altas latitudes controlam o processo de geração e evolução
das irregularidades ionosféricas (Fejer, 1996, Aarons, 1991). Além disto, irregularidades
de larga-escala quando evoluem através da região F podem gerar ainda, irregularidades
secundárias em uma larga faixa de escalas de tamanho. A geração de irregularidades
secundárias ocorre através de processos não lineares nas bordas das irregularidades de
maior escala (Fejer, 1996).
38

500
400
Altitude (km)
300
200
100
3.5 4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5
Densidade Eletrônica (cm - 3 )
(a) (b) (c)
Fig. 3.7 - (a) Perfil vertical ionosférico típico para a região equatorial com um
acentuado gradiente de densidade em torno de 300 km de altura. (b)
Analogia do perfil mostrado em (a) com o caso de um fluido denso sendo
suportado por um fluido de menor densidade e (c) ilustração da evolução da
instabilidade hidrodinâmica RT.
FONTE: Kelley (1989, p. 76 e 122).
Medidas de satélites e foguetes através de regiões de ESF mostram acentuadas
depleções de plasma, chamadas de bolhas ionosféricas, com altos valores de campo
elétrico zonal no seu interior. Radares de espalhamento coerente associam estas regiões
de depleção do plasma com estruturas chamadas de plumas. Estas plumas apresentam
uma subida rápida e a presença de fortes ecos oriundos de irregularidades com escala de
alguns metros no seu interior. O ESF observado em ionogramas equatoriais representam
irregularidades na porção inferior da camada F que podem estar associadas ou não a
bolhas ionosféricas que evoluem até a porção superior da ionosfera. Em contrapartida, o
ESF observado em ionogramas de baixas latitudes são indicativos de irregularidades
imersas em bolhas ionosféricas (Abdu et al., 1983a).
Acredita-se que as condições necessárias para a ocorrência de irregularidades de largaescala
são: 1) presença de uma perturbação inicial de larga-escala, 2) um gradiente
direcionado para cima, do perfil de densidade eletrônica da ionosfera e 3) um aumento
39

do campo elétrico para leste. O início do ESF pode também ser afetado por perturbações
de campo elétrico originadas em altas latitudes durante condições magneticamente
perturbadas. Existem ainda vários processos tais como ventos neutros meridionais e
condutividade das camadas E conjugadas, que podem inibir o crescimento das
irregularidades. O grande número de efeitos potencialmente importantes faz com que os
termos de variabilidade dia-a-dia constituam os problemas a serem melhor analisados
no estudo do ESF (Fejer, 1996; Batista et al., 1999; Abdu, 2001). A questão é descobrir
se o desenvolvimento do ESF é determinado principalmente pela presença de um
mecanismo de “disparo” altamente variável ou se este mecanismo está sempre presente
e a variabilidade de curto período é predominantemente controlada pela taxa de
crescimento da instabilidade RT generalizada (Fejer et al., 1999; Abdu., 2001) que será
introduzida a seguir.
Considerando-se um ambiente que possua duas regiões com densidades de plasma
distintas, uma região mais elevada com densidade N 1 e uma outra região localizada logo
abaixo com densidade N 2 = 0 e, considerando-se uma perturbação senoidal inicial de
densidade ou de campo elétrico que origina-se na interface entre as duas regiões é
possível obter-se uma relação de dispersão para tal perturbação. A partir da relação de
dispersão, deriva-se então a taxa de crescimento (γ) que fornece uma estimativa do quão
favorável são as condições para o desenvolvimento da instabilidade e o quão rápido esta
instabilidade pode evoluir.
Uma demonstração acadêmica da derivação algébrica da taxa de crescimento para uma
instabilidade RT em um plasma sem colisões e considerando-se apenas a ação externa
da força gravitacional é dada por Chen (1974). Kelley (1989) explica em detalhes a
derivação da taxa de crescimento linear local para a instabilidade RT com uma visão
voltada ao plasma ionosférico equatorial. Existem ainda trabalhos com uma abordagem
matemática mais completa voltada à modelagem da instabilidade RT, como por
exemplo, Sultan (1996). A taxa de crescimento generalizada deve incluir efeitos tais
40

como do campo elétrico ambiente (E) e da ação de ventos neutros (U), além da força
resultante da aceleração gravitacional (g).
Segundo Abdu (2001), a forma mais simples de descrever a taxa de crescimento γ, com
base em quantidades locais e assumindo condutividade nula em baixas altitudes é dada
por:
∇n
⎛
γ = ⎜
n
⎝
E
B
g
+
νin
⎞
⎟
− βL
⎠
(3.1)
onde E é o campo elétrico zonal ambiente, B é a intensidade de campo magnético, g é a
aceleração da gravidade, ν in é a freqüência de colisão íon-neutro, n é densidade
eletrônica ambiente, ∇n representa o gradiente vertical de densidade (dn/dz) e β L é a
taxa de recombinação da espécie iônica majoritária.
Contudo, a taxa de crescimento da instabilidade RT é melhor definida quando descrita
em termos de quantidades integradas ao longo das linhas de campo, ou tubo de fluxo.
Mendillo et al. (2001), por exemplo, apresenta γ como sendo:
⎛
γ = ⎜
⎜ E,
N
⎝ ∑P
F
∑P
+ F
∑P
+ E,
S
∑P
⎞ ⎡ ρ ρ
E B g
⎤
⎢
× ρ
ρ
⎟
∇n
−U
⎥
2 m − ⋅
⎟
⎠
⎢ B ν in ⎥ n
⎣
⎦
(3.2)
A equação (3.2) indica que, em princípio, dada uma perturbação inicial, o fator principal
de aumento de γ é um campo elétrico zonal (E) que eleva a camada F até regiões de
baixa freqüência de colisão (ν in ). Além disto, fatores que podem reduzir γ são ventos
transequatoriais (U m ) ou o aparecimento de uma camada E após o pôr-do-sol que
reduziria a condutividade Pedersen da camada F ( ∑ ) com relação à condutividade
F
P
41

E , N F E,
S
integrada total ( ∑
P
+∑P
+ ∑P
), que é a somatória da condutividade Pedersen da
F
camada F equatorial integrada ao longo da linha de campo magnético ( ∑ P ) e da
E,
S E,
N
condutividade Pedersen das camadas E conjugadas ( ∑
P e ∑
P ), também integradas
ao longo da linha de campo magnético.
42

CAPÍTULO 4
EFEITOS DA IONOSFERA EM SINAIS GPS
Para o estudo das irregularidades ionosféricas, serão utilizados dois efeitos ionosféricos
sobre ondas eletromagnéticas: a cintilação e a refração. A ocorrência de cintilação em
um sinal transionosférico é um indicador da presença de irregularidades ionosféricas na
linha de visada deste sinal, enquanto que, a partir do efeito de refração sobre estes sinais
é possível obter-se o Conteúdo Eletrônico Total (CET) ao longo do caminho percorrido
pelo sinal.
4.1 Cintilações ionosféricas
Em 1946 foram observadas, pela primeira vez, flutuações irregulares de curto período
de tempo na intensidade da radiação na banda de rádio (64 MHz) emitida pela estrela
Cygnus (Hey et al; 1946). Inicialmente, considerou-se que as flutuações eram inerentes
à fonte de emissão. Observações posteriores indicaram que não existia correlação entre
flutuações registradas em duas estações espaçadas 210 km, enquanto que observou-se
boa correlação para uma separação de 4 km. Isto sugeriu que o fenômeno seria
produzido localmente, provavelmente pela atmosfera terrestre. Observações
subseqüentes confirmaram as especulações e isto marcou a primeira observação do
fenômeno de cintilação ionosférica. Atualmente, as cintilações podem ser definidas
como flutuações da amplitude ou fase de uma onda de rádio, resultado da sua
propagação através de uma região na qual existem irregularidades de densidade
eletrônica, e conseqüentemente de índice de refração.
Após o lançamento do primeiro satélite artificial em 1957, tornou-se possível observar
cintilações ionosféricas em sinais emitidos por rádio-transmissores a bordo de satélites.
O interesse no estudo deste fenômeno tem continuado com dois objetivos principais, um
43

científico e outro prático. Do ponto de vista científico, os dados de cintilação fornecem
informações sobre a ocorrência das irregularidades ionosféricas, cuja climatologia ainda
não é totalmente compreendida. Do ponto vista prático, o estudo da cintilação está
diretamente relacionado a problemas de estabilidade de enlaces de comunicação e
navegação por satélite.
O estudo de teorias que explicassem as cintilações iniciou com a consideração de que o
meio pelo qual o sinal de rádio se propaga seria equivalente à uma tela de difração
(“diffracting screen”) com irregularidades aleatórias de densidade que não se deformam
e que se movem com direção e velocidade fixas. Se a região de difração é
suficientemente fina, as variações na frente de onda emergente estarão presentes
somente na fase e não na amplitude do sinal. À medida em que a onda se propaga além
da região de difração, as flutuações em amplitude começam então a surgir.
Inicialmente, esta aproximação foi utilizada em diversos casos tais como os de uma tela
de difração unidimensional e de uma tela de difração bidimensional. Logo em seguida,
considerou-se o caso de uma tela de difração espessa tri-dimensional. Referências de
trabalhos que consideraram diferentes aproximações para a tela de difração podem ser
encontradas no Apêndice A de Kelley (1989). Os casos prévios foram então revistos por
Salpeter (1967) que estendeu a teoria a importantes regimes que não haviam sido
considerados e derivou condições suficientes para validação da aproximação de uma
tela fina de difração (“thin phase screen”).
Para o caso de espalhamento fraco causado por uma tela fina de difração, o espectro de
potência das flutuações de densidade deve ser multiplicado por uma função que depende
da altura da camada de irregularidades e da freqüência da onda incidente o que
produziria o espectro de potência das cintilações observadas. Sob estas aproximações, o
espectro de potência da cintilação é uma versão linearmente filtrada do espetro de
potência das flutuações de densidade. A função multiplicadora, conhecida como filtro
de Fresnel age como um filtro passa alta (Kelley, 1989) e apresenta mínimos em pontos
44

proporcionais à raiz quadrada de números inteiros de freqüência. Recentemente,
Bhattacharyya et al. (2001) encontrou tais mínimos de Fresnel, em espectros de
potência de cintilações em sinais VHF. Os mínimos de Fresnel não são observados
quando a camada de irregularidades é espessa.
Para uma ampla revisão matemática da teoria de cintilações, aconselha-se consultar Yeh
e Liu (1982). Uma revisão sobre o estudo das cintilações com enfoque à sua aplicação
no estudo das irregularidades ionosféricas pode ser encontrada em Aarons (1982). É
importante salientar que a maioria das teorias consideram apenas o caso de
espalhamento fraco. Teorias para explicar matematicamente o caso de espalhamento
forte ainda estão em desenvolvimento.
Nas próximas seções será dado enfoque à relação entre a magnitude das cintilações,
representadas pelo índice S 4 , utilizado nesta dissertação, e parâmetros físicos das
irregularidades que causam as cintilações.
4.1.1 O Índice de cintilação (S 4 )
O índice de cintilação S 4 tem sido amplamente utilizado para quantificar a magnitude
das cintilações em amplitude de sinais transionosféricos e é definido em termos da
intensidade (I) do sinal recebido, como mostra a Equação (4.1), (Yeh e Liu, 1982):
2
S
4
=
2
< I > − 2
< I >
2
< I >
(4.1)
É possível mostrar, a partir da Teoria para Cintilação Fraca, que o índice S 4 está
relacionado ao desvio de densidade do plasma ionosférico (∆N) ao longo do caminho de
propagação do sinal e à espessura da camada de irregularidades ionosféricas (L), pela
seguinte expressão (Yeh e Liu, 1982):
45

⎡ ⎛ 2 ⎞ ⎛ 2 ⎞⎤
2 2 2 2 2k ⊥ ⊥
∫∫⎢
⎜ k L ⎟ ⎜ k ⎛ L ⎞
S
⎜ − ⎟⎟
4 ≅ 8π
re
λ L 1−
sen cos k ⎥ Φ∆
⎢ ⎜ ⎟ ⎜ ⎟ N ,
2
⎣ k⊥L
⎝
2k
⎠ ⎝
k ⎝ 2 ⎠⎠⎥⎦
ρ
2
( k⊥
0) d k⊥
(4.2)
onde r e é o raio do elétron, λ é o comprimento de onda do sinal e ( k 0)
Φ ρ é o
∆N ⊥
,
espectro tridimensional da flutuação de densidade ∆N com k z = 0 e k ⊥ está na direção
perpendicular à propagação da onda. A integral na Equação (4.2) indica que a
contribuição para a cintilação, das irregularidades de diversos números de onda (k), é
ponderada por uma função filtro espacial, isto é, a expressão em colchetes na Equação
(4.2).
A Equação (4.2) não é facilmente interpretável e trabalhos de modelagem das
cintilações, como o realizado por Basu e Basu (1980) apresentam equações mais
simples nas quais, tanto as cintilações em amplitude quanto em fase são expressas em
quantidades que podem ser obtidas experimentalmente. Contudo, apesar de explicar
muitas das características das cintilações, estas equações não podem explicar fenômenos
mais complexos observados e, por esta razão, modelos computacionais têm sido
desenvolvidos (por exemplo, Fremouw e Secan, 1984; Secan et al., 1995). Fremouw e
Secan (1984) já incluem o efeito de foco que ocorre nas cintilações e que dá origem a
valores de S 4 > 1 (Singleton, 1970).
A Equação (4.3) abaixo foi utilizada por Basu e Basu (1980) para modelagem das
cintilações equatoriais e inclui os principais parâmetros responsáveis pela cintilação em
amplitude.
2 2 2
2 ?zsec?
S4 = 8 p (re?)
L sec? < ?N > k oF
4p
(4.3)
46

Além da dependência do S 4 com relação ao desvio RMS médio (∆N) de densidade ao
longo do caminho de propagação do sinal e com relação à espessura da camada de
irregularidades (L), Basu e Basu (1980) também deixaram evidente a dependência do
índice S 4 com relação à altura (z) da camada, ao ângulo de zênite (θ) do sinal na altura
da camada de irregularidades e ao comprimento de onda do sinal (λ). F é um fator
relacionado à geometria das irregularidades e k o se refere ao menor número de onda que
contribui para a cintilação.
De acordo com Kintner et al. (2001), a magnitude da cintilação depende da distribuição
espacial e da amplitude das irregularidades de densidade. Contudo, a escala de tempo do
desvanecimento (“fading”) depende da velocidade das irregularidades e de uma escala
espacial conhecida como comprimento de Fresnel, o qual, em primeira ordem, depende
somente do comprimento de onda do sinal GPS e da distância às irregularidades
ionosféricas. A escala de Fresnel tem origem no filtro de Fresnel citado anteriormente
(Seção 4.1).
De acordo com Salpeter (1967), para o caso de espalhamento fraco, o espectro de
potência horizontal da intensidade do sinal tem a seguinte forma:
f 1 (k) = 4F f
(k) sin
⎛ 2 2 ⎞
2⎜
k rF
⎟
⎜ ⎟
⎝
4p
⎠
(4.4)
onde k é o número de onda horizontal, r F é o comprimento de Fresnel ( r F
= ?d
, onde
d é a distância até a camada espalhadora e λ é o comprimento de onda do sinal), e
F f
(k) é a densidade espectral de potência das irregularidades que causam o
espalhamento. Tipicamente,
F f
(k) decresce rapidamente com o aumento de k (Basu e
Basu, 1993), de forma que o primeiro máximo na função sin 2 domina o espectro de
47

potência. Isto significa que o espectro de potência mostrará um número de onda
dominante dado por:
k =
2p
r F
(4.5)
Ou,
λ = 2
(4.6a)
F
r F
Mas como
r F
= λd
, tem-se que:
λ = 2λd
(4.6b)
F
Considerando que a camada de irregularidades se encontra a uma distância d = 350 km
e que o satélite encontra-se no zênite, pode-se dizer que as irregularidades que mais
contribuem para a cintilação em sinais GPS (L1 = 1,57542 GHz) são as irregularidades
com escalas de tamanho de aproximadamente λ F = 400 metros.
4.1.2 O Índice S 4 calculado pelos receptores SCINTMON
De acordo com Beach (1998), o procedimento computacional para o cálculo do S 4
realizado pelo programa de redução de dados dos receptores SCINTMON, que serão
realizados neste estudo, pode ser resumido da seguinte forma: utiliza-se um filtro passabaixas
com freqüência de corte em 0,1 Hz, de modo a obterem-se valores médios locais
do canal de potência em banda larga P k e do canal de ruído em banda larga N k , onde k é
o número da amostra numérica. Estes valores filtrados de P k e N k são denotados por
k e k , respectivamente. Definiu-se então a variância da intensidade de sinal para
o intervalo de um minuto a partir de:
48

σˆ
2
=
1
M
M
( P − < P > )( P − < P )
∑ >
k = 1
k
k
k −1
k−1
(4.7)
Onde M = 3000 é o número de amostras por minuto enquanto que P 0 e < P 0 > são
definidos como os valores finais de potência e potência média do intervalo de 1 minuto
anterior. Além disso, determina-se a potência média sobre o mesmo período a partir de:
Ŝ =
1
M
M
( < P > − < N )
∑ >
k=
1
k
k
(4.8)
A partir destas definições o índice de cintilação para o devido intervalo de 1 minuto
torna-se (Beach, 1998):
S
4
=
ˆ 2
σ
Sˆ
(4.9)
Pode-se observar pela Equação (4.9) que o índice S 4 também pode ser interpretado
como o desvio padrão normalizado pela potência média do sinal. A Figura 4.1 mostra
um exemplo de sinal amostrado por um receptor SCINTMON e os valores de S 4
calculados para este caso. Observa-se que os valores de S 4 aumentam à medida em que
a flutuação do sinal (cintilação) também aumenta. O índice S 4 apresentado neste
exemplo foi calculado por um dos receptores SCINTMON utilizados neste trabalho e
que serão descritos posteriormente.
49

WBP(dB)
27/12/2000 - PRN 27 São Luís
44
42
40
38
36
34
32
30
28
1,0
0,8
S4
0,6
0,4
0,2
0,0
21 22 23 24 25 26 27 28 29
Hora Universal
Fig. 4.1 - Exemplo de cintilação e correspondentes valores de S 4 calculados para
intervalos de 1 minuto.
4.1.3 Morfologia global das cintilações
De acordo com Aarons (1982) e Basu et al. (1988), existem três regiões principais de
ocorrência das cintilações, como ilustra o diagrama da Figura 4.2. A primeira região é a
região equatorial no período após o pôr-do-sol. A segunda região compreende o lado
noturno da região da oval auroral e o lado diurno do vértice polar (“polar cusp”). Por
fim, a terceira região corresponde à região mais interna da calota polar. Nesta região, é
possível observar cintilações em qualquer hora local.
As regiões de maior intensidade das cintilações correspondem as regiões de pico (norte
e sul) da anomalia equatorial, localizadas a aproximadamente +20 o e –20 o de latitude
magnética. A geração das irregularidades equatoriais (ESF) e a ocorrência de um
máximo secundário de ionização durante o período após o pôr-do-sol se combinam de
forma a resultar o máximo na atividade de cintilação nesta região. A cintilação em
sinais na faixa de GHz é mais fraca no equador magnético (Basu et al., 1988).
50

As cintilações em altas latitudes também são mais fracas que as cintilações observadas
na Anomalia Equatorial. A região da calota polar é mais ativa em termos de cintilação
do que a região da oval auroral. As cintilações observadas no equador magnético são
causadas por irregularidades de plasma ionosférico geradas por processos de
instabilidade RT. Na região da calota polar, as principais fontes de cintilação são a
convecção de estruturas de plasma geradas no lado diurno do vértice polar e a
ocorrência de irregularidades de plasma geradas por processos relacionados à
precipitação de partículas. Na região da oval auroral noturna, a atividade de cintilações
é mais forte que na calota polar.
A Figura 4.2(b) representa a atividade de cintilações em sinais da Banda L durante os
anos de atividade solar mínima. Durante o mínimo solar ilustrado na Figura 4.2(b),
observa-se uma drástica redução da intensidade das cintilações em todas as regiões. A
extensão latitudinal das cintilações também é reduzida. Segundo Basu et al. (1988) a
variação da densidade eletrônica ambiente com fluxo solar é o principal fator
controlador da atividade de cintilações em todas as regiões.
Máximo Solar
Banda L
20 dB
15 dB
10 dB
5 dB
2 dB
1 dB
Mínimo Solar
Meio-Dia
18
Meia-Noite
Meio-Dia
18
Meia-Noite
(a) (b)
Fig. 4.2 - Morfologia global das cintilações em sinais da Banda L durante anos de solar
máximo (a) e mínimo (b).
Fonte: Basu et al. (1988, p. 376).
51

4.2 Refração ionosférica
Considerando uma onda eletromagnética monocromática no espaço com comprimento
de onda λ e freqüência f, a velocidade de fase é dada por:
υ f = λf
(4.10)
Para o GPS, as portadoras L1 e L2 se propagam com esta velocidade. Para um grupo de
ondas com freqüências pouco diferentes, a propagação da energia resultante é definida
pela velocidade de grupo dada por:
υ g
df 2
= − λ
dλ
(4.11)
Esta é a velocidade de propagação dos códigos apresentados no Capítulo 2 e que são
modulados sobre as portadoras L1 e L2 do GPS. A relação entre velocidade de fase e
velocidade de grupo pode ser obtida através da diferencial total da Equação (4.10)
resultando em:
d f
υ = fdλ + λdf
(4.12)
A Equação (4.12) pode ser escrita da seguinte forma:
df 1 dυ
= f
dλ
λ dλ
f
−
λ
(4.13)
Substituindo a Equação (4.13) na Equação (4.11) tem-se:
52

υg
dυ
= −λ f
dλ
+ f λ
(4.14)
ou finalmente, a equação de Rayleigh:
υ
g
= υ
f
dυ
− λ f
dλ
(4.15)
A diferenciação na Equação (4.14) implicitamente contém a dispersão, que é definida
como a dependência da velocidade de fase em relação ao comprimento de onda ou
freqüência. Velocidade de fase e grupo são iguais em um meio não dispersivo e
correspondem à velocidade da luz no vácuo. A propagação de ondas em um meio
depende do índice de refração n. Geralmente, a velocidade de propagação é obtida de:
c
υ =
n
(4.16)
Aplicando esta expressão à velocidade de fase e grupo é possível obterem-se fórmulas
para os respectivos índices de refração, n f e n g :
υ f
=
c
nf
(4.17)
υ g
=
c
ng
(4.18)
A diferenciação da velocidade de fase com respeito a λ resulta em:
53

dυf c dnf
(4.19)
= −
dλ
2
n dλ
f
A substituição das equações (4.17), (4.18) e (4.19) na Equação (4.15) resulta em:
c
n
g
=
c
n
f
c
+ λ
n
2
f
dn f
dλ
(4.20)
ou
c
ng
=
c
n f
⎛
⎜1
+ λ
⎝
1
nf
dn f
dλ
⎞
⎟
⎠
(4.21)
A Equação (4.21) pode ser modificada resultando em:
n
g
= n
f
⎛
⎜1− λ
⎝
1
n
f
dn f
dλ
⎞
⎟
⎠
(4.22)
onde aplicou-se a aproximação (1 + ε) -1 = 1-ε. Desta forma:
n
g
= n
f
dn f
− λ
dλ
(4.23)
A Equação (4.23) é a equação modificada de Rayleigh. Um forma um pouco diferente é
obtida diferenciando a relação c = λf com respeito à λ e f, ou seja:
dλ df
(4.24)
= −
λ f
54

e substituindo o resultado na Equação (4.23):
n g = n f + f
dn
df
f
(4.25)
Como citado anteriormente, a ionosfera pode ser considerada um meio dispersivo para o
sinal GPS. De acordo com Seeber (1993), citado por Hoffman-Wellenhof et al. (1994),
o índice de refração de fase pode ser aproximado pela série:
n f
c 2
= 1+
2
f
c3
+
3
f
c4
+
4
f
+ ...
(4.26)
Os coeficientes c 2 , c 3 e c 4 não dependem da freqüência mas do número de elétrons por
m 3 (densidade eletrônica N e ) ao longo do caminho de propagação. Utilizando uma
aproximação na qual é ignorada a expansão após o termo quadrático:
c
n 2
f = 1+
2
f
(4.27)
e diferenciando esta equação:
dn f
c2
= −2
df
3
f
(4.28)
Substituindo as equações (4.27) e (4.28) na Equação (4.25) resulta em:
n g
c
= 1+
2
2
f
− f
2c2
3
f
(4.29)
Ou
55

n g
c 2
= 1 −
2
f
(4.30)
Pode-se observar pelas equações (4.27) e (4.30) que os índices de refração de grupo e de
fase diferem da unidade com sinal oposto. O coeficiente c 2 , que depende da densidade
de elétrons N e , é dado por:
c 2 = −40,
3N e [Hz 2 ] (4.31)
A relação n g > n f e conseqüentemente υ g < υ f ocorre porque a densidade N e é sempre um
valor maior ou igual a zero. Como conseqüência das diferentes velocidades ocorre um
atraso de grupo e avanço de fase, ou seja, o código GPS é atrasado e as fases das
portadoras são avançadas. Então, as distâncias obtidas a partir de medidas do código são
mais longas e as distâncias obtidas a partir de medidas de fase são mais curtas que a
distância geométrica entre o satélite e o receptor. As distâncias obtidas a partir de
medidas de código ou fase são chamadas pseudo-distâncias pois diferem da distância
real.
De acordo com o princípio de Fermat, a distância medida “s” é definida por:
s = ∫ nds
(4.32)
onde a integral precisa ser calculada ao longo do caminho do sinal. A distância
geométrica s o ao longo da linha reta entre o satélite e o receptor pode ser obtida
analogamente ajustando n = 1:
s o = ∫ dso
(4.33)
56

A diferença ∆ IONO entre a distância medida e a distância geométrica é chamado de
refração ionosférica e corresponde à:
∆
IONO
=
nds ∫
− ∫
ds
o
(4.34)
e pode ser rescrita para um índice de refração de fase n f como:
∆
IONO
f
⎛ c ⎞ = ∫ ⎜1
+ 2 ⎟ds
−
2 ∫
⎝ f ⎠
dso
(4.35)
e para o índice de refração de grupo n g como:
∆
IONO
g
⎛ c ⎞ = ∫ ⎜1
− 2 ⎟ds
−
2 ∫ds
o
⎝ f ⎠
(4.36)
Uma simplificação é obtida quando a integração do primeiro termo das equações (4.35)
e (4.36) é realizada ao longo do caminho geométrico. Neste caso ds torna-se ds o e as
equações (4.35) e (4.36) reduzem à:
e
IONO
∆ f
IONO
∆ g
c 2
(4.37)
= ∫ ds
2 o
f
c 2
(4.38)
= −∫ ds
2 o
f
As equações (4.37) e (4.38) podem ser escritas como:
57

e
IONO
∆
f
IONO
∆ g
40, 3
(4.39)
= −
2 ∫ N eds
o
f
40, 3
(4.40)
=
2 ∫ N eds
o
f
onde a Equação (4.31) foi substituída. Definindo o Conteúdo Eletrônico Total (CET)
como:
CET
= ∫ N e ds o
(4.41)
e substituindo esta definição nas equações (4.39) e (4.40) resulta em:
e
IONO 40,
3
∆ = − CET
f
2
f
IONO 40,
3
∆ g = CET
2
f
(4.42)
(4.43)
4.2.1 Determinação do CET a partir de medidas de código
Além da refração ionosférica, outros fatores também afetam as medidas de pseudo–
distância ou observáveis do GPS. A Tabela 4.1 apresenta uma lista destes fatores
associados ao satélite, propagação do sinal e receptor (Fedrizzi, 1999). Maiores detalhes
sobre estes fatores podem ser encontrados em Hofmann-Wellenhof et al. (1994) e
Monico (2000).
58

Tabela 4.1 – Principais fatores que afetam as observáveis do GPS.
FONTES
Satélite
Propagação do Sinal
Receptor
EFEITOS
Erro no relógio do satélite
Erro orbital
Atraso instrumental
Refração ionosférica
Refração troposférica
Múltiplo caminho
Perdas de ciclo
Erro no relógio do receptor
Centro de fase da antena
Atraso instrumental do receptor
De acordo com Fedrizzi (1999), considerando os efeitos e erros listados na Tabela 4.1, a
pseudo-distância ρ pode ser escrita para as portadoras L1 e L2 na seguinte forma:
e
IONO TROP R S
ρ 1 = R + c∆δ
+ ∆ g , L1
+ ∆ + dρ
1 + dρ
1 + mρ1
IONO TROP R S
ρ 2 = R + c∆δ + ∆ g , L2
+ ∆ + dρ
2 + dρ
2 + m ρ2
+ ε
+ ε
ρ1
ρ2
(4.44)
(4.45)
onde:
R é a distância geométrica entre o receptor e o satélite;
c∆δ = c(δ S -δ R ) é o erro devido aos desvios do relógio do satélite (δ S ) e receptor
(δ R ) em relação ao tempo GPS;
∆ IONO é o erro devido à refração ionosférica;
∆ TROP é o erro devido à refração troposférica;
d R e d S são os erros devido aos atrasos instrumentais do receptor e satélite,
respectivamente;
59

m é o erro devido ao múltiplo caminho; e
ε é o erro devido ao ruído do receptor.
Os termos relacionados à distância geométrica satélite-receptor, ao efeito da troposfera e
aos erros nos relógios dos satélites e receptores afetam de forma semelhante as
observáveis, nas portadoras L1 e L2. Subtraindo a Equação (4.44) de (4.45), obtém-se:
IONO IONO
ρ2 − ρ1
= ∆ g , L2
− ∆ g , L1
R
+ d ρ
s
+ dρ
+ mρ
+ ερ
(4.46)
onde:
IONO 40,
3 IONO 40,
3
∆ g , L1
= CET e ∆ CET
2
g , L2
= , de acordo com a Equação (4.43);
2
f L1
f L2
m ρ = m ρ2 - m ρ1 ;
ε ρ = ε ρ2 - ε ρ1 ;
d R ρ = d R ρ2 - d R ρ1 ; e
d S ρ = d S ρ2 – d S ρ1
A Equação (4.46) pode ser escrita da seguinte forma:
ρ2
− ρ1
=
1 R
CET + dρ
+ d ρ
s + m ρ
S
+ ε
ρ
(4.47)
onde S é um fator de conversão dado por:
2 2
1 f L1
f L2
16
S = = 9,
52 × 10
40,
3 2 2
f L1
− f L2
[elétrons / m 3 ]
60

onde f L1 e f L2 representam as freqüências das portadoras L1 (1,57542 GHz) e L2
(1,2276 GHz), respectivamente. Rearranjando a Equação (4.47) obtém-se:
CET ? = S[(? 2 −?
1)
−d
? − m?
− e?
] [elétrons/m 2 ] (4.48)
onde d ρ = d R ρ + d S ρ.
A Equação (4.48) nos diz como obter o valor de CET a partir da diferença de pseudodistância,
medida a partir dos códigos em L1 e L2. Nos diz também que este valor de
CET terá influências: (1) do atraso instrumental no satélite e receptor; (2) dos efeitos de
multi-caminho e (3) dos efeitos do ruído do receptor. Estes efeitos podem ser
minimizados determinando-se o atraso instrumental do instrumento durante a fabricação
do receptor, realizando-se uma boa instalação da antena de forma a evitar obstáculos
próximos e utilizando-se componentes eletrônicos de baixo ruído na fabricação do
receptor.
4.2.2 Determinação do CET a partir de medidas de fase
O CET também pode ser obtido a partir de medidas de fase. De acordo com Fedrizzi
(1999), as pseudo-distâncias de fase (Φ) em unidades de distância, podem ser obtidas a
partir de:
Φ = λφ = R + c∆δ + λN
(4.49)
onde
φ é a diferença de fase (em ciclos) entre a portadora (L1 ou L2) gerada no
receptor e a portadora transmitida pelo satélite GPS;
λ é o comprimento de onda do sinal (L1 ou L2);
R é a distância geométrica entre o satélite e o receptor;
61

c∆δ , como explicado anteriormente, é o erro devido aos desvios do relógio do
satélite (δ S ) e receptor (δ R ) em relação ao tempo GPS; e
N é um número conhecido como ambigüidade e resulta do desconhecimento do
número total de ciclos contidos na trajetória do sinal desde o satélite até o receptor.
Considerando os efeitos da ionosfera, troposfera, atrasos instrumentais, multi-caminho,
ruído e ambigüidade, a Equação (4.49) pode ser reescrita da seguinte forma, para L1 e
L2:
e
IONO TROP
R S
Φ1 = R + c∆δ
+ ∆ + ∆ + λ
f L1
1N1
+ dφ
1 + dφ
1 + m
,
φ1
IONO TROP
R S
Φ 2 = R + c∆δ + ∆ + ∆ + λ
f L2
2 N 2 + dφ
2 + dφ
2 + m
,
φ2
+ ε
+ ε
φ1
φ2
(4.50)
(4.51)
IONO IONO
onde observa-se que ∆ = −∆
f g , de acordo com as Equação (4.42) e (4.43).
Subtraindo a Equação (4.51) de (4.50) obtém-se:
Φ1
− Φ2
=
1 R
CETφ
+ λ1N1
− λ2N
2 + dφ
+ d
S
φ + mφ
+ εφ
S
(4.52)
onde, similarmente à Equação (4.46):
m φ = m φ1 - m φ2;
ε φ = ε φ1 - ε φ2;
d R φ = d R φ1 - d R φ2; e
d S φ = d S φ1 – d S φ2.
Desta forma, o CET para as observáveis de fase é dado por:
62

CET
f
= S[ (F − F ) − (? N − ? N ) − d − m − e ]
(4.53)
1
2
1
1
2
2
f
f
f
onde d φ = d R φ – d S φ.
O CET φ , devido à ambigüidade, é um valor relativo enquanto que o CET ρ representa um
valor absoluto, contudo, bastante ruidoso como ilustra a Figura 4.3.
Fig. 4.3 – Exemplo de cálculo do CET a partir das pseudo-distâncias (ρ 2 -ρ 1 ) e
portadoras de fase diferenciais (Φ 1 -Φ 2 ). Pode-se observar que ρ 2 -ρ 1
representa um valor absoluto de CET, altamente ruidoso, enquanto que Φ 1 -
Φ 2 apresenta menos ruído, contudo, representa um valor de CET relativo.
FONTE: Jakowski (1996, p.379).
A Figura 4.3 mostra que as medidas de CET φ são medidas relativas e não representam o
valor real de CET. Contudo, é necessário transformar as medidas de CET φ em valores
absolutos através das medidas de CET ρ , obtendo-se ao final medidas absolutas com
menor ruído. O CET φ nivelado é obtido, somando-se a ele o valor médio de diferença
63

entre CET φ e CET ρ , ou seja, CET φ (nivelado) = < CET ρ - CET φ >, onde < > indica
cálculo da média para um determinado intervalo de tempo.
4.2.3 Obtenção do CET vertical
Em geral, existe o interesse em estudar-se o CET sobre um certo local e para isto
determina-se o CET vertical ou CETV a partir das medidas oblíquas. Considerando uma
ionosfera estratificada, o CETV pode ser tomado como a projeção do CET na vertical
do ponto sub-ionosférico situado no caminho de propagação do sinal, entre o satélite e o
receptor (Hofmann-Wellenhof et al. 1994; Jakowski , 1996; Fedrizzi, 1999), ou seja:
CETV = CET cos?
(4.54)
onde,
⎡ r
cos? = ⎢1
−
⎢⎣
2
e
( r + h )
e
cos
2
(E) ⎤
⎥
2
⎥⎦
m
1
2
χ é o ângulo zenital no ponto sub-ionosférico;
r e é o raio da Terra;
E é o ângulo de elevação do satélite;
h m é a altura média do pico da ionosfera (entre 350 e 400 km).
A Figura 4.4 ilustra os parâmetros listados acima.
64

Trajetória do
sinal (s)
Satélite
GPS
CETV
χ
Receptor
E
hm
r e
Centro da Terra
Fig. 4.4 – Geometria da trajetória do rádio-sinal, para sinais transionosféricos.
FONTE: Jakowski (1996, p.373).
65

CAPÍTULO 5
INSTRUMENTAÇÃO, DADOS E METODOLOGIAS
5.1 Instrumentação e dados
A seguir, são descritos os dois tipos de receptores GPS e os dados utilizados neste
trabalho.
5.1.1 Monitores de cintilação – SCINTMON
Atualmente, a Divisão de Aeronomia – DAE/INPE, em colaboração com a
Universidade de Cornell (EUA), mantém 13 receptores GPS instalados em 8 pontos de
observação distribuídos no Território Brasileiro. Estes receptores são monitores de
cintilação em amplitude (SCINTMON) da portadora L1 transmitida pelos satélites GPS
(Beach e Kintner, 2001). A Figura 5.1 mostra a distribuição dos receptores SCINTMON
sobre o Território Brasileiro e a Tabela 5.1 indica as coordenadas das estações GPS
cujos dados foram utilizados. Os valores de declinação e latitude dip foram calculados
através de programa computacional do “International Geomagnetic Reference Field –
IGRF 2000”. A latitude dip é dada por arctan [tan(I) / 2], onde I é a inclinação
magnética (Rishbeth e Garriot, 1969).
O receptor SCINTMON foi implementado a partir de uma placa ISA de
desenvolvimento (GEC Plessey GPS Builder-2 TM ) e é capaz de amostrar
simultaneamente sinais de até 11 satélites. Somente são coletados dados de satélites
com elevação maior que 10 graus. A potência em banda larga (“Wide Band Power” -
WBP) de L1 (1,57542 GHz) transmitida pelos satélites GPS é amostrada a uma taxa de
50 Hz.
67

O programa computacional de controle do SCINTMON permite ao usuário definir um
modo de operação no qual o sistema opera de forma automática. O usuário apenas deve
definir o horário de início e fim da gravação dos dados. Como as irregularidades
formam-se no período do anoitecer e permanecem até aproximadamente meia-noite
local, com exceção de períodos magneticamente perturbados quando pode-se observar
cintilações durante toda a noite até o amanhecer, definiu-se o período de observação
entre as 18:00 e 06:00 horas locais para todas as estações de observação.
20 o N
25 o lat dip
0 o lat dip
Manaus
São Luís
BRASIL
Cuiabá
Cachoeira Paulista Macaé
São José dos Campos
Palmas
São Martinho da Serra
0 o
20 o S
25 o lat dip
40 o S
90 o O
70 o O
50 o O
60 o S
30 o O
Fig. 5.1 - Distribuição dos receptores SCINTMON sobre o Território Brasileiro.
A cada noite de observação são gerados dois arquivos pelo SCINTMON: o primeiro é
um arquivo binário de extensão “.fsl” que contém a informação de amplitude do sinal
68

captado de todos os satélites rastreados pelo sistema durante a noite e o segundo é um
arquivo texto (ASCII) de extensão “.n”, com informações gerais sobre os satélites
rastreados. A partir dos arquivos “.fsl” e “.n” é gerado um terceiro arquivo sumário
(extensão “.sum”) que contém informações à taxa de 1 minuto sobre a posição dos
satélites, potência do sinal recebido e índice de cintilação (índice S 4 ) além de outras
informações referentes ao sinal GPS. O Apêndice A informa maiores detalhes sobre o
conteúdo do arquivo sumário.
Tabela 5.1 – Coordenadas das estações GPS.
ESTAÇÃO LAT. GEOG. LONG. GEOG. DECLINAÇÃO DIP LAT.
MAGNÉTICA
Macaé 22,25 o S 41,77 o O 22,00 o O -19,80
S. Martinho da Serra 29,28 o S 53,82 o O 12,90 o O -18,57
S. J. dos Campos 23.07 o S 45,86 o O 20,03 o O -18,01
Cachoeira Paulista 22.57 o S 45.01 o O 20,54 o O -18,12
Palmas 26,36 o S 51,98 o O 15,36 o O -17,27
Cuiabá 15,45 o S 56,07 o O 14,98 o O -6,56
São Luís 02,57 o S 44,21 o O 20,74 o O -1,73
Manaus 03,08 o S 59,97 o O 13.96 o O +5.79
As Figuras 5.2 e 5.3 mostram exemplos de dados obtidos com o SCINTMON e
gravados nos arquivos sumário para os satélites rastreados pelo receptor instalado em
SJC.
69

Fig. 5.2 - Os diversos painéis mostram os valores de potência em banda larga de sinal
recebido (WBP em decibéis) para todos os satélites rastreados na noite de
01/12/2001 para 02/12/2001. O PRN (identificação) de cada satélite é
indicado no canto superior direito de cada painel.
Fig. 5.3 - Os diversos painéis mostram os valores do índice S 4 , calculado para todos os
sinais mostrados na Figura 5.2. Valores de S 4 acima de 0.2 estão associados à
irregularidades.
70

5.1.2 Receptores TurboRogue ICS-4000Z
Conforme descrito no Capítulo 4, através do uso de receptores GPS de dupla freqüência,
pode-se estimar o número de elétrons livres ou Conteúdo Eletrônico Total (CET) ao
longo do caminho percorrido pelo sinal, desde sua transmissão pelo satélite GPS até a
sua chegada ao receptor.
O Grupo de Ionosfera, através de apoio da FAPESP, possui dois receptores de dupla
freqüência, especialmente desenvolvidos para estimativa do atraso ionosférico
(receptores TurboRoque ICS-4000Z da Allen-Osborne Associates). O Turbo Rogue é
um receptor otimizado para medidas do CET ionosférico, capaz de rastrear
simultaneamente e digitalmente independente até 8 satélites. Este receptor é capaz de
fornecer medidas de pseudo-distâncias e pseudo-fases mais exatas, corrigindo
automaticamente desvios de fase (Allen Osborne Associates, 1995).
O primeiro receptor está instalado em São Luís (SLZ) onde também estão instalados
dois receptores SCINTMON. O segundo receptor encontra-se instalado em São José dos
Campos (SJC), onde também encontra-se instalado um receptor SCINTMON. Existem
ainda dois receptores SCINTMON instalados no Centro Espacial de Cachoeira Paulista
(CP), localizado a aproximadamente 110 km de SJC. SLZ está localizado sob o equador
magnético enquanto que SJC situa-se próximo ao pico da Anomalia de Appleton.
Os receptores TurboRogue adquirem dados 24 horas por dia a uma taxa de amostragem
de 1Hz. Inicialmente, os dados são gravados em arquivos binários com
aproximadamente 30 Megabytes de informação por dia. Nestes arquivos binários estão
contidos diversos tipos de informações, tais como, identificação da estação de
observação, tempo GPS, canal utilizado, satélite rastreado, azimute do satélite, elevação
do satélite, tipo de observação, taxa de amostragem, razão sinal-ruído, atraso entre os
71

códigos e fases das portadoras L1 e L2 e outras informações que não serão utilizadas
neste trabalho (AOA, 1995).
O Apêndice B detalha os procedimentos de conversão e preparação dos dados para
posterior cálculo dos valores de CET. A Figura 5.4 mostra um exemplo da variação
diária do CET vertical sobre SLZ medida pelo receptor TurboRogue. Períodos com
ausência de dados correspondem à períodos quando não eram observados satélites com
elevação maior que 50 o .
(a)
(b)
Fig. 5.4 – (a) Variação diária do CET vertical sobre São Luís obtido a partir de medidas
de código (•) e fase (•). (a) Ângulos de elevação (•) e azimute (•) dos
satélites cujos dados foram utilizados.
72

5.2 Metodologias
As metodologias empregadas para análise dos dados de cintilação e CET são resumidas
nas próximas seções.
5.2.1 Estudos das irregularidades ionosféricas através das cintilações
Para o estudo das irregularidades que causam cintilações no sinal GPS foram utilizadas
as informações contidas nos arquivos sumários. O cronograma de atividades
compreendia o desenvolvimento de rotinas computacionais em Matlab para extração das
informações dos arquivos sumário, posterior geração de gráficos e análise.
As rotinas computacionais desenvolvidas fazem a extração de informações tais como:
data da observação, hora universal (UT), números de satélites rastreados e seus
correspondentes PRN´s, elevação e azimute de cada satélite, valor de S 4 e informação
sobre a perda de sinal do satélite pelo receptor naquele intervalo de minuto. Logo após a
extração destas informações, as rotinas computacionais fazem a seleção dos dados para
períodos, elevações de satélites e condições geomagnéticas necessárias ao estudo a ser
realizado.
No Capítulo 6, a ocorrência de irregularidades que causam cintilação no sinal GPS foi
comparada com a manifestação de irregularidades ionosféricas observadas em radares
de espalhamento coerente, digissonda e fotômetro. Estas medidas servem para mostrar o
que é observado em cada instrumento durante um evento de ESF, já que as técnicas
empregadas por cada instrumento são distintas. Para a comparação de dados foram
utilizados apenas dados dos satélites de máxima elevação a cada minuto. Este
procedimento foi adotado para que a região ionosférica mais próxima do zênite fosse
observada, já que todos os demais instrumentos têm suas antenas (digissonda e radar) ou
lentes (fotômetro) apontadas na direção zenital.
73

5.2.2 Estudo das irregularidades ionosféricas sobre São José dos Campos
No Capítulo 7 são apresentados resultados de um estudo estatístico das irregularidades
ionosféricas que causam cintilação no sinal GPS. Para este estudo foram utilizados
dados coletados durante aproximadamente 5 anos (Set/1997 à Jun/2002) pelo receptor
SCINTMON instalado em SJC. Para os dias em que não foram coletados dados em SJC,
foram utilizados os dados coletados em Cachoeira Paulista (CP). Novamente, foram
utilizadas as informações gravadas nos arquivos sumários e rotinas computacionais
desenvolvidas durante o decorrer deste trabalho.
Com base nestes dados foi possível realizar estudos sobre (i) variação temporal de
ocorrência das irregularidades ionosféricas que causam as cintilações, (ii) sua variação
sazonal, e (iii) os efeitos da atividade solar sobre a ocorrência das irregularidades e
intensidade das cintilações
Esta análise foi realizada para cada mês do período entre Setembro de 1997 a Junho de
2002, com exceção dos meses que não apresentavam dados. Também foi feita uma
seleção de dados para que fossem estudados apenas dias geomagneticamente calmos.
Foram considerados dias geomagneticamente calmos aqueles dias nos quais o índice Kp
não atingiu 4 em nenhum dos seus 8 valores diários e também não excedeu este valor
nos dois primeiros valores de Kp do dia seguinte. Lembrando que as observações
iniciam-se as 18:00 LT e estendem-se até o amanhecer do dia seguinte (06:00 LT), esta
seleção faz com que somente dados coletados durante períodos sem nenhuma
perturbação magnética durante as observações ou mesmo 18 horas antes do início das
observações.
Para este estudo também foram utilizados apenas dados de satélites com elevação maior
que 45 o . Este procedimento foi adotado para que se estudasse apenas irregularidades
74

locais, ou seja, que estivessem dentro de um raio de distância de aproximadamente 400
km, considerando-se que as irregularidades se encontrem em uma altura de 400 km.
5.2.3 Cálculo do CET
Para o estudo CET vertical foram desenvolvidos programas computacionais que
realizam o cálculo do CET vertical a partir das medidas oblíquas de diferença de
pseudo-distâncias e de pseudo-fases.
Conforme a Equação 4.48 e 4.53 do Capítulo 4, o CET é dado pela diferença da pseudodistância
ou pseudo-fases medida pelo receptor com influências de (1) atraso
instrumental (receptor e satélite), (2) multi-caminho e (3) ruído do receptor. Os erros
causados por multi-caminho foram minimizados com a utilização de uma antena
especial do tipo “Choke-Ring”. Os erros causados por ruído do receptor foram
minimizados com a utilização de receptores especialmente desenvolvidos para
calibração ionosférica. Para minimizar os efeitos de atraso instrumental foram utilizados
os valores de atraso instrumental de cada receptor fornecidos pelo fabricante e os
valores diários de atraso dos satélites fornecidos pelo Instituto Astronômico da
Universidade de Berna, Suíça.
Após a obtenção do CET oblíquo, realizou-se a conversão para o CET vertical (CETV)
conforme explicado na Seção 4.2.3 do Capítulo 4. Considerou-se a altura média do pico
da ionosfera (h m ) como sendo 400km. Este é o mesmo valor utilizado pela maioria dos
autores de trabalhos relacionados ao cálculo do CET a partir de observáveis GPS.
Para as medidas de CET obtidas através das pseudo-fases foram corrigidas as perdas de
ciclo (“cycle slips”), que são descontinuidades na medida da fase (Hofmann-Wellenhof
et al., 1994; Mônico, 2000). Logo em seguida, nivelou-se o CET obtido pelas medidas
de pseudo-fases (valores relativos) através da média do CET vertical obtido por medidas
75

de pseudo-distâncias (valores absolutos mas ruidosos). Também calculou-se a hora local
do ponto sub-ionosférico a partir dos valores de elevação e azimute e h m = 400 km.
Para a obtenção das curvas de variação diária do CET somente foram utilizados dados
de satélites com elevação maior que 50 o . Este procedimento procura minimizar os
efeitos de gradientes latitudinais de densidade causados pela Anomalia de Appleton
sobre o cálculo do CET vertical. A Figura 5.5 procura ilustrar este possível efeito da
Anomalia de Appleton quando calcula-se o CET a partir de dados de satélites de baixa
elevação. Por exemplo, quando utiliza-se sinais de satélites de baixa elevação captados
pelo receptor de SLZ é possível que se esteja medindo o CET de uma região próxima à
Anomalia Equatorial ao invés de medir-se o CET na região equatorial.
Na Figura 5.6 (a) é mostrada a curva de variação do CET vertical obtida a partir de
dados de todos os satélites com elevação maior 20 o . A Figura 5.6 (b) mostra a mesma
variação obtida apenas de dados de satélites dentro de um cone de elevação de 50 o .
Observa-se que, ao utilizar-se satélites de baixa elevação, a dispersão de valores de
CET, tanto aqueles obtidos a partir da pseudo-distância quanto os obtidos a partir da
pseudo-fase, para um mesmo horário é muito grande. Existe também uma maior
dificuldade para o nivelamento do CET fase devido ao maior número de perdas de
ciclos que ocorrem em sinais transmitidos por satélites de baixa elevação. Atribui-se a
maior dispersão de dados mostrada na Figura 5.6 (a) ao fato de que cada satélite de
baixa elevação mede o CET em pontos distintos e muito distantes do ponto sub -
ionosférico zenital. Um satélite com elevação de 20 o mede o CET ionosférico em um
ponto afastado aproximadamente 1.100 km da estação receptora GPS. Se considerarmos
dois satélites com azimutes opostos eles estarão medindo o CET em pontos separados
por aproximadamente 2.200 km!
Deve-se levar em conta que a restrição à utilização de dados de satélites de alta elevação
faz com que hajam períodos em que o CET não possa ser calculado devido a ausência
76

destes satélites. A Figura 5.6 (b) mostra alguns períodos sem valores de CET vertical
devido a este fato.
Utilizando dados de CET coletados simultaneamente em São José dos Campos e São
Luís foi possível também realizar uma análise da distribuição latitudinal do CET
vertical. Também foi implementada uma rotina que estima o desvio de CET causado
pelas irregularidades ionosféricas. O Capítulo 8 descreve estas análises com maiores
detalhes.
Fig. 5.5 – Ilustração do efeito da Anomalia de Appleton no cálculo do CET vertical.
77

Fig. 5.6 – Exemplo do efeito causado por satélites de baixa elevação no cálculo do CET
vertical. Em (a) foram utilizados dados de satélites com elevação maior que
20 o . Em (b) foram utilizados apenas dados de satélites com elevação maior
que 50 o .
78

CAPÍTULO 6
RESULTADOS E DISCUSSÕES I: OBSERVAÇÕES DA CINTILAÇÃO
IONOSFÉRICA E DO ESF UTILIZANDO MULTÍPLAS TÉCNICAS
6.1 Observações do ESF utilizando múltiplas técnicas
Neste capítulo, dados de cintilação ionosférica em sinais GPS são comparados com
observações de ESF realizadas por outros instrumentos tais como ionossonda digital
(Digissonda), radar de espalhamento coerente e fotômetro. O objetivo desta comparação de
dados é uma melhor compreensão das informações fornecidas pela técnica de cintilação e sua
relação com observações do ESF realizadas por outras técnicas. Foram utilizados dados
coletados durante duas campanhas de observação, uma realizada no Observatório Espacial
de São Luís - SLZ (2,58 o S, 44,21 o O, -1,73 o latitude dip) e outra realizada no Observatório
Espacial do Sul – OES/INPE (29,28 o S, 53,82 o O, -18,57 o latitude dip), em São Martinho da
Serra - RS.
Durante a campanha de São Luís, realizada no período de 11 a 20 de novembro de 2001,
foram operados, simultaneamente, um radar VHF (30 MHz) de espalhamento coerente, uma
Digissonda (DGS-256) e dois receptores SCINTMON. Foram utilizados dois receptores
SCINTMON, para que em um posterior estudo seja possível calcular a velocidade zonal das
irregularidades utilizando a técnica de receptores espaçados. O período escolhido para a
análise dos dados coincidiu com a campanha de observação de bolhas ionosféricas, realizada
pelo Laboratório de Pesquisas da Força Aérea Norte-Americana (AFRL) em conjunto com
o Centro Técnico Aeroespacial (CTA) e o INPE, na cidade de Corumbá - MS. Durante esta
campanha vários outros instrumentos foram operados em diversos pontos do Território
Brasileiro e comparações entre os dados coletados serão realizadas em trabalhos futuros.
79

As condições geomagnéticas para o período da campanha de São Luís, expressas através
dos índices Kp e Dst, são mostradas na Figura 6.1. Durante todo o período, o índice Kp não
excedeu 4 e o Dst não excedeu –50 nT. Desta forma, o período das observações pode ser
considerado geomagneticamente calmo.
Fig. 6.1 – Índices (a) Kp e (b) Dst para o período da campanha de observações realizada no
Observatório Espacial de São Luís, entre os dias 11 e 20 de Novembro de 2001.
A outra campanha de observações, realizada no OES/INPE, ocorreu entre os dias 08 e 19
de Março de 2002. Durante esta campanha foram operados dois receptores SCINTMON e
um fotômetro zenital (6300 nm) para observação de bolhas ionosféricas. A exemplo da
campanha de São Luís, também foram utilizados dois monitores de cintilação, de forma que a
velocidade zonal das irregularidades ionosféricas pudesse ser calculada em um posterior
estudo. Esta campanha foi realizada em conjunto com a Universidade de Takushoku do
Japão, que gentilmente contribuiu com as observações de luminescência atmosférica. A Figura
6.2 mostra as condições geomagnéticas (índices Kp e Dst) para o período da campanha no
OES. Neste período, o Kp atingiu 5 somente no dia 19/03/2002 e o Dst não excedeu –50
80

nT. As condições geomagnéticas podem ser consideradas calmas para todo o período com
exceção do dia 19, que pode ser considerado um dia moderadamente perturbado.
Fig. 6.2 - Índices (a) Kp e (b) Dst para o período da campanha de observações realizada no
Observatório Espacial do Sul, entre os dias 08 e 19 de Março de 2002.
6.2 Descrição da campanha de observações em São Luís
Nesta seção são apresentados os resultados de medidas simultâneas do ESF através de três
técnicas distintas: (1) cintilações em sinais GPS; (2) medidas com radar VHF de
espalhamento coerente e; (3) medidas de ESF em ionogramas.
Há vários anos, Basu et al. (1978) compararam a ocorrência de cintilações e plumas sobre o
Rádio Observatório de Jicamarca, no Peru. Naquele trabalho foram utilizados sinais
transmitidos por satélites geoestacionários para o estudo das cintilações. O uso de satélites
geoestacionários permitiu que estudassem um ponto sub-ionosférico fixo, localizado próximo
à área sondada pelo radar de Jicamarca. No presente trabalho utilizam-se dados de cintilação
em sinais GPS (Banda L), que estão em constante movimento sobre distintas órbitas para
81

comparação com medidas de radar no setor Brasileiro de longitude, juntamente com medidas
de espalhamento em ionogramas.
6.2.1 Conjunto de dados
Para as medidas de radar, utilizou-se o radar VHF (30 MHz) de espalhamento coerente
instalado no Observatório Espacial do INPE em São Luís, radar este sensível à
irregularidades ionosféricas com escalas de tamanho em torno de 5 metros. Mapas RTI (do
inglês “Range-Time-Intensity” ou Altura-Tempo-Intensidade) foram utilizados para análise
dos dados coletados pelo radar de São Luís. A Figura 6.3 mostra o conjunto de 10 mapas
RTI obtidos durante a campanha de observação em São Luís. O número no canto superior
direito de cada mapa se refere ao dia de novembro de 2001, no qual o mapa foi obtido. A
abscissa de cada mapa corresponde à hora universal (UT), enquanto que a ordenada
corresponde à altura. A escala de cores, conforme legenda, corresponde a relação sinal/ruído
da potência do eco (em decibéis) recebido pelo radar. O eco do radar de espalhamento
coerente pode ser considerado como sendo proporcional à média dos quadrados das
perturbações de densidade que o causaram.
A partir dos ionogramas gravados a cada 15 minutos obteve-se a variação temporal da
ocorrência de espalhamento nos traços dos ionogramas. Analisou-se o tipo de espalhamento
observado nos ionogramas (espalhamento em freqüência, espalhamento em altura ou misto) e
a sua intensidade, quando o espalhamento observado era do tipo em altura ou misto.
Os dados de cintilação foram coletados por receptores SCINTMON, descritos no Capítulo
5. Para se estudar a ionosfera local e para que se pudesse comparar com dados da
digissonda e do radar, somente foram analisados dados de S 4 calculados para o sinal do
satélite de maior elevação rastreado a cada intervalo de 1 minuto.
82

Fig. 6.3 - Conjunto de mapas RTI obtidos durante a campanha de observações em São Luís.
83

Fig. 6.4 - Resultados das medidas de cintilação (gráfico de pontos) e de espalhamento nos
ionogramas (gráfico de colunas) realizadas durante a campanha de observação em
São Luís, de 11 a 20 de Novembro de 2001 (LT ~ UT - 3).
A Figura 6.4 mostra o conjunto de dados de espalhamento nos traços dos ionogramas e
dados de cintilação para todo o período da campanha. Para cada dia é mostrada a
intensidade de cintilação (S 4 ), calculada para o sinal transmitido pelo satélite de maior
elevação a cada minuto de observação (gráfico de pontos) e a intensidade e tipo de
espalhamento observado nos ionogramas (gráfico de colunas). Para a região equatorial e
sinais na faixa de GHz, associam-se valores de S 4 maiores que 0,1 a irregularidades
ionosféricas. Para os dados de ESF em ionogramas foram definidos três níveis de intensidade
para o espalhamento em altura (1 = fraco, 2 = médio e 3 = forte) representado pela altura das
colunas nos gráficos. Acima de cada coluna, uma letra indica o tipo de espalhamento (R = em
altura, F = em freqüência e M = em freqüência e altura).
84

6.2.2 Interpretação das observações
Os mapas RTI da Figura 6.3 mostram que, para o período da campanha, os ecos indicando a
presença das irregularidades ionosféricas (5 m) iniciavam-se em torno das 21:45 UT (~18:45
LT) em uma fina camada localizada em aproximadamente 400 km de altura. Logo em
seguida, estas camadas cresciam e os ecos tornavam-se mais intensos. Em algumas noites,
estas irregularidades atingiam alturas que excediam 1000 km. Estas manifestações de
irregularidades observadas por radares são conhecidas como plumas e estão relacionadas às
irregularidades de pequena escala de tamanho imersas no interior de bolhas ionosféricas. A
partir dos dados mostrados nas Figuras 6.3 e 6.4, observa-se que, apenas no dia 19/11/2001
não ocorreu manifestação do ESF observado pelo radar e por cintilações. Neste dia
observou-se apenas fraco espalhamento em altura nos ionogramas, durante um curto período
de tempo (~ 1 hora e meia).
O início do espalhamento nos ionogramas e dos ecos observados pelo radar é quase
simultâneo e ocorre em torno das 22:00 UT (19:00 LT). Contudo, o período de ocorrência
das plumas é muito menor que o período de ocorrência do espalhamento nos ionogramas.
Isto se deve ao fato do decaimento mais rápido das irregularidades de menores escalas de
tamanho, como mostrado por Basu et al. (1978). O ESF em ionogramas está associado à
irregularidades com escalas de tamanho da ordem de quilômetros (Basu e Basu, 1993),
enquanto que o radar de São Luís é sensível a irregularidades de 5 metros.
O início das cintilações não é simultâneo ao início das plumas (e espalhamento nos
ionogramas) e o seu período de ocorrência é coerentemente mais longo que a duração das
plumas e mais curto que a duração do espalhamento nos ionogramas. Segundo Kintner et al.
85

(2001) e Rodrigues et al. (2002a), as irregularidades que mais contribuem para a cintilação
nos sinais GPS têm escalas de tamanho em torno de 400 metros.
Será visto com maiores detalhes na seção 6.2.4 que as cintilações iniciam-se somente após o
completo desenvolvimento das plumas. Durante a fase inicial das plumas, quando as
irregularidades de 5 metros se encontram concentradas em finas camadas de fracos ecos
(conhecidas como “bottom-type”) localizadas em baixas alturas (~400 km) não observa-se
cintilação nos sinais GPS. Estes resultados estão de acordo com os resultados encontrados
por Mullen et al. (1978) citados por Basu et al. (1978) que, a partir de estatísticas utilizando
dados coletados em Huancayo (equador magnético), observaram uma maior intensidade de
cintilação em sinais da Banda L (1,54 GHz) durante a fase de desenvolvimento das plumas
observadas pelo radar de Jicamarca.
Tanto o radar quanto a digissonda são sensíveis a irregularidades na porção inferior da
camada F e por este motivo estes dois instrumentos iniciam a observação de ESF quase que
simultaneamente.
É importante salientar que a ausência de cintilações durante períodos nos quais são
observadas camadas do tipo “bottom-type”, precursora de plumas, é um característica válida
apenas para o caso de sinais com freqüências na faixa de GHz e não aplica-se
necessariamente a sinais na faixa de VHF. De acordo com Abdu et al. (1998), cintilações em
sinais VHF podem ser resultados de irregularidades na porção inferior (estruturas “bottomtype”)
e/ou irregularidades na porção superior (estruturas “topside”) da camada F, enquanto
que cintilações em sinais na faixa de GHz são estritamente associadas às bolhas ionosféricas.
86

6.2.3 Dificuldades na comparação entre plumas e cintilações
Um aspecto importante a ser considerado é que, muitas vezes, a região ionosférica sondada
pelo radar não é a mesma pela qual os sinais GPS se propagam já que neste trabalho foram
utilizados sinais transmitidos por satélites com uma elevação mínima de 50 o . Considerando
que as irregularidades causando cintilações se situem a uma altura de 450 km, isto significa
que os pontos sub-ionosféricos podem se localizar em uma área de até 398 km de raio, ao
redor do ponto de observação. Da mesma forma, levando em conta que o feixe da rede de
antenas para transmissão do radar apresenta uma largura de meia-potência de 10 o , pode-se
dizer que os ecos recebidos pelo radar são produzidos por irregularidades que podem estar
em qualquer ponto dentro de uma área sub-ionosférica de até 40 km de raio.
Apesar da área ionosférica observada pela técnica de cintilação em sinais GPS ser muito
maior que a área sondada pelo radar e pela digissonda, as observações são bastante
consistentes e os resultados são bastante similares àqueles obtidos com satélites
geoestacionários (Basu et al., 1978). Para que se compare com mais detalhes os dados de
cintilação, plumas e espalhamentos nos ionogramas, as Figuras 6.5 e 6.6, mostram
simultaneamente os mapas RTI, dados de cintilação e dados de espalhamento para dois dias
da campanha. Adicionalmente, também são mostradas as elevações dos satélites dos quais
utilizaram-se os dados.
6.2.4 Análise de dois dias típicos
Na Figura 6.5 são mostrados os dados obtidos no dia 16/11/2001 no qual observou-se uma
pluma de grandes proporções. A pluma iniciou-se as ~18:45 LT e, simultaneamente,
observou-se o início do espalhamento em altura nos ionogramas. Subitamente, às ~19:10 LT,
a pluma elevou-se em altura atingindo aproximadamente 1200 km às ~19:30 LT, quando
87

também observaram-se ecos mais intensos. A atividade de cintilações também iniciou-se as
~19:05 LT, em uma correspondência quase que direta ao desenvolvimento da pluma e início
de ecos mais intensos. O índice S 4 aumentou de 0,05 para 0,3 durante a rápida elevação da
pluma. A elevação do satélite do qual utilizou-se os dados era de 60 o a 70 o durante a fase
inicial de geração e desenvolvimento da pluma.
Pode-se observar que, em torno das 23:45 LT a intensidade do espalhamento em altura nos
ionogramas começa a diminuir e então retorna muito forte. Paralelamente, a intensidade das
cintilações também aumenta, o que pode indicar a geração de uma nova bolha ionosférica ou
a passagem de uma bolha gerada em outra longitude sobre o ponto de observação. Porém, o
radar já havia sido desligado durante este período.
No dia 16/11/2002 a camada do tipo “bottom-type” (Hysell e Burchan, 2002) é de curta
duração e o comportamento das cintilações durante a ocorrência deste tipo de camada não
pode ser estudada em detalhes. Contudo, no dia 13/11/2001 cujos dados são mostrados na
Figura 6.6, este tipo de camada dura aproximadamente 1 hora e meia (~18:40 as 20:10 LT).
Neste dia, dispõe-se de um maior intervalo de tempo para observar-se o comportamento das
cintilações durante a ocorrência desse tipo de camada. Novamente, pôde-se observar que as
cintilações somente iniciam após as irregularidades mostradas pelo radar alcançarem uma
elevada altura e os ecos se tornarem mais intensos.
88

Fig. 6.5 - Conjunto de dados obtidos para o dia 16/11/2001: (a) pluma observada pelo
radar; (b) cintilações observadas em sinais GPS e (c) espalhamento nos
ionogramas. A elevação do satélite GPS do qual transmitiu-se o sinal e que foi
calculado o índice S 4 também é mostrada como uma linha tracejada em (b).
A não ocorrência de cintilações durante a camada “bottom-type” pode ser explicada
considerando-se que o índice S 4 é proporcional à altura (z) e espessura (L) da camada de
irregularidades e também ao desvio médio de densidade eletrônica ao longo do caminho de
propagação do sinal (), (Basu e Basu, 1980). A camada do tipo “bottom-type” é uma
camada caracteristicamente fina e situada na porção inferior da camada F (Hysell e Burchan,
2002), o que resulta em baixos valores de z e L. Além disso, por se situar na porção inferior
da camada F onde a densidade eletrônica é mais baixa, é coerente esperarmos baixos valores
de . Todos estes fatores contribuem para que não sejam observadas cintilações, pelo
menos em sinais da Banda L, durante camadas do tipo “bottom-type”. É importante salientar
que, mesmo que as irregularidades estejam na mesma altura do pico da camada F 2 , o S 4 não
alcança valores muito altos devido à baixa densidade ionosférica no equador. De acordo com
89

medidas de hmF2, o pico da camada F2 estava a aproximadamente 500 km de altura.
Somente quando a camada de irregularidades mostrada pelo radar atingiu altura semelhante,
iniciaram-se níveis perceptíveis de cintilações.
Fig. 6.6 - Conjunto de dados obtidos para o dia 13/11/2001: (a) pluma observada pelo
radar; (b) cintilações observadas em sinais GPS e (c) espalhamento nos
ionogramas. A elevação do satélite GPS do qual transmitiu-se o sinal e que foi
calculado o índice S 4 também é mostrada como uma linha tracejada em (b).
6.2.5 Exemplo da variabilidade dia-a-dia do ESF
A ausência de cintilações e plumas no dia 19/11/2001, é um exemplo da variabilidade dia-adia
da ocorrência do ESF. Esta variabilidade é um ponto de atual interesse no estudo das
irregularidades ionosféricas e tem sido associada a diversos parâmetros, tais como ação de
90

ventos neutros meridionais juntamente com condutividade integrada ao longo das linhas de
campo, presença / ausência de uma perturbação inicial e atividade magnética.
A Figura 6.7 mostra a variação temporal da altura real do pico da camada F2 (hmF2) e a
altura virtual da base da camada F (h’F) para os dias da campanha, observado pela
Digissonda de São Luís. Observa-se que a diferença de altura entre a base da camada F
(h´F) e o pico da camada F2 (hmF2) tende a diminuir após o pôr-do-sol, indicando um
aumento do gradiente de densidade da porção inferior da camada F. Este gradiente é propício
ao desenvolvimento das irregularidades ionosféricas conforme a expressão da taxa de
crescimento da instabilidade RT generalizada (Equação 3.1).
Contudo, pode-se observar que no dia 19/11/2001 no qual não se observaram plumas, a
base da camada F não se elevou como nos demais dias. Aparentemente, a começar do dia
16/11/2001, a porção inferior da camada F sistematicamente alcançou alturas cada vez
menores. A partir de dados de espalhamento em ionogramas de Cachoeira Paulista (CP),
Abdu et al. (1992) também perceberam uma sistemática diminuição na ocorrência do ESF
durante períodos específicos nos meses de Novembro e Fevereiro.
Abdu et al. (1992) explicaram a diminuição na ocorrência do ESF em termos do gradiente
longitudinal da condutividade Pedersen das camadas E conjugadas. Batista et al. (1986)
mostraram que o gradiente longitudinal da condutividade Pedersen tem um papel importante
na determinação do tempo de início e amplitude da deriva de pré-inversão no horário do pôrdo-sol.
Quanto maior o gradiente, maior é a velocidade de deriva e maior é a probabilidade
de ocorrência do ESF.
91

Fig. 6.7 - Variação temporal da altura virtual da base da camada F (h’F) e da altura real do
pico da camada F2 (hmF2) para os dias da campanha em São Luís.
A magnitude do gradiente de condutividade, por sua vez, depende do grau de alinhamento da
linha do terminador do pôr-do-sol com o meridiano magnético das camadas E conjugadas.
Contudo, ao mesmo tempo em que um perfeito alinhamento do terminador e meridiano
magnético aumentam a deriva vertical de pré-inversão isto também faz com que toda a
camada derive verticalmente com uma mesma velocidade e sem que a camada se
desestabilize, ou seja, sem a criação de um alto gradiente de densidade entre a base e o pico
da camada F. A falta deste alto gradiente de densidade faz com que haja uma diminuição da
taxa de crescimento (γ) da instabilidade RT e uma menor probabilidade de ocorrência das
irregularidades ionosféricas. A ausência de cintilações na noite de 19/11/2001 também pode
ser explicada nestes termos, ou seja, devido à falta de um alto gradiente de densidade,
92

causado pela possível deriva vertical uniforme da camada F causada por um alinhamento
perfeito do meridiano magnético e terminador do pôr-do-sol. Outro fator que deve ser
considerado na inibição das irregularidades no dia 19, é a fraca subida da base da camada F,
fazendo com que o termo (g/ν ie ) não contribua para a taxa de crescimento (γ).
6.3 Campanha de São Martinho da Serra
Na seção anterior, medidas do ESF realizadas com monitores de cintilação, radar e
digissonda foram analisadas. Medidas de ESF no equador resultam da manifestação de
irregularidades nas mais diversas fases da sua evolução, desde a geração até o seu
desaparecimento.
Medidas de cintilação em baixas latitudes são, em geral, causadas por irregularidades de
escalas de tamanho intermediária (100-10.000 m) e de transição (10-100 m) imersas em
bolhas ionosféricas completamente desenvolvidas (Basu e Basu, 1993; Abdu et al., 2000).
Nesta seção são apresentados resultados de medidas de cintilações em sinais GPS juntamente
com medidas de bolhas ionosféricas utilizando um fotômetro zenital. As observações foram
realizadas durante o período de 08 a 19 de março de 2002, no OES/INPE. Durante a
campanha de observações realizada em SLZ, cujos resultados foram apresentados na seção
anterior, utilizaram-se valores de S 4 calculados para o satélite de maior elevação a cada 1
minuto para comparação com observação de ESF realizadas por radar e Digissonda. Os
resultados mostraram uma boa relação entre o completo desenvolvimento das plumas e o
aumento da atividade de cintilações. Nesta seção, cintilações em sinais GPS serão analisadas
juntamente com a ocorrência de bolhas ionosféricas observadas por um fotômetro zenital.
As bolhas ionosféricas são regiões de depleção do plasma ionosférico e podem ser
identificadas por súbitos decréscimos na intensidade de emissão do oxigênio atômico (OI)
93

observada em 630 nm (Sobral et al., 1980; Sahai et al., 2000; Takahashi et al., 2001). Em
regiões equatoriais e de baixas latitudes, a emissão do OI 630 nm ocorre devido a processos
químicos de troca de carga e de recombinação dissociativa de íons O + 2 (Sahai et al., 2000;
Takahashi et al., 2001):
O + + O 2 → O + O 2 + ;
O 2 + + e → O*( 1 S, 1 D) + O;
O*( 1 D) → O( 3 P) + hν (630 nm)
A intensidade da emissão depende de mudanças na altura da porção inferior da camada F e
também de mudanças na densidade eletrônica desta camada. As bolhas ionosféricas são
caracterizadas por uma drástica diminuição da densidade eletrônica na camada F. Com isto,
observam-se acentuadas quedas na intensidade de luminescência atmosférica observadas por
fotômetros ou câmaras imageadoras durante a ocorrência das bolhas.
Instrumentos ópticos para observação da luminescência atmosférica têm sido amplamente
utilizados para identificar a ocorrência das bolhas ionosféricas em campanhas de observação
de cintilações (por exemplo, Basu et al., 1983; Basu et al., 1996; Aarons et al., 1980 e
1999). Neste estudo, dados de cintilação em sinais GPS serão comparados com regiões de
depleção de luminescência atmosférica observadas por um fotômetro zenital.
6.3.1 Conjunto de observações
A Figura 6.8 mostra os dados de cintilação coletados durante a campanha no OES.
Novamente, são analisados os dados de S 4 dos satélites de maior elevação a cada 1 minuto.
A Figura 6.9 mostra as variações temporais da intensidade de luminescência atmosférica (630
nm) durante as noites de observação da campanha.
94

Fig. 6.8 – Conjunto de dados de cintilação coletados durante a campanha realizada no
OES/INPE.
95

Fig. 6.9 - Conjunto de dados de luminescência atmosférica coletados durante a campanha
realizada no OES/INPE. Nos dias 10 a 13, 15 e 17 de março não foram
coletados dados devido as condições climáticas desfavoráveis.
Nos dias 10 a 13 e nos dias 15 e 17 de Março, não foi possível operar o fotômetro devido a
condições climáticas desfavoráveis (nuvens e chuvas). Nos dias 18 e 19 de março, apesar do
céu estar nublado, operou-se o fotômetro, contudo, observa-se um nível de ruído nos dados,
principalmente no dia 19.
6.3.2 Interpretação das observações
A Figura 6.8 mostra que não foram observadas cintilações sobre o OES somente nos dias 09
e 11 de março de 2002. Observa-se também que a intensidade das cintilações sobre o OES
é muito mais forte que a intensidade das cintilações observadas em São Luís (SLZ). No OES,
muitas vezes o índice S 4 excede 1 (efeito de foco). Esta alta intensidade de cintilação também
indica uma alta densidade eletrônica da camada F que pode ser associada à Anomalia
Equatorial.
Em todos os dias em que foram realizadas medidas de luminescência atmosférica,
observaram-se bolhas ionosféricas, com exceção do dia 09/03/2002. Neste dia, também não
observaram-se cintilações nos sinais GPS no OES. No dia 11/03/2001 somente realizaram-se
medidas de cintilações as quais não ocorreram sobre o OES neste dia. Uma inspeção nos
dados de SLZ e São José dos Campos (SJC) para os dias 09/03/2002 e 11/03/2002 (não
mostrados aqui) indica que plumas no radar e cintilações em sinais GPS foram observadas no
equador e sobre SJC. Isto indica que as bolhas foram geradas no equador mas não se
elevaram a uma altura suficiente para que alcançassem a latitude do OES ou que as bolhas
96

foram geradas em longitudes situadas entre as longitudes do OES e SJC e por moverem-se
tipicamente para leste não foram observadas no OES. No dia 09/03/2002 a bolha não foi
observada nem mesmo em SJC.
As latitudes dip do OES e SJC não são muito diferentes, -18,57 o e –18,01 o , respectivamente.
Isto sugere que a ocorrência de cintilação sobre SJC juntamente com a ausência de
cintilações sobre o OES possa estar associada ao fato destas duas estações estarem
separadas longitudinalmente e apresentarem diferentes valores de declinação,
OES e –20.03 o em SJC.
-12.90 o no
6.3.3 Comparação entre os dados de luminescência e de cintilação
A Figura 6.10 mostra simultaneamente dados de luminescência e dados de cintilação para os
dias em que o fotômetro pôde ser operado. Depleções da intensidade de luminescência
atmosférica identificadas como bolhas ionosféricas são indicadas por setas (6). Pode-se
observar que a ocorrência de cintilações, principalmente para o período antes da meia-noite
local, está muito bem relacionada com a ocorrência das bolhas ionosféricas. Uma diminuição
súbita da intensidade de luminescência, que caracteriza uma bolha, ocorre juntamente com o
aumento da atividade de cintilação descrito pelo índice S 4 . Isto é uma evidência de que
cintilações, pelo menos em sinais da Banda L, observadas em baixas latitudes são causadas
por irregularidades imersas em bolhas ionosféricas.
Para o período após a meia-noite local, a passagem de uma bolha ionosférica não implica na
ocorrência de cintilações no sinal GPS. Isto pode ser explicado em termos do
desaparecimento mais rápido das irregularidades de menores escalas de tamanho que causam
as cintilações. Após a meia-noite, somente irregularidades de maior escala de tamanho ainda
97

existem. Estas irregularidades podem causar ESF nos ionogramas ou depleções na
intensidade de aeroluminescência, não causando efeito algum nos sinais GPS.
Basu et al. (1983) realizaram estudos com medidas simultâneas de cintilações (1,54 GHz) e
medidas in situ de densidade eletrônica com o satélite AE-E sobre a Ilha de Ascension (-
14,4 o latitude dip). Eles observaram que as bolhas que ocorrem antes da meia noite local
apresentam um desvio RMS médio da densidade eletrônica local muito maior do que
apresentam as bolhas que ocorrem após a meia-noite local. As medidas de densidade
eletrônica do satélite AE-E foram realizadas a uma altitude de 435 km. Isto explica a fraca
intensidade de cintilações após a meia-noite local.
Fig. 6.10 - Exemplos de observações de depleções na intensidade de luminescência
atmosférica (bolhas ionosféricas) e cintilações para três dias da campanha de
observação no OES/INPE. As setas (6) indicam a ocorrência das bolhas
ionosféricas.
98

Outro ponto interessante a ser observado nos dados de cintilação e luminescência atmosférica
é que várias estruturas são observadas sobre o OES. Estas estruturas podem fazer parte da
mesma bolha, visto que tendem a ramificar-se à medida em que alcançam maiores latitudes
(Takahashi et al., 2001), ou seja, quando as bolhas alcançam maiores alturas no equador. A
correspondência entre as depleções na intensidade da luminescência e aumento do índice S 4 é
boa o suficiente para identificar tais estruturas a partir dos dados de cintilação mesmo estes
dados sendo obtidos de vários satélites movendo-se em distintas órbitas. A diferença no
tempo de início das depleções de luminescência e aumento do S 4 pode ser devido à
localização (azimute) dos satélites. Satélites ao oeste podem observar as irregularidades
primeiro que o fotômetro já que as bolhas se movem, em condições geomagnéticas normais,
para leste. Satélites ao leste irão observar as irregularidades algum tempo depois do
fotômetro.
6.3.4 Extensão latitudinal das bolhas ionosféricas
Combinando dados de cintilação coletados em São José dos Campos, Cuiabá, Manaus e
São Luís, durante o período da campanha de observações em São Martinho da Serra,
analisou-se a extensão latitudinal (em termos de latitude dip) das irregularidades ionosféricas.
Considerando que as irregularidades que causam cintilação nos sinais GPS estão imersas em
bolhas ionosféricas, esta também é uma estimativa da extensão latitudinal das bolhas
ionosféricas.
A Figura 6.11 mostra a intensidade das cintilações sobre o ponto sub-ionosférico (400km)
para todos os dados coletados entre 21 e 03 UT do dia 17/03/2002. Em cada ponto subionosférico
é plotado um círculo de cor correspondente à intensidade da cintilação (S 4 ).
Cintilações mais intensas também são representadas por círculo maiores. Adicionalmente são
mostradas isolinhas de latitude dip.
99

A Figura 6.11 mostra que as cintilações podem ocorrer até mesmo em torno de -27 o de
latitude dip, latitude máxima observada pelos receptores GPS. Observa-se também que a
intensidade das cintilações é maior sobre a região próxima a -17 o de latitude dip. Esta é uma
forte evidência do efeito da Anomalia de Appleton sobre a magnitude das cintilações e que
será analisado novamente no Capítulo 8.
Fig. 6.11 – Distribuição espacial das cintilações sobre o território brasileiro para o dia 17 de
março de 2002, no período das 18 às 24 LT. Cintilações mais intensas são
observadas na região da Anomalia Equatorial, em torno de –18 o latitude dip.
100

CAPÍTULO 7
RESULTADOS E DISCUSSÕES II: ESTUDO ESTATÍSTICO DAS
CINTILAÇÕES
7.1 Observações de cintilação em São José dos Campos
Desde setembro de 1997, o Grupo de Ionosfera da DAE/INPE realiza observações
contínuas das cintilações ionosféricas no sinal GPS (L1 = 1,575 GHz) em São José dos
Campos (SJC), utilizando um receptor SCINTMON. O conjunto de dados coletados em
SJC permite analisar, pela primeira vez, vários aspectos da ocorrência de irregularidades
que causam cintilações no sinal GPS para baixas latitudes do setor Brasileiro de
longitude, tais como:
q
q
q
Variação temporal diária de ocorrência
Sazonalidade
Efeitos da atividade solar sobre a ocorrência das irregularidades e intensidade
das cintilações
A variação do fluxo solar desde 1997 até 2002 pode ser observado na Figura 7.1,
representado pelo índice F10.7, que é o fluxo solar de rádio (10,7 cm) expresso em W
Hz -1 m -2 , multiplicado por 10 22 (Schunk e Nagy, 2000). Observa-se que o período de
1997 ao fim de 2001 consiste de um período de crescente atividade solar, enquanto que
existe uma tendência de decréscimo da atividade solar no período de janeiro à junho de
2002.
Para se ter uma visão geral da ocorrência de irregularidades que causam cintilações no
sinal L1 do GPS, calculou-se a porcentagem mensal de ocorrência para cada minuto
101

entre as 18 e as 06 horas locais. Para isto, utilizaram-se as informações gravadas nos
arquivos sumários de dados coletados pelo receptor SCINTMON de SJC.
Fig. 7.1 - Variação do fluxo solar representado pelo índice diário F10.7, desde janeiro
de 1997 até junho de 2002
A freqüência de ocorrência das irregularidades foi calculada a partir da razão entre o
número de minutos em que houve ocorrência de irregularidades e o número total de
minutos de observação. Assume-se uma ocorrência de irregularidade, quando pelo
menos um satélite, dentro do intervalo de 1 minuto e dentro do cone de 45 o de elevação,
apresenta o seu sinal cintilando com S 4 maior que um nível limite. Em geral, existem
dois ou três satélites com elevação maior que 45 o . Foram considerados dois níveis
limites: S 4 > 0,2, englobando cintilação cintilações fracas e fortes e S 4 > 0,5 englobando
apenas casos de fortes cintilações. Com esta metodologia estuda-se a ocorrência das
irregularidades que causam cintilação, independente de quantos satélites são afetados
por estas irregularidades.
Foram utilizados somente dados de satélites com elevação maior que 45 o com o objetivo
de estudar-se a ocorrência das irregularidades na região ionosférica sobre SJC. Também
foram utilizados apenas dados de dias geomagneticamente calmos. Considerou-se um
dia geomagneticamente calmo, aquele dia no qual o valor do índice Kp não atingiu 4 em
qualquer dos seus 8 valores diários e nos dois primeiros valores (6 horas iniciais) do dia
102

seguinte. Isto assegura que não ocorreram perturbações geomagnéticas durante o
período de observação e nem mesmo 18 horas antes do início das observações.
Para dias nos quais não havia dados em SJC, foram utilizados dados gravados pela
estação de Cachoeira Paulista (CP). A estação de CP apresenta o mesmo padrão de
ocorrência de cintilação de SJC pois está localizada a apenas 110 km de SJC.
A Figura 7.2 mostra a ocorrência das irregularidades que causam cintilações fracas (S 4
> 0,2) e fortes (S 4 > 0,5) desde setembro de 1997 à junho de 2002. Na mesma figura é
mostrada a variação do fluxo solar mensal médio. O fluxo solar médio foi calculado a
partir da média aritmética dos valores diários de F10.7 para os dias utilizados na
estatística de ocorrência.
Fig. 7.2 – Freqüência mensal de ocorrência de irregularidades que causam cintilações
fracas ou fortes (a), somente cintilações fortes (b) e variação da média
mensal do fluxo solar (c).
103

Pode-se observar na Figura 7.2 que a ocorrência de irregularidades sobre SJC apresenta
um comportamento sazonal. Observa-se também que a ocorrência de irregularidades,
principalmente aquelas que causam fortes cintilações (S 4 > 0,5), tende a aumentar com o
fluxo solar, principalmente do período de 1997 a 2001. De 2001 a 2002, mesmo com o
aumento do fluxo (valor máximo) de aproximadamente 180 para 240, não se observa
um aumento apreciável da ocorrência de irregularidades. Contudo, os gráficos (a) e (b)
da Figura 7.2 apresentam uma visão geral da ocorrência de irregularidades sobre SJC e
de como esta ocorrência variou com o fluxo solar durante o período das observações
desde 1997 até 2002, considerando-se apenas os dias geomagneticamente calmos.
A Figura 7.3 mostra a variação ao longo dos anos e também ao longo das horas de
observação da ocorrência das irregularidades ionosféricas (S 4 > 0,2). Os dados
utilizados nos gráficos da Figura 7.3 são os mesmos que foram utilizados para gerar o
gráfico de cores da Figura 7.2, entretanto, para a Figura 7.3, os dados foram suavizados
utilizando uma média corrida de 15 pontos (ou 15 minutos).
Nas próximas seções serão analisados alguns aspectos dos resultados mostrados nas
Figuras 7.2 e 7.3, tais como: (i) variação temporal ao longo da noite da ocorrência das
irregularidades, (ii) variação da ocorrência das irregularidades ao longo do ano e sua
sazonalidade, e (iii) efeito do fluxo solar sobre a ocorrência das irregularidades.
104

Porcentagem de Ocorrência
Fig. 7.3 - Porcentagem de ocorrência das irregularidades ionosféricas que causam S 4 >
0,2 para os anos de 1997/1998, 1998/1999, 1999/2000, 2000/2001 e
2001/2002.
7.2 Variação temporal diária
Na Figura 7.4 é mostrada a variação temporal média da ocorrência de cintilações ao
longo da noite. Cada curva representa uma temporada (ou período) de ocorrência de
cintilações. Por exemplo, para a temporada 1997-1998 foi calculada a média de
ocorrência (S 4 > 0,2), a cada 15 minutos, com os dados dos meses de setembro de 1997
a abril de 1998. Os dados utilizados neste gráfico são os mesmos utilizados nos gráficos
das Figuras 7.2 e 7.3. Na legenda da Figura 7.4 também é indicado o valor de fluxo
solar médio durante o período de cada temporada (setembro a abril).
105

Fig. 7.4 – (a) Variação temporal média da ocorrência de irregularidades que causam S 4
> 0,2 sobre São José dos Campos para diversas temporadas de ocorrência.
A Figura 7.4 indica que as irregularidades começam a ser observadas em SJC em torno
das 20:00 LT e duram até as 02:00 LT. A máxima ocorrência ocorre em torno das 22:00
LT. Na temporada de mais baixa atividade solar (1997-1998), as irregularidades
começam a ser observadas mais tarde e não duram tanto tempo como nos demais anos.
Este período de ocorrência está de acordo com trabalhos prévios, como por exemplo
(Basu e Basu, 1985; Kil et al., 2002). As irregularidades que causam cintilações em
sinais com freqüência na faixa de GHz estão imersas em bolhas ionosféricas que são
geradas no equador magnético logo após o pôr-do-sol e demoram aproximadamente 1,5
hora (sob condições de atividade solar máxima) para alcançar uma altura no equador
suficiente para mapear na latitude de SJC (Abdu et al., 1998).
A Figura 7.4 também mostra que o período de ocorrência das irregularidades que
causam cintilação no sinal GPS é mais curto que o período de ocorrência das
irregularidades que causam espalhamento nos ionogramas (Abdu et al., 1998; Abdu et
al., 2000). Este resultado está de acordo com as comparações realizadas no Capítulo 6,
onde sugeriu-se que as irregularidades que causam cintilação apresentam um
decaimento mais rápido que as irregularidades que causam espalhamento nos
ionogramas devido a sua menor escala de tamanho. As irregularidades que causam
cintilação nos sinais GPS são observadas até aproximadamente 02:00 LT, enquanto que
106

as irregularidades que causam espalhamento nos ionogramas duram até
aproximadamente o amanhecer local.
É importante salientar que a ocorrência de irregularidades que causam cintilações é
possível de ser observada após 02:00 LT. A geração de irregularidades após o período
normal de sua ocorrência está associada à distúrbios geomagnéticos e conseqüente
dínamo perturbado e penetração de campos elétricos gerados em altas latitudes.
Irregularidades geradas por distúrbios geomagnéticos não são abordadas neste trabalho.
7.3 Sazonalidade
Na Figura 7.5 é mostrada a porcentagem de tempo, entre 20:00 e 01:00 LT, no qual
observou-se a ocorrência de cintilações com S 4 > 0,2 e S 4 > 0,5. Novamente, esta
estatística é calculada somente para satélites com elevação acima de 45 o e para dias
geomagneticamente calmos. A partir desta figura é possível observar mais claramente o
comportamento sazonal da ocorrência das irregularidades que causam cintilação no
sinal de GPS. As irregularidades ocorrem predominantemente nos meses de setembro a
abril.
Esta sazonalidade está de acordo com trabalhos prévios de estatística de ocorrência do
ESF em ionogramas (Abdu et al., 1992; Abdu et al., 1998 e Abdu et al., 2000) e
estatística de ocorrência de bolhas (Sobral et al., 2002) para dados coletados em CP.
Tanto o ESF em ionogramas quanto as bolhas ionosféricas são geradas pelos mesmos
processos de instabilidade de plasma, apesar de envolverem escalas de tamanho
distintas. O espalhamento nos ionogramas pode ser causado por irregularidades
quilométricas locais ou irregularidades localizadas na porção inferior da camada F.
Somente a ocorrência simultânea de ESF nos ionogramas de São Luís (SLZ) e de CP
107

pode ser considerado como evidência da ocorrência de bolhas ionosféricas que se
estendem desde o equador até a latitude magnética de CP.
Fig. 7.5 - Porcentagem do tempo entre as 20:00 e 01:00 LT no qual foram observadas
irregularidades que causam cintilações com S 4 > 0,2 e com S 4 > 0,5 no sinal
GPS em função do mês, para o anos de 1997 a 2002.
A ocorrência de irregularidades durante o solstício de dezembro e meses de equinócio é
explicada em termos da configuração da linha do terminador noite-dia em relação ao
meridiano magnético. Durante estes meses, o vento termosférico sopra através do
terminador noite-dia com um pequena componente meridional. Esta configuração
favorece o surgimento do campo elétrico de pré-reversão devido ao alto gradiente
longitudinal da condutividade Pedersen das camadas E conjugadas (Abdu et al., 1992).
A Figura 7.6 mostra valores de deriva vertical equatorial da camada F em função da
hora local para 4 setores de longitude, conforme modelo empírico baseado em medidas
108

ealizadas pelo satélite Atmosphere Explorer E (AE-E) (Fejer et al., 1995). Os valores
de deriva vertical para o setor Brasileiro seriam próximos àqueles mostrados para o
setor de 320 o Leste. Segundo a Figura 7.6, observa-se um pico pré-reversão apenas no
período de setembro a abril, exatamente quando observa-se a ocorrência das
irregularidades ionosféricas que causam cintilação nos sinais GPS, espalhamento nos
traços de ionogramas e depleções na intensidade de aeroluminescência atmosférica.
Fig. 7.6 - Modelo empírico de deriva vertical do plasma ionosférico em 4 setores de
longitude e para três períodos do ano (-o-). Estes resultados são válidos para
atividade magnética baixa e atividade solar moderada a alta. No setor de 260 o
L, também são mostrados os valores de deriva vertical, medidos pelo radar de
Jicamarca (⎯) para condições magnéticas e solares similares.
Fonte: Fejer et al. (1995, p. 5774).
Como visto no Capítulo 4, um campo elétrico de pré-reversão intenso atua de duas
maneiras na geração do ESF. A primeira maneira estaria relacionada ao aumento do
termo de deriva de plasma (E×B) na taxa de crescimento da instabilidade RT (Equação
109

3.1). A segunda maneira estaria relacionada ao termo de colisão, pois um campo elétrico
intenso faria com que a camada subisse até alturas onde a freqüência de colisão é
pequena, fazendo com que o termo (g/ν in ) também aumentasse a taxa de crescimento
das instabilidades.
7.4 Efeito do fluxo solar
Nas Figuras 7.2, 7.3 e 7.4 observa-se que o fluxo solar também parece atuar de forma a
aumentar a ocorrência das irregularidades que causam cintilações. A Figura 7.7 (a)
mostra a porcentagem mensal do tempo entre às 20:00 e 01:00 LT no qual observa-se a
ocorrência de irregularidades causando cintilações (mesmos valores da Figura 7.5). No
painel (b) é mostrada a média mensal do índice F10.7.
(a)
(b)
Fig. 7.7 – (a) porcentagem mensal do tempo (21:00 - 01:00 LT) no qual são observadas
irregularidades que causam cintilações. (b) Variação do fluxo solar.
Apesar da relação entre F10.7 e a ocorrência de irregularidades não ser exatamente
proporcional, observa-se que a ocorrência aumenta com o fluxo solar, principalmente da
temporada 1997/1998 a 1999/2000 para irregularidades que causam cintilação com S 4 >
110

0,2 e da temporada 1997/1998 a 2000/2001 para irregularidades que causam cintilação
com S 4 > 0,5.
Apesar do fluxo solar aumentar consideravelmente da temporada de 2000/2001 para
2001/2002, a ocorrência das irregularidades não aumenta muito. A Figura 7.4 ilustra
bem este efeito. Com o aumento do fluxo de solar (F10.7) médio de 99 (1997-1998)
para 131 (1998-1999) e, logo em seguida, para 172 (1999-2000), a ocorrência das
irregularidades apresenta um sensível aumento. Contudo, a variação do fluxo solar para
165 (2000-2001) e 208 (2001-2002) não causa uma variação tão apreciável na
ocorrência.
Este efeito pode estar relacionado à saturação da densidade eletrônica ambiente que não
variaria muito após um certo nível de F10.7 e também a um valor limite de ocorrência
de bolhas, ou seja, a ocorrência de bolhas ionosféricas não aumentaria muito após um
certo nível de F10.7. Chen et al., 2000 realizaram um estudo estatístico do efeito de
saturação do foF2 em regiões próximas ao pico da Anomalia de Appleton. A saturação
do foF2 ocorreu quando o número de manchas solares era próximo de 120 (F10.7 ~
150).
Outra explicação possível para que a ocorrência das irregularidades não varie muito de
2000/2001 para 2001/2002 é o movimento do pico da Anomalia Equatorial. A
localização do pico da Anomalia Equatorial tende a se afastar do equador magnético
com o aumento da atividade solar. Com o aumento da atividade solar o pico préreversão
é intensificado e o plasma equatorial é depositado em maiores latitudes. É
possível que, com o aumento do fluxo solar o pico da Anomalia de Appleton se situe em
latitudes maiores que a de SJC, fazendo com que a intensidade e ocorrência das
cintilações observadas diminuam.
Tanto a explicação com base no fenômeno de saturação, quanto a explicação com base
no movimento do pico da Anomalia Equatorial são hipóteses e maiores estudos devem
111

ser realizados no futuro com medidas simultâneas de cintilações, CET e deriva vertical
do plasma no equador.
Abdu et al. (1983b) sugeriram a necessidade de que a camada F atingisse uma altura
mínima para que ocorresse o ESF enquanto Fejer et al. (1999) mostraram que a
velocidade do pico pré-reversão aumenta com o fluxo solar. Com o aumento da
velocidade do pico pré-reversão, existe uma maior probabilidade da camada atingir a
altura mínima para a ocorrência do ESF, explicando a maior ocorrência de
irregularidades durante períodos de alta atividade solar. Além disso, durante período de
atividade solar alta, as bolhas ionosféricas nas quais as irregularidades estão imersas
podem alcançar mais facilmente a latitude de SJC. Isto também faz com que a
porcentagem de ocorrência aumente com o fluxo solar.
A Figura 7.8 mostra um gráfico da distribuição dos valores de S 4 observados durante o
período das 18:00 às 06:00 LT. Para a geração deste gráfico foram utilizados todos os
dados de satélites com elevação maior que 45 o . Os valores de S 4 estão distribuídos por
faixas e por mês, desde setembro/97 até junho/02, juntamente com a variação da média
mensal do F10.7. Este gráfico nos dá informação sobre a probabilidade de se encontrar
valores de S 4 dentro de uma determinada faixa, como por exemplo, de 0,2 a 0,3 ou de
0,3 a 0,4 e assim por diante em um dado mês do conjunto de dados analisados. Este
gráfico também mostra que a ocorrência de cintilações com maior intensidade tende a
aumentar com o fluxo solar. Por exemplo, na temporada de ESF 1997/1998, as
cintilações não excederam 0,4 enquanto que nas temporadas 2000/2001 e 2001/2002
observou-se aproximadamente 2 a 3% das cintilações com valores na faixa de 0,9 a 1,1.
Na Figura 7.9 é mostrado o resultado do cálculo da distribuição cumulativa dos valores
de S 4 observados em SJC em um gráfico do tipo contorno. Diferente da distribuição por
faixas, a distribuição cumulativa calcula a porcentagem de ocorrência do S 4 acima de
determinados valores, por exemplo S 4 >0,2, S 4 >0,3 e assim por diante. Este gráfico
também mostra que maiores magnitudes de S 4 são mais facilmente observadas durante
112

os períodos de maior atividade solar. Em novembro de 1997, valores de S 4 > 0,35
apresentam uma probabilidade de ocorrência menor que 5%, enquanto que em
novembro de 2001, esta mesma probabilidade é observada para S 4 > 0.9.
Fig. 7.8 – (a) Distribuição de índices S 4 observados por faixas de valores e (b) fluxo
solar médio mensal.
As Figuras 7.8 e 7.9 mostram ainda que existem picos de maior intensidade das
cintilações que ocorrem no período de setembro/outubro e março/abril. Estes picos
podem ser causados por dois motivos: (i) durante estes meses, o pico pré-reversão do
campo elétrico é mais intenso (Figura 7.6), fazendo com que a densidade eletrônica na
região da Anomalia de Appleton seja mais pronunciada. (ii) A maior intensidade das
cintilações também pode estar associada à maior densidade eletrônica ambiente que
ocorre nos equinócios. Souza (1992) fez um estudo do CET sobre Cachoeira Paulista e
observou maiores valores da Anomalia de Appleton noturna durante os meses de
113

março/abril e setembro/outubro, o que está de acordo com a explicação para as maiores
intensidades das cintilações.
Fig. 7.9 – (a) Distribuição cumulativa mensal dos valores de S 4 e (b) fluxo solar médio
mensal.
A partir dos dados das Figuras 7.8 e 7.9 e de acordo com a teoria das cintilações pode-se
supor que o desvio RMS de densidade (∆N) ou a largura da camada que contém as
irregularidades (L) aumenta com o fluxo solar. Lembrando que ∆N/N = α.δE ou que
∆N = α.N.δE, (α é uma constante de proporcionalidade) pode-se associar o aumento de
∆N ao aumento da ionização ambiente N ou ao aumento do campo elétrico de
perturbação δE. O aumento da ionização com o fluxo solar é um efeito bastante
conhecido, contudo não existem muitas informações sobre a variação do δE com o ciclo
solar.
114

Na Figura 7.9 é possível observar também que somente no mês de março do ano 2002
ocorreu um aumento da magnitude das cintilações com relação ao ano de 2001. Nesta
época o fluxo solar estava diminuindo e o pico da Anomalia Equatorial tende a ocorrer
em menores latitudes, podendo ocorrer então sobre SJC novamente fazendo com que a
ocorrência de irregularidades aumente. A Figura 7.7 também mostra que a ocorrência
das irregularidades apresentou uma tendência de aumento no mês de março de 2002.
115

CAPÍTULO 8
RESULTADOS E DISCUSSÕES III: MEDIDAS DE CET E CINTILAÇÕES
O Conteúdo Eletrônico Total (CET) derivado de observáveis GPS vem cada vez mais
sendo utilizado por diversos autores para estudos da climatologia ionosférica, criação de
mapas regionais ou globais da distribuição do CET vertical (CETV) (Jakowski, 1996;
Manucci et al., 1998; Kantor et al., 2000) e mais recentemente para estudar a dinâmica
da ionosfera equatorial (Mendillo et al., 2000; Valladares et al., 2001 e Mendillo et al.,
2001). Atualmente, a DAE/INPE também possui um projeto de estudo dos efeitos das
tempestades magnéticas sobre o CETV.
Com o objetivo de aprender um pouco mais sobre a estimativa do CET a partir de dados
de observáveis GPS e estudar o comportamento do CETV sobre o território Brasileiro
durante eventos da camada F espalhada (ESF), a DAE/INPE adquiriu dois receptores do
tipo dupla-freqüência (receptores TurboRogue ICS-4000Z). A descrição destes
receptores e dos dados que eles geram é apresentada no Capítulo 5 desta dissertação.
Neste capítulo são apresentados alguns resultados referentes a medidas do CET a partir
das observáveis GPS. Estes resultados incluem a observação de flutuações de CET
devido a bolhas ionosféricas, variação diária do CETV sobre São José dos Campos
(SJC) e São Luís (SLZ), perfis latitudinais do CET, dentre outras observações.
Os dois receptores ICS-4000Z foram estrategicamente instalados em SLZ, no equador
magnético, e SJC, localizado próximo ao pico da Anomalia de Appleton, que localiza-se
nominalmente em aproximadamente 15 o de latitude dip Norte e Sul. A localização
destes receptores permite estudar o CETV em uma faixa de latitudes dip que varia desde
aproximadamente +10 o até aproximadamente –30 o no caso de serem utilizados dados de
satélites GPS com elevação maior que 20 o .
117

A Figura 8.1 mostra a localização dos dois receptores e os círculos que compreendem a
máscara de 20 o de elevação considerando-se pontos sub-ionosféricos a 400 km de
altura.
Fig. 8.1 – Localização dos receptores GPS em São Luís (SLZ) e São José dos Campos
(SJC). Isolinhas de latitude dip também são mostradas.
A estação GPS de SLZ operou de forma contínua desde janeiro de 2001 até fevereiro de
2002, enquanto que a estação de SJC operou de forma não-sistemática de agosto de
2001 a dezembro de 2001. A estação de SJC começou a operar de forma contínua a
partir de janeiro de 2002 até outubro de 2002. Nos primeiros meses de operação, a
estação de SJC apresentou interrupções na coleta de dados devido a problemas no
receptor. Apesar de poder-se analisar a variação sazonal do CETV em SLZ durante o
118

ano de 2001, casos de medidas simultâneas do CET em SLZ e SJC não foram
freqüentes.
É importante salientar que o CET medido pelo GPS é resultado dos elétrons na
ionosfera mais os elétrons da plasmasfera (localizada em altitudes maiores que 1000
km) e, com isto, o CETV medido pelo GPS não representa apenas o valor da densidade
total ionosférica mas também a densidade plasmasférica. Prótons (H + ) são os íons
positivos predominantes na plasmasfera e por isto, a protonosfera é usada como
sinônimo da plasmasfera (Davies, 1990). Estudos da contribuição da protonosfera no
CET medido pelo GPS ainda estão sendo realizados (por exemplo, Lunt et al., 1999)
para casos limitados.
8.1 Medidas do CET
Como citado anteriormente, desenvolveu-se um pacote de rotinas computacionais para
estimativa do CET. Estas rotinas calculam o CET a partir das observáveis GPS (pseudodistância
e pseudo-fase). O princípio teórico no qual baseou-se para estimativa do CET
foi descrito no Capítulo 4 (Seção 4.2). A metodologia para o cálculo do CET e posterior
CETV foi descrito no Capítulo 5 (Seção 5.2.3). Em resumo, pode-se dizer que o CET é
proporcional à diferença entre as pseudo-distâncias medidas pelo sinal L1 e L2 mais as
correções devido ao atraso instrumental dos satélites e dos receptores.
8.2 Flutuação de CET e cintilações
Nesta seção são apresentados alguns exemplos da detecção de bolhas ionosféricas
utilizando medidas simultâneas de CET e amplitude do sinal (razão sinal ruído do
código C/A em L1). As bolhas ionosféricas causam grandes flutuações no CET
juntamente com a cintilação do sinal GPS. A ocorrência de cintilações associadas a
flutuações do CET, com medidas utilizando receptores GPS, foi mostrada recentemente
119

por alguns autores, como por exemplo (Beach e Kintner, 1999 e Kil et al., 2000). As
cintilações ocorrem devido a irregularidades ionosféricas de menores escalas de
tamanho (< 1 km) imersas nas bolhas ionosféricas.
As Figuras 8.2 e 8.3 mostram dois exemplos nos quais observa-se a cintilação no sinal
L1 do GPS simultaneamente à ocorrência de perturbações de CET associadas a bolhas
ionosféricas. Cada unidade CET ou UCET corresponde a 1x10 16 elétrons/m 2 . Estas são
observações típicas, facilmente encontradas durante o período de ocorrência do ESF no
Brasil (setembro à abril).
Fig. 8.2 – Exemplo de medidas simultâneas do CET vertical (painel superior) e
flutuações na amplitude do sinal GPS (painel central) realizadas em SJC
para o dia 04/12/2001 e satélite PRN 01. No painel inferior também é
mostrada a elevação do satélite.
120

Fig. 8.3 – Mesmo que em 8.1, mas para o dia 30/11/2001 e satélite PRN 13.
As Figuras 8.2 e 8.3 também mostram alguns períodos de tempo com falhas de dados.
Estas falhas ocorrem por que o arquivo de dados apresenta valores incorretos de
elevação, como por exemplo elevações maiores que 90 o . Quando o valor de elevação
está incorreto a rotina computacional desenvolvida neste trabalho desconsidera os
valores de pseudo-distância e pseudo-fase. Estes valores não são considerados porque,
sem os valores de elevação, não é possível calcular o CET vertical.
Uma análise dos dados mostra que estas falhas ocorrem principalmente durante
cintilações, mas também podem ocorrer, com menor freqüência, durante períodos sem
cintilações. Este problema com os dados pode ser uma evidência do efeito das
cintilações na perda de sinal pelo receptor ou um problema no programa de conversão
de arquivos binários para arquivos texto.
121

8.3 Variação Diária do CET Vertical
A partir das observáveis GPS coletadas, determinou-se a variação do CET vertical
(CETV) através da relação dada pela Equação (4.54), que converte o valor de CET
medido obliquamente (com elevação E) para o seu valor equivalente na direção vertical.
Para a determinação da variação diária do CETV somente foram utilizados dados de
satélites com elevação maior que 50 o . Este critério foi adotado para evitar influências na
determinação do CET vertical causadas por gradientes espaciais de densidade. Cabe
lembrar também que o método utilizado para obtenção do CETV considera uma
ionosfera horizontalmente estratificada sem gradientes. A desvantagem de se trabalhar
somente com dados de satélites dentro de um cone de elevação é que existem períodos
do dia nos quais não existem satélites com a elevação mínima. Contudo, os valores de
CET para os intervalos de tempo nos quais não existem satélites com a elevação mínima
podem ser estimados por técnicas de interpolação.
Na Figura 8.4 são mostrados resultados do cálculo da variação do CETV em SLZ e SJC
para o dia 22/09/2001. Nos painéis superiores (a1 e b1) são mostrados valores de CETV
obtidos através de medidas de código e de fase para SJC e SLZ, respectivamente. Nos
painéis inferiores (a2 e b2) são mostrados valores médios do CETV calculados para
intervalos de 30 minutos. Observa-se que existem períodos de tempo nos quais não
existem estimativas do CETV. Isto ocorre devido à ausência de satélites com elevação
maior que 50 o naquele dado intervalo de tempo.
122

Fig. 8.4 – Curvas de variação do CET vertical sobre SJC (a1) e SLZ (b1) para o dia
22/09/2001, obtidas através de medidas de código (•) e fase (•). Em (a2) e
(b2) são mostrados valores médios (30 minutos) do CETV para SJC e SLZ,
respectivamente.
Observa-se que, na Figura 8.4, a curva do CETV para SJC apresenta um pico
secundário entre aproximadamente 20:00 e 23:00 LT. Este pico é causado pelo forte
Efeito Fonte associado ao pico pré-reversão do campo elétrico zonal equatorial, que
ocorre em torno das 18:00 LT e que eleva o plasma da região equatorial. Algum tempo
depois este plasma se difunde ao longo das linhas de campo magnético até baixas
latitudes criando a Anomalia Equatorial. Além do aumento do CETV, também observase
flutuações do CETV neste período. Estas flutuações do CETV são depleções do
plasma causadas por bolhas ionosféricas.
Na Figura 8.5 é mostrada a variação diária do CETV em SJC e SLZ para o dia
09/08/2001. De acordo com os dados de cintilação apresentados no Capítulo 7, agosto é
123

um mês no qual a ocorrência de irregularidades é muito baixa (ver Figura 7.4). Neste
período a camada não atinge elevadas altitudes devido à fraca deriva vertical E×B no
equador. Isto faz com que o valor da taxa de crescimento da instabilidade Rayleigh-
Taylor (γ) não seja tão elevado e o Efeito Fonte não seja observado.
Fig. 8.5 - Mesmo que 8.4 mas para o dia 09/08/2001.
A análise da variação diária do CETV em SLZ e SJC mostra que a Anomalia Equatorial
em termos de CETV não aparece no período diurno. Os exemplos dos dias 22/09/2001 e
09/08/2001 nas Figuras 8.4 e 8.5 mostram que o CETV é maior em SLZ do que SJC
durante o dia.
124

8.4 Estimativa da ocorrência de irregularidades através de medidas do CET
Também foi estudado um método para identificar a ocorrência das irregularidades
ionosféricas, a partir das flutuações de CETV (medido por diferença de fase). Para isto,
estimou-se a flutuação de CETV medido por cada satélite a cada intervalo de 5 minutos
durante todo o decorrer do dia.
Para se ter uma estimativa da taxa da variação ou flutuação do CETV calculou-se o
desvio RMS (“Root-Mean-Square”) a partir de uma interpolação linear, ou seja, para
cada intervalo de 5 minutos (e para cada satélite) calculou-se um reta que ajusta o
conjunto de valores de CETV para aquele intervalo de tempo. Desta forma, o desvio de
CET é dado por:
∑ ( CETVi
− Pi
)
i 1
Desvio RMS = = M
M
2
(8.1)
Onde, CETV i é valor do i-ésimo ponto do conjunto de dados; P i é o valor da reta que
ajusta o conjunto de valores para o ponto i; e M é o número total de pontos dentro do
intervalo de 5 minutos.
Existem várias maneiras possíveis de calcular o desvio de CET ou CETV, entretanto,
adotou-se este método pois alguns autores mencionam que a magnitude das cintilações
depende, além de outros fatores, do desvio RMS de densidade integrada ao longo do
caminho de propagação, dentro da largura L da camada de irregularidades. Cabe
lembrar que o desvio RMS do CETV não é o mesmo desvio RMS de densidade que dá
origem às cintilações, contudo, ambos podem estar relacionados. A ocorrência de
flutuações de CETV indica a ocorrência de flutuações locais de densidade. Contudo, é
possível que se tenha flutuações de CET sem que se observe nenhum efeito de
cintilação.
125

O desvio RMS foi calculado a partir de uma reta que ajusta o conjunto de pontos para
evitar valores de desvio causados por alguma tendência natural do conjunto de dados. A
Figura 8.6 mostra um gráfico no qual são mostrados valores de CETV, as retas
calculadas a cada intervalo de 5 minutos e o desvio RMS resultante.
É importante salientar que, ao tomarmos intervalos de 5 minutos de dados faz-se com
que sejam analisadas flutuações com períodos entre 2 segundos e 10 minutos, segundo o
critério de Nyquist. Considerando uma velocidade média de aproximadamente 100 m/s
(de Paula et al., 2002a), isto significa que o desvio RMS calculado é sensível à
estruturas com escalas de tamanho entre 200 m e 6 km.
Fig. 8.6 - Em (a) é mostrada uma curva de CETV (em cinza) e as várias retas que
ajustam conjuntos de 5 minutos de dados (em preto). Em (b) é mostrado o
valor de desvio RMS resultante (no tempo de início de cada 5 minutos).
126

8.5 Desvio RMS do CET em São Luís e São José dos Campos
Logo após obterem-se os valores de desvio RMS do CETV, os resultados para dados de
SJC e SLZ foram comparados. Para comparação do desvio de CETV em SLZ e SJC, foi
escolhido o dia 22/09/2001. Calculou-se então o desvio de CETV para os dados de
todos os satélites disponíveis durante o dia (12 às 24 LT) e com elevação maior que 50 o .
O resultado é apresentado na Figura 8.7. Nos painéis (a1) e (b1) são mostrados os
valores de CETV para SJC e SLZ, respectivamente. Nos painéis (a2) e (b2) são
mostrados os valores desvio RMS do CETV para SJC e SLZ. De acordo com estes
dados, o desvio RMS de CET é muito maior durante o período noturno quando as
irregularidades ionosféricas se desenvolvem. O desvio de CETV também é muito maior
em SJC do que em SLZ. Na Figura 8.7 (a3) e (b3) também são mostrados os dados de
cintilação coletados por receptores SCINTMON para satélites com elevação maior que
50 o . Estudos de de Paula et al. (2002b) e Rodrigues et al. (2002b) realizados para dados
de cintilação de épocas distintas também mostraram que o S 4 aumenta significantemente
com a latitude dip até a aproximadamente a latitude de SJC.
A Figura 8.8 mostra a porcentagem de ocorrência de cintilações nos sinais GPS, com
dados coletados por três monitores de cintilação instalados em SLZ (-1.73 o latitude dip),
Cuiabá – CBA (-6.56 o latitude dip), e SJC (-18,01 o latitude dip) para o período de
janeiro à março de 2000. A Figura 8.8 representa o resultado principal de uma análise
da variação latitudinal dos valores de S 4 observados no Território Brasileiro e que foi
realizada recentemente por de Paula et al.(2002b). Para esta análise foram utilizados
dados coletados simultaneamente nas três estações (SLZ, CBA e SJC) durante os meses
de janeiro, fevereiro e março de 2000. Para esta estatística foram utilizados todos os
dados disponíveis de satélites com elevação maior que 45 o .
127

Fig. 8.7 – Exemplo da diferença de desvio RMS do CETV observado em SJC e SLZ.
Nos painéis à esquerda são mostrados os valores de CETV (a1), desvio RMS
(a2) e S 4 (a3) para SJC, enquanto que os painéis à direita mostram os mesmos
valores para SLZ.
Observa-se nos dados da Figura 8.8, o claro aumento da porcentagem de cintilações
com o aumento da latitude dip. Em SLZ, praticamente não foram observadas cintilações
com S 4 > 0,3, enquanto que em CBA apenas cintilações com S 4 > 0,5 não foram
observadas. Em SJC, cintilações com S 4 > 0,5 representam mais que 20% do total
observado às 24:00 UT (~21:00 LT).
O aumento do S 4 com a latitude tem sido explicado em termos do CET que aumenta
consideravelmente com a latitude durante o período noturno quando o pico secundário
de densidade causado pela Anomalia Equatorial se desenvolve (Basu et. al, 1988;
Aarons, 1982; de Paula et al., 2002b). As medidas de CETV apresentadas na Figura 8.7
(e demais que serão apresentadas posteriormente) mostram o acentuado aumento do
CETV na latitude de SJC no período das 20:00-24:00 LT. Supondo que a amplitude das
128

irregularidades (∆N/N) se mantenha constante ao longo das linhas de campo é esperado
que ∆N também aumente consideravelmente na latitude de SJC como foi mostrado em
termos de desvio RMS na Figura 8.7. Isto explicaria a ocorrência de cintilações mais
intensas com o aumento da latitude.
Fig. 8.8 – Ocorrência de cintilações de diferentes intensidades para três estações de
observação no Território Brasileiro.
8.6 Variação sazonal do CETV em São Luís
Nesta seção são apresentados resultados da variação sazonal do CETV observado em
SLZ. Nesta estação de observação, os dados de CET foram coletados de janeiro de 2001
até fevereiro de 2002 e, com isto, foi possível determinar o valor médio mensal do
CETV para todo o ano de 2001.
129

Tabela 8.1 – Dias utilizados para o cálculo do CETV médio mensal em SLZ (• indica
dias com 24 horas de dados e ∆ dias com menos de 24 horas de dados).
2001 Jan Fev Mar Abr Mai Jun Jul Ago Set Out Nov Dez
1 ∆ • • • ∆ ∆ ∆ •
2 • • • • •
3 • • • • • ∆ ∆
4 • • • • • • • •
5 • • • • • • ∆ ∆ ∆
6 • • • • • • • • • •
7 • • • ∆ • • • • • • •
8 • • • • • • • ∆ • ∆
9 • • • ∆ • • • •
10 ∆ • • • • • • • •
11 • • • • •
12 • • • • • • • ∆ •
13 • • • • • • ∆ • ∆
14 • • • • ∆ • • • • •
15 • • • • • • ∆ • ∆ •
16 • • • • • • • • •
17 ∆ • ∆ ∆ • • • • •
18 • • • • • • • •
19 • • • • • • • • ∆
20 • • • • • • • • • • •
21 • • • • • • • • •
22 • • • • • • • • • • •
23 • • • • • • • •
24 • • • • • • • • • •
25 • • • • • • • • • •
26 • • • • • • • • • •
27 • • • • • • • • • •
28 • • • • • • • • • • •
29 • • • • • • • • •
30 • • • • • • • • •
31 • • • • •
Para cada dia, foi gerada uma curva da variação diária do CETV com valores médios a
cada 30 minutos. A partir destas curvas diárias foram calculadas curvas médias mensais
da variação diária do CETV para cada mês do ano de 2001. Para obtenção das curvas
médias mensais foram utilizados todos os dias de dados disponíveis em cada mês. As
curvas médias mensais possuem valores de CETV a cada 30 minutos. Também foi
130

calculado o valor de desvio padrão para cada ponto da curva mensal média. A tabela 8.1
indica os dias, em cada mês de 2001, cujos dados foram utilizados para o cálculo da
curva média. Nesta tabela também são indicados os dias com 24 horas de dados
(indicados pelo símbolo •) e os dias no quais haviam dados para apenas algumas horas
(indicados pelo símbolo ∆).
A Figura 8.9 mostra a variação média do CETV para cada mês de 2001, juntamente
com barras de erro que correspondem ao desvio padrão do CETV. Na Figura 8.10(a) os
dados de CETV da Figura 8.9 são apresentados em grupos de 3 meses para uma melhor
visualização dos valores. Na Figura 8.10(b) os dados de CETV são mostrados em um
gráfico do tipo hora local versus mês para uma melhor visualização da variação sazonal.
Fig. 8.9 – Médias mensais com desvio padrão do CETV sobre São Luís em 2001.
Observa-se nas Figuras 8.9 e 8.10 que a variação diária do CETV sobre SLZ apresenta
um máximo que ocorre no período entre 12:00 e 18:30 LT e um mínimo que ocorre em
torno das 04:30 e 06:00 LT. Observa-se também que a variação diária do CETV alcança
131

valores máximos nos meses de equinócio (setembro-outubro e março-abril), enquanto
que os valores mais baixos ocorrem nos meses de solstício (junho-julho, janeirodezembro).
(a)
(b)
Fig. 8.10 – (a) Variação do CETV médio em São Luís observado em 2001 por grupo de
meses e (b) gráfico do tipo hora local versus mês com os valores mostrados
em (a).
132

Uma primeira análise dos dados mostra que a variação média do CETV se comporta de
acordo com o esperado, com mínimos da variação diária em torno das 06:00 LT e
máximos em torno das 15:00 LT. Estas curvas de variação diária do CETV podem ser
tomadas como valores típicos do CETV para a região equatorial em períodos de
atividade solar máxima. O fluxo solar (F10.7) médio para o ano de 2001 foi 181.
Com base na Figura 8.9, podemos observar que as magnitudes do desvios padrões dos
valores noturnos de CETV não são muito diferentes dos valores diurnos. Contudo,
convém lembrar que o valor médio noturno do CETV é muito menor do que o valor
médio diurno. Para analisarmos os efeitos da presença de irregularidades ionosféricas na
variabilidade do CETV equatorial, o desvio padrão foi normalizado com relação ao
valor médio do CETV para cada intervalo de 30 minutos. Esta normalização nos dá o
valor do desvio em termos de porcentagem, com relação ao valor médio do CETV. Os
resultados desta normalização são apresentados na Figura 8.11.
A Figura 8.11(a) mostra o desvio padrão do CETV como função da hora local e mês
para o ano de 2001. Este gráfico mostra a variabilidade dia-a-dia do CETV em SLZ.
Observa-se que a maior variabilidade do CETV ocorre nos meses de equinócio,
principalmente no período das 01:00 às 03:00 LT e das 07:00 às 24:00 LT. Em todos os
meses da temporada de ESF (setembro à abril), a variabilidade do CETV também é alta
durante a noite.
No painel inferior da Figura 8.11, é mostrado um gráfico do mesmo desvio padrão do
CETV, expresso em porcentagem com relação ao valor de CETV médio. Este gráfico
mostra que nos equinócios e noites do período de ESF a variação do CETV alcança
valores próximos à 50%. Durante o dia, o desvio padrão se mantém dentro de 20%.
Klobuchar (1985) sugeriu que valores típicos de desvio-padrão do CETV estavam entre
20% e 25% para médias mensais diurnas.
133

Fig. 8.11 – (a) Desvio padrão do CETV em função do mês e hora local. (b) Desvio
padrão é expresso em porcentagem com relação ao valor de CETV médio.
Outro fator que pode influenciar na variabilidade dia-a-dia do CETV é a variabilidade
do fluxo solar. A Figura 8.12 mostra a média mensal do F10.7 e do desvio padrão para
cada mês de 2001 (barras verticais). Maiores valores de desvio padrão do F10.7
ocorreram nos meses de equinócio (março-abril e setembro-outubro) o que também
pode explicar a maior variabilidade do CETV nestes meses. O menor desvio padrão do
F10.7 ocorreu em julho, mês no qual também observou-se a menor variabilidade do
CETV.
Estes resultados têm implicação na construção de modelos ionosféricos precisos pois
mostram a dificuldade de prever-se variação diária do CETV devido à sua variabilidade
dia-a-dia intrínseca juntamente com as variações de CETV causadas por fenômenos
como as bolhas ionosféricas.
134

Fig. 8.12 – F10.7 médio mensal para o ano de 2001.
8.7 Desvio RMS do CETV sobre São Luís
Na seção anterior apresentou-se a variabilidade dia-a-dia do CETV e nesta seção
apresenta-se estimativas de flutuações do CETV, causadas por irregularidades
ionosféricas. Na seção 8.5 comentou-se a possibilidade de identificar-se a ocorrência de
irregularidades ionosféricas através das medidas do desvio RMS do CETV. Com
objetivo de ilustrar o método, foi apresentado um exemplo de medidas realizadas em
SLZ e SJC para o dia 22/09/2001.
Nesta seção, estende-se o método a todos os dados de CETV coletados em SLZ durante
o ano de 2001. Calculou-se o desvio RMS do CETV medido por todos os satélites com
elevação maior que 50 o e os valores de desvio RMS resultantes, calculados a cada
intervalo de 5 minutos, foram então agrupados por meses. A Figura 8.13 mostra o
desvio RMS calculado para cada mês de 2001.
Observa-se que o desvio RMS aumenta claramente no período noturno, iniciando-se no
mês de setembro e terminando no mês de abril, seguindo o mesmo padrão do ESF
observado por vários tipos de instrumentos no Setor Brasileiro. O desvio aumenta em
torno das 18:30 LT e se estende até as 5:00 LT do dia seguinte e ocorre durante
períodos mais longos que a cintilação nos sinais GPS pois as escalas de tamanho das
irregularidades sondadas são maiores.
135

O desvio RMS parece ocorrer mais freqüentemente e com maior magnitude no mês de
dezembro, mas isto pode estar associado à variação da atividade solar durante o ano. O
índice F10.7 médio mensal aumentou de aproximadamente 170 em janeiro para 240 em
dezembro.
Fig. 8.13 – Desvio RMS do CETV em São Luís para o ano de 2001.
8.8 Distribuição latitudinal do CETV
O campo elétrico da ionosfera equatorial é um parâmetro de grande importância na
geração de irregularidades ionosféricas, ao mesmo tempo que controla o
desenvolvimento da Anomalia Equatorial. Aparentemente, a sazonalidade do campo
elétrico dita a sazonalidade da ocorrência de irregularidades e, também do surgimento
da Anomalia Equatorial.
136

Abdu et al. (1983b) e Fejer et al. (1999) apontam a deriva vertical do plasma equatorial
como fator decisivo na geração das irregularidades enquanto que Whalen (1998) mostra
que a velocidade desta mesma deriva vertical também está diretamente relacionada à
manifestação dos picos de densidade da Anomalia Equatorial.
Recentemente, alguns trabalhos, como por exemplo, Mendillo et al. (2000), Valladares
et al. (2001) e Mendillo et al. (2001) têm utilizado dados de CET coletados por
receptores GPS ao longo da costa oeste da América do Sul, para estudar a anomalia
equatorial durante eventos de ESF. Uma análise bem sucedida dos dados pode mostrar a
distribuição latitudinal do CET ao longo do dia e a formação da Anomalia Equatorial
noturna. Neste trabalho, com o objetivo de se obter informações a respeito da
distribuição latitudinal do CET sobre a região Brasileira combinaram-se os dados
coletados pelas estações GPS de SLZ e SJC procurando-se desenvolver perfis
latitudinais da distribuição do CETV.
Para a construção dos perfis foram utilizados dados de satélites com elevação maior que
20 o o que resulta na cobertura latitudinal mostrada na Fig. 8.1, desde aproximadamente
+10 o até aproximadamente –30 o latitude dip. Também foram realizadas médias
aritméticas simples do CETV a cada intervalo de 1 o de latitude dip com valores de
CETV coletados em intervalos de tempo de 1 hora.
A Figura 8.14 mostra vários perfis latitudinais do CETV para vários intervalos horários
do dia 16/08/2001. Estes perfis são médias do CETV calculadas para intervalos de 1 o de
latitude dip dentro do intervalo de 1 hora. Os intervalos horários são indicados em cada
painel. Na noite deste dia não foi observada a ocorrência de cintilações, tanto em SLZ
quanto em SJC. As barras verticais nos dados da Figura 8.14 correspondem ao desvio
padrão de cada média. A curva em preto é uma interpolação polinomial (ordem 6) dos
dados de CETV.
137

Fig. 8.14 – Perfis latitudinais do CETV para o dia 16/08/2001. Dados coletados em SJC
(•), em SLZ (*) e interpolação polinomial (⎯).
As medidas de CET realizadas pelo receptor de SLZ (*) cobrem a faixa de
aproximadamente +10 o a –10 o de latitude dip, enquanto que o receptor de SJC (•) cobre
a faixa de aproximadamente –10 o a –30 o latitude dip. A concordância entre os dados
coletados pelas duas estações foi considerada muito boa, levando-se em conta todas as
incertezas que existem no método de medida do CETV utilizando sinais GPS. Os
valores de CETV medidos em latitudes dip próximas (em torno de –10 o ) são bastante
parecidos. Esta observação serve como indicação da boa calibração dos dois receptores
o que é uma das principais preocupações de estudos de CET realizados com dados GPS.
138

8.8.1 Distribuição latitudinal do CETV durante dias com ocorrência de ESF
A Figura 8.14 mostra uma série de perfis latitudinais do CETV para um dia
(16/08/2001) fora da temporada de ocorrência do ESF. Neste dia, a Anomalia Equatorial
não é tão pronunciada e como esperado, não se observa a ocorrência de flutuações do
CET associadas a bolhas ionosféricas. A Figura 8.15 mostra um outro caso para o dia
04/12/2001, no qual observou-se uma Anomalia Equatorial noturna bem pronunciada e
também o fenômeno do ESF.
No exemplo da Figura 8.15 observa-se: (1) o aumento considerável do CETV em
latitudes em torno de –15 o , principalmente no período das 20-24 LT e (2) o alto desvio
padrão do CETV para os dados nestas latitudes. Este aumento do CETV é manifestação
da Anomalia Equatorial noturna e o alto desvio padrão é associado à ocorrência das
bolhas ionosféricas que fazem com que as medidas do CETV variem bastante de satélite
para satélite. Na Figura 8.15 pode-se observar o movimento do pico da Anomalia
Equatorial que, inicialmente surge em torno de ~ -12 o (17-18 LT) e então se move até
~–18 o (20-21 LT) e logo após retorna até ~-13 o (23-24) LT.
A razão entre o CETV no pico da Anomalia e o CETV no equador é de
aproximadamente 3. Mendillo et al. (2001) reportou uma razão média de 2,8 para uma
campanha de medidas realizadas no Peru durante o período de 18 a 30 de setembro de
1998. No estudo de Mendillo et al. (2001) a rede de receptores GPS utilizada
possibilitava uma cobertura desde –24 o até +22 o de latitude dip o que permitiu a
visualização dos dois picos (norte e sul) da Anomalia. Na época das observações de
Mendillo et al. (2001) e das mostradas neste trabalho, o pico mais pronunciado é o do
hemisfério Norte, devido à ação do vento neutro meridional. Contudo, as observações
realizadas com os dados de SLZ e SJC somente permitem o estudo da Anomalia
Equatorial no hemisfério Sul.
139

Fig. 8.15 – Perfil latitudinal do CETV para o dia 04/12/2001 quando a Anomalia
Equatorial é bem pronunciada.
8.9 Geração de mapas da distribuição latitudinal do CETV
Com objetivo de criarem-se mapas da distribuição latitudinal do CETV versus hora
local foram criadas matrizes de dados (latitude dip vesus hora local) e realizadas
interpolações para que se pudesse preencher lacunas de latitudes nas quais não haviam
dados coletados pelo GPS. O valor de CETV para cada grau de latitude, e a cada hora,
consiste de uma média dos valores de CETV daquele ponto (se disponível) mais os
pontos disponíveis em torno dele (latitudes acima e abaixo e horários anteriores e
posteriores). Esta metodologia permite interpolar regiões onde não haviam dados,
permitindo também uma primeira suavização das curvas de CETV.
140

8.9.1 Procedimentos para a geração dos mapas de CETV
A Figura 8.16 ilustra o método de geração dos perfis latitudinais de CETV ao longo de
um dia, o qual será referido como Método de Interpolação e Extrapolação por Médias
Simples ou MIEMS e que pode ser resumido da seguinte forma:
Inicialmente, calcula-se a latitude e longitude geográfica do ponto sub-ionosférico (em
400km) de todos os dados disponíveis. Logo em seguida, calcula-se a latitude dip de
cada ponto sub-ionosférico. Então, são calculadas as médias de CETV para intervalos
de 1 hora e intervalos de 1 grau de latitude dip. Os valores resultantes deste
procedimento inicial são mostrados no painel (a) da Figura 8.16. Observa-se que em
alguns pontos não apresentam valores de CETV (espaços em branco). Isto significa que
não houve passagem de satélite GPS naquela determinada latitude e naquele intervalo
de tempo.
O procedimento seguinte consiste em calcular o valor de CETV para cada coordenada
da grade ou matriz de dados, que é dado por latitude dip e hora local. Cada valor em
uma determinada coordenada será o resultado do valor médio do CETV naquela
coordenada (se disponível) mais os 8 valores disponíveis em torno daquela coordenada.
Os valores resultantes deste procedimento são mostrados no painel (b) da Figura 8.16.
Observa-se que muitos dos pontos da matriz de dados nos quais não haviam dados,
foram estimados. Uma análise mais detalhada também mostra que os valores do perfil
também foram suavizados.
Por último, é aplicada uma média corrida de 3 pontos dos valores de CETV para cada
latitude dip, ou seja, para cada hora de uma determinada latitude dip, e o valor de CETV
vai ser a média do valor naquele horário mais os valores do horário anterior e do horário
posterior (se disponíveis). O valores resultantes deste procedimento são mostrados no
painel (c) da Figura 8.16.
141

Fig. 8.16 – Passos para obtenção da variação do perfil latitudinal do CETV com a hora
local para o dia 16/08/2001: (a) dados brutos, (b) dados interpolados e (c)
dados suavizados.
Mais recentemente, também aplicou-se a técnica de Spline cúbica (“Cubic Spline”) para
a interpolação dos pontos para os quais não haviam dados de CETV. A interpolação
utilizando Spline (Lindfield e Penny, 1995) é um método numérico bastante conhecido e
uma rotina computacional para a sua aplicação já é disponível em programas comerciais
como o Matlab. O resultado foi muito semelhante ao obtido com a metodologia
explicada anteriormente, contudo, a suavização dos dados é menor. A Figura 8.17
mostra o exemplo do perfil obtido ao utilizar-se Spline cúbica para a interpolação de
pontos, e logo em seguida uma média corrida de 3 pontos para o conjunto de dados de
cada latitude dip. Os dados que geraram o gráfico da Figura 8.17 são os mesmos que
geraram os gráficos da Figura 8.16 (b).
142

Fig. 8.17 – Variação diária do perfil de CETV utilizando Spline.
8.10 Distribuição do CETV para os dias 22 e 23 de Setembro de 2001
Devido ao limitado número de dados simultâneos coletados em SLZ e SJC não foi
possível realizar um estudo estatístico da distribuição do CET sobre a região Brasileira.
Contudo, foi possível selecionar alguns dias de interesse ao estudo do ESF nos quais
haviam dados simultâneos em SJC e SLZ, como por exemplo, os dia 22 e 23 de
setembro de 2001.
A noite do dia 22 para o dia 23/09/2001 foi uma típica noite de ocorrência de ESF. De
acordo com os resultados apresentados no Capítulo 7, setembro é o mês no qual iniciase
a ocorrência freqüente das irregularidades ionosféricas. No dia 22, observaram-se
cintilações nos sinais GPS coletados pelas estações de SLZ e SJC. Também foram
observados fortes espalhamentos nos ionogramas registrados por estas duas estações.
Contudo, na noite seguinte de 23 de setembro, não foram observadas cintilações nos
sinais GPS ou espalhamento nos ionogramas tanto em SLZ quanto em SJC. Este é um
típico exemplo da variabilidade dia-a-dia do ESF e a seguir é realizada uma análise do
comportamento do CET em função da latitude para estes dois dias.
143

8.10.1 Condições de ESF para os dias em estudo
As Figuras 8.18 e 8.19 mostram um mapa que compreende o território brasileiro sobre o
qual são mostradas as trajetórias dos pontos sub-ionosféricos dos sinais GPS para os
dias 22 e 23 de Setembro de 2001. Sobre as trajetórias são mostrados os valores de S 4
em uma escala de tons de cinza e tamanho de círculos que representam o índice S 4 .
Nos mapas das Figuras 8.18 e 8.19 são mostrados apenas os dados de cintilação
coletados pelas estações de SLZ e SJC. Contudo, dados das demais estações Brasileiras
podem ser adicionados de forma que uma maior resolução espacial possa ser obtida. No
Capítulo 6 (Figura 6.11) o mesmo tipo de gráfico é mostrado com dados de várias
estações GPS. Nesta análise, é dado enfoque aos dados coletados em SLZ e SJC de
onde também foram coletados os dados de CET.
Fig. 8.18 – Distribuição do índice S 4 medido pelos monitores de cintilação de SJC e
SLZ sobre o Território Brasileiro no dia 22/09/2001 durante o período das
18:00 as 24:00 horas, horário de Brasília (BST).
144

Fig. 8.19 – Mesmo que a Figura 8.18 para o dia 23/09/2001.
8.10.2 Análise da distribuição latitudinal do CETV
Nas Figuras 8.20 e 8.21 são apresentados os perfis horários da distribuição latitudinal do
CETV para os dias 22 e 23/09/2001, respectivamente, para intervalos horários das 18:00
LT até 01:00 LT. No dia 22, quando ocorreu o ESF, é possível observar que a Anomalia
Equatorial começa a surgir em torno de –10 o de latitude dip às 18:00-19:00 LT. O pico
da Anomalia começa então a se mover em direção a latitudes maiores até que atinge
aproximadamente –18 o de latitude dip no período das 20:00-21:00 LT.
Existe uma discordância entre os valores de CETV medidos pela estação de SJC e SLZ,
principalmente nos horários entre 22:00 e 01:00 LT, para as latitudes próximas à –10 o .
Isto mostra o quanto o CETV é variável durante a ocorrência do ESF e como é difícil o
seu monitoramento durante estes períodos. A diferença de CETV medido por SJC e
SLZ pode ser causada pelo fato de que, apesar das estações estarem medindo a mesma
145

latitude dip, as longitudes podem ser diferentes e durante a ocorrência de bolhas os
gradientes longitudinais de densidade são muito altos.
No dia 23 (Figura 8.21), um aumento de CETV começa a ser produzido em torno das
18-19 LT, contudo, este aumento não evolui e a Anomalia Equatorial se torna bem
menos pronunciada do que no dia 22. Neste dia, no qual não ocorreram bolhas
ionosféricas, a concordância entre os dados de CETV das duas estações GPS é muito
boa durante toda a noite. Cabe lembrar que os pontos sub-ionosféricos sondados neste
dia são praticamente os mesmos sondados no dia anterior. Com a ausência das bolhas,
os gradientes longitudinais, assim como os gradientes latitudinais, não se tornam tão
altos fazendo com que a variabilidade espacial do CETV seja visivelmente menor.
Fig. 8.20 – Distribuição latitudinal do CETV para o dia 22/09/2001.
146

Fig. 8.21 – Distribuição latitudinal do CETV para o dia 23/09/2001.
No dia 22, a razão entre o CETV no equador e o CETV no pico da Anomalia alcançou o
valor de 3, enquanto que no dia 23 esta razão não passou de 1,5. Mendillo et al.(2001)
também observaram que a Anomalia Equatorial não é tão pronunciada durante dias nos
quais não ocorre o ESF. Isto é coerente, já que o agente principal da ocorrência do ESF
e da manifestação da Anomalia é o mesmo: o pico de pré-reversão da deriva vertical do
plasma no equador. Um fraco pico pré-reversão explicaria o fraco Efeito Fonte (e fraca
Anomalia) e não-ocorrência de cintilação e de ESF de um modo geral no dia 23.
Mendillo et al. (2001), também propuseram utilizar a razão entre o valor de CETV
medido no maior pico da Anomalia Equatorial (Sul ou Norte) e o valor de CETV
medido no equador para prever a ocorrência do ESF. Eles observaram que em 85% dos
dias em que ocorreram cintilações, a razão entre o CETV na Anomalia e no equador
excedia 4. Batista et al. (1999) propôs um método semelhante utilizando dados de foF2
coletados em Fortaleza (FZ), próximo ao equador magnético e Cachoeira Paulista (CP),
próximo ao pico da Anomalia Equatorial. Se a razão do foF2 (CP/FZ) excedesse 1,5 no
147

horário próximo ao pôr-do-sol, isto serviria como primeiro indicativo da possível
ocorrência de ESF.
A Figura 8.22 mostra, em um mesmo gráfico, as interpolações polinomiais dos perfis
latitudinais para os dias 22 e 23 para comparação do comportamento do CETV durante
estes dois dias.
Fig. 8.22 – Distribuição latitudinal do CETV durante o dia 22/09/2001 (⎯), com ESF, e
dia 23/09/2001 (---), sem ESF.
Pode-se ter uma estimativa do pico de pré-reversão analisando-se os dados de altura
virtual da base da camada F (h’F) obtidos através de ionogramas. A Figura 8.23(a)
mostra a variação de h’F e também da altura do pico (hmF2) da camada F para os dias
22 e 23. A variação de h’F mostra que a base da camada no equador (em SLZ) se eleva
148

apidamente no dia 22 atingindo aproximadamente 500 km de altitude. Contudo, no dia
23 a camada sequer atinge 300 km de altitude. Esta inibição da deriva vertical da
camada inibe também o surgimento completo da Anomalia Equatorial.
Na Figura 8.23(b) também são mostrados os valores de freqüência critica da camada F2
(foF2) medidas pelas ionossondas de SLZ e Cachoeira Paulista (CP), que situa-se a
~110km de SJC. No dia 23, o foF2 sobre CP não aumenta após o pôr-do-sol como nos
dias anteriores.
Os dados de Kp e Dst mostrados na Figura 8.23(c) e (d) indicam a ocorrência de uma
perturbação magnética no período das 9:00 às 15:00 LT do dia 23/09. Tempestades
magnéticas podem inibir a ocorrência de cintilações ou o ESF de um modo geral (por
exemplo, Aarons, 1991; Kumar e Gwal, 2000). Existes casos, contudo, nos quais
perturbações magnéticas podem fazer com que o ESF se manifeste, mesmo após a meianoite
local e em dias fora do período de sua ocorrência (por exemplo, Aarons e
DasGupta, 1984; DasGupta et al., 1985; Kumar e Gwal, 2000).
Os resultados de Aarons (1991) sugerem que os efeitos das tempestades magnéticas na
inibição ou geração de irregularidades ionosféricas equatoriais dependem das formas
das tempestades quando analisadas com dados de Dst e da hora local. Aarons (1991)
propôs que um distúrbio magnético que ocorra no período da tarde (antes do pôr-do-sol)
tende a inibir o desenvolvimento das irregularidades. Esta hipótese está de acordo com o
resultado obtido para o dia 23, que sugere que o distúrbio magnético observado no
período próximo ao meio-dia inibiu o pico pré-reversão e a ocorrência do ESF.
149

Fig. 8.23 – (a) Variação temporal de h’F e hmF2 em São Luís, (b) variação temporal do
foF2 em São Luís e São José dos Campos, (c) variação temporal do índice
Kp e (d) do índice Dst.
8.10.3 Mapas da distribuição do CETV
As Figuras 8.24 (a) e (b) mostram mapas da distribuição do CETV para os dias 22 e 23,
respectivamente, e para o período das 18:00 às 25:00 (01:00) LT. Os valores de CETV
destes mapas foram obtidos utilizando a técnica descrita na Seção 8.9 (MIEMS). Os
mapas mostram, como discutido anteriormente, que no dia 22 a Anomalia Equatorial foi
muito mais pronunciada do que no dia 23 e que os valores de CETV no equador
mantiveram-se altos até mesmo à meia-noite local.
150

(a)
(b)
Fig. 8.24 – Mapas de distribuição do CETV para os dias (a) 22/09/2001 (com ESF) e (b)
23/09/2001 (sem ESF).
151

CAPÍTULO 9
CONCLUSÕES
Quanto à comparação de dados de cintilação e ESF observado por outras técnicas:
Para a comparação de mapas RTI e dados de cintilação em sinais GPS foram utilizados
apenas dados do satélite GPS de maior elevação a cada minuto. Apesar do feixe do
radar e os pontos sub-ionosféricos dos sinais GPS não se localizarem exatamente no
mesmo ponto ionosférico, obteve-se uma boa concordância entre a ocorrência de
plumas e cintilações nos sinais GPS. Ecos mais intensos do radar estavam associados ao
aumento do índice S 4 que representa a intensidade das cintilações. Aparentemente,
estruturas do tipo “bottom-type” mostradas pelo radar podem não causar cintilação nos
sinais GPS.
A ocorrência das plumas se mostrou muito mais curta do que a ocorrência das
cintilações. Isto reforça a teoria de que irregularidade de menor escala de tamanho
decaem mais rapidamente. Também foram comparados dados de espalhamento em
ionogramas com dados de cintilação. Novamente, o fato de que irregularidades de
menor escala de tamanho decaem mais rapidamente pode explicar a maior duração da
ocorrência do ESF observado em ionogramas se comparado com cintilações. Tanto o
radar quanto a digissonda mostraram-se sensíveis a estruturas na porção inferior da
camada F. Contudo, não se observaram cintilações nos sinais GPS durante a ocorrência
destas estruturas.
Também foram utilizados dados dos satélites GPS de maior elevação para comparar a
ocorrência de cintilações e depleções de luminescência atmosférica observadas por um
fotômetro zenital. A concordância entre as depleções observadas pelo fotômetro e as
cintilações foi muito boa durante o período que antecede a meia-noite local. Após a
153

meia-noite local, as bolhas ionosféricas observadas pelo fotômetro não estavam
claramente associadas à ocorrência de cintilações. Mais uma vez, esta observação pode
ser explicada pelo decaimento mais rápido de irregularidades de menor escala de
tamanho. As irregularidades que causam cintilação estão imersas em bolhas ionosféricas
que são depleções de plasma de larga-escala (várias centenas de quilômetros). Estas
bolhas são geradas à oeste do ponto de observação e movem-se para leste. Quando as
bolhas passaram sobre a região sondada pelo fotômetro, as irregularidades menores já
haviam decaído. Basu et al. (1983) mostraram com dados de cintilação e medidas in situ
de densidade eletrônica que o desvio RMS de densidade é maior durante o período
anterior à meia-noite local.
Quanto ao estudo estatístico da ocorrência de cintilações em SJC:
A comparação entre dados de cintilação e observações do ESF por outros instrumentos
mostra que receptores GPS são ferramentas bastante úteis para o estudo das
irregularidades ionosféricas. Com os dados dos monitores de cintilação foi possível
determinar a variação sazonal de ocorrência das irregularidades que causam cintilação
nos sinais GPS, para dados coletados em SJC. Esta ocorrência segue o padrão de
ocorrência do fenômeno de espalhamento da camada F para longitudes Brasileiras
determinado por outros tipos de equipamentos de sondagem ionosférica.
As cintilações em São José dos Campos ocorrem predominante durante os meses de
setembro à abril e durante o período das 20:00 às 01:00 LT. A intensidade das
cintilações também parece ser maior nos meses de setembro/outubro e fevereiro/março.
Esta maior intensidade das cintilações pode estar associada a uma anomalia de Appleton
mais pronunciada durante esses meses, como mostrado por Souza (1992).
Foi possível observar também que o fluxo solar age de forma a aumentar a porcentagem
de ocorrência das irregularidades. Adicionalmente, a intensidade das cintilações
também tende a aumentar com o aumento da atividade solar. Contudo, observa-se que,
154

para valores muito altos de F10.7 ( > ~175) não observa-se um correspondente aumento
da ocorrência das irregularidades e intensidade das cintilações (com exceção do mês de
março). Explicações sugeridas para esta observação envolvem um efeito de saturação da
densidade eletrônica da camada F ou o deslocamento do pico da Anomalia Equatorial
para latitudes além de São José dos Campos.
Quanto ao estudo do CET:
Utilizando dois receptores dupla – freqüência foi possível determinar o Conteúdo
Eletrônico Total vertical sobre São Luís (SLZ) e São José dos Campos (SJC).
Foram apresentados exemplos de cintilações associadas a flutuações do CET causadas
por bolhas ionosféricas. Determinou-se o CET vertical para ambas as estações sendo
possível identificar a ocorrência do fenômeno da Anomalia de Appleton no período
noturno sobre SJC.
Com os dados de SLZ foi possível determinar a variação diária e sazonal do CETV
sobre o equador magnético. Máximos de CETV foram observados nos meses de
equinócio (setembro-outubro e março-abril). Mínimos do CETV foram observados nos
meses durante o solstício de inverno do hemisfério sul (junho e julho).
Uma maior variabilidade dia-a-dia do CETV foi observada nos meses de equinócio. As
bolhas ionosféricas que ocorrem no período noturno durante os meses de setembro à
abril também parecem influenciar na variabilidade do CETV.
Um método baseado no desvio RMS do CETV foi sugerido para uso na identificação da
ocorrência de irregularidades ionosféricas. O calculo do RMS foi realizado para todos
os dados disponíveis de SLZ e alguns casos exemplos de SJC. Os resultados mostram
que o desvio de CETV é maior em SJC do que em SLZ o que pode estar relacionado à
155

maior intensidade de cintilações observada nesta estação. A ocorrência de maiores
valores de desvio RMS seguem o padrão de ocorrência do ESF o que sugere que este
método pode ser utilizado para uma primeira estimativa da ocorrência de
irregularidades.
Combinando dados de CETV coletados simultaneamente em SLZ e SJC foi possível
calcular perfis latitudinais do CETV. A concordância entre os dados coletados pelas
duas estações foi muito boa. Com os perfis obtidos é possível estudar a dinâmica e
intensidade da Anomalia de Appleton no Hemisfério Sul. Também foram sugeridos
métodos para o desenvolvimento de mapas da distribuição latitudinal do CETV que
podem ser utilizados para estudar o comportamento do CET durante fenômenos do ESF
e também de outros fenômenos geofísicos como tempestades magnéticas, eclipses,
dentre outros. Contudo, mostrou-se que durante os períodos de cintilação, a
determinação de perfis latitudinais do CETV é prejudicada devido provavelmente aos
altos gradientes de densidade do plasma ionosférico causado pelas bolhas ionosféricas.
Um estudo de caso mostrou que um desenvolvimento incompleto da Anomalia indica a
não-ocorrência de ESF. O surgimento da Anomalia de Appleton e a ocorrência de
irregularidades ionosféricas estão associados através do pico de pré-reversão do campo
elétrico da região F equatorial. Resultados mostram que a ausência desse pico que pode
ser, em determinadas situações, indiretamente inferido através da análise da altura da
base da camada (h’F), resulta em uma fraca (ou inexistente) Anomalia Equatorial e na
ausência de ESF. A inibição do pico de pré-reversao pode estar associado à ocorrência
de uma tempestade magnética, por exemplo, como mostrado neste trabalho.
A Anomalia de Appleton noturna mostrada pelos perfis de CETV e que se localiza em
torno de –10 o a –20 o pode ser a responsável pela maior intensidade das cintilações
observada nesta região. Contudo, é possível que existam casos em que as cintilações
mais intensas não ocorram exatamente na região do pico da Anomalia Equatorial. Isto
pode ser explicado pelo fato de que as intensidade das cintilações também dependam de
156

fatores tais como altura e espessura da camada de irregularidades, além da densidade
eletrônica.
Por fim, pode-se dizer que obteve-se um maior conhecimento sobre a ocorrência de
cintilações e distribuição do CETV sobre o Território Brasileiro. Estes resultados vêm a
colaborar na melhor compreensão dos fenômenos físicos que ocorrem na ionosfera
equatorial e de baixas latitudes. Estes resultados também podem ser utilizados em
aplicações práticas como no desenvolvimento de Sistemas de Aumentação para o GPS.
157

CAPÍTULO 10
SUGESTÕES PARA TRABALHOS FUTUROS
Neste Capítulo são listados alguns temas de pesquisa que não foram abordados nesta
dissertação e que podem ser estudados futuramente:
1) Estudo dos efeitos da atividade magnética sobre a inibição / geração de
irregularidades que causam cintilação nos sinais GPS.
2) Estudo estatístico da região de maior intensidade das cintilações e da localização do
pico da Anomalia Equatorial
3) Estudo da velocidade zonal das irregularidades ionosféricas utilizando o método de
receptores GPS espaçados.
4) Estudo estatístico sobre a distribuição latitudinal do CETV sobre o Território
Brasileiro para períodos com e sem o fenômeno do ESF.
5) Análise dos dados de cintilação e CET coletados durante o experimento de pontos
conjugados (COPEX).
6) Comparação da variação diária do CETV sobre São Luís e São José dos Campos
com valores previstos por modelos, como por exemplo, o “International Reference
Ionosphere - IRI” (versão mais recente).
159

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IEEE, v. 70, n. 4, p.324-360, Abr. 1982.
169

APÊNDICE A
DESCRIÇÃO DO ARQUIVO SUMÁRIO
A Tabela A.1 mostra algumas linhas de dados gravados em um arquivo sumário.
Tabela A.1 – EXEMPLO DE DADOS GRAVADOS NO ARQUIVO SUMÁRIO.
SAO JOSE DOS CAMPOS BRAZIL
ABC-1998 CAMPAIGN
4085.0 -4209.2 -2498.5
2000 3 31 21 2
1
2100 8 104
02 11318.3 -15618.5 -17488.8 -1363 2458 0 0.09 90 9999
07 19999.4 -16823.2 4172.9 2271 2263 0 0.06 40 9999
08 19252.3 -3828.9 -18176.3 -885 3612 0 0.05 9999 9999
10 -1533.4 -26399.5 -650.3 -2016 2305 0 0.06 90 9999
13 19510.3 -17005.2 -5668.0 -1537 2540 0 0.08 94 9999
18 23117.5 -6180.0 11411.9 -3773 4663 0 0.04 9999 9999
26 -6198.2 -13952.5 -21722.0 3051 2656 0 0.05 51 9999
27 22290.1 -1129.8 -14684.3 -1603 3194 0 0.05 9999 9999
As cinco primeiro linhas fazem parte de um cabeçalho inicial do arquivo com as
seguintes informações:
1 a linha: Estação de Observação
2 a linha: Informação adicional
3 a linha: Coordenadas ECEF do receptor
4 a linha: Ano Mês Dia Hora Minuto
5 a linha: 1 (fim do cabeçalho)
A partir da sexta linha são gravados conjuntos de dados referentes a análise de um
minuto (3000 amostras) do sinal GPS (L1 = 1,57542 GHz), de cada satélite rastreado
naquele minuto. Logo após, segue uma linha de sub-cabeçalho com as informações:
1 a coluna: Hora (HHMM)
2 a coluna: Número de satélites (n) rastreados naquele minuto
3 a coluna: Potência de ruído
E então, segue-se “n” linhas com as seguintes informações sobre os satélites rastreados:
171

1 a coluna: Identificação do satélite (PRN)
2 a coluna: Coordenada ECEF X
3 a coluna: Coordenada ECEF Y
4 a coluna: Coordenada ECEF Z
5 a coluna: Deslocamento Doppler (Hz) do sinal GPS
6 a coluna: Potência em banda larga (WBP)
7 a coluna: Número que indica quantas vezes o “lock” foi perdido naquele minuto
8 a coluna: Índice de cintilação S 4
9 a coluna: Largura de auto-correlação do sinal
10 a coluna: Não utilizado
172

APÊNDICE B
DESCRIÇÃO GERAL DOS PROCEDIMENTOS PARA
OBTENÇÃO DOS ARQUIVOS TEC
Os procedimentos básicos para a obtenção dos arquivos TEC, com valores de CET
ionosférico a partir dos arquivos binários de dados gravados pelos receptores
TurboRogue ICS-4000Z são listados logo a seguir.
1 o Procedimento: Conversão dos arquivos binários (extensão .bin) gravados pelos
receptores TurboRogue ICS-4000Z para arquivos texto (ASCII). Para esta conversão
utiliza-se o programa CONVERT.EXE. Neste programa seleciona o tipo de saída
TURBO ASCII cuja estrutura é descrita no manual de usuário dos receptores
TurboRogue (AOA, 1995). O novo arquivo terá extensão “.dat” e ao nome do arquivo
será adicionado as letras “sl”, se os dados se referem à estação de São Luís e “sj” se os
dados foram coletados na estação de São José dos Campos. Por exemplo, o
CONVERT.EXE deverá criar para o arquivo binário “100101.bin” gravado pela estação
de São Luís, um arquivo texto com o nome “100101sl.dat”.
2 o Procedimento: Organização dos dados em colunas. Após a conversão dos arquivos
binários em arquivos TURBO ASCII é necessário criar um novo arquivo texto no qual
as informações que interessam ao cálculo do CET estarão organizadas em colunas. Isto
facilitará a leitura dos arquivos de dados pelos programas computacionais de redução e
análise. O novo arquivo é criado com o programa TECEXT_P.EXE, com a mesmo
nome mas com extensão “.col”. Por exemplo, o TECEXT_P.EXE deverá criar para o
arquivo “100101sl.dat”, um novo arquivo texto com o nome “100101sl.col”.
Neste novo arquivo estão contidas as seguintes informações:
1 a coluna: Tempo em segundos desde 6 de janeiro de 1980
173

2 a coluna: PRN do satélite rastreado
3 a coluna: Azimute do satélite rastreado
4 a coluna: Elevação do satélite rastreado
5 a coluna: Razão sinal-ruído (SNR) do código P no sinal L2
6 a coluna: Retardo de código (em períodos do código P)
7 a coluna: Retardo de fase (em ciclos de L1)
A Tabela A.2 mostra algumas linhas de dados formatados em colunas.
Tabela A.2 – exemplo de dados formatados em colunas pelo programa tecext_p.exe.
1.448333 29 164.9 68.8 704.00000 100.947763 -182.583594
1.448611 29 164.9 68.8 702.00000 101.628933 -182.607059
1.448889 29 164.9 68.8 704.00000 100.528581 -182.590566
1.449167 29 164.9 68.8 703.00000 101.209751 -182.615901
1.449444 29 164.9 68.8 704.00000 100.318990 -182.612160
1.449722 29 164.9 68.8 702.00000 101.366944 -182.621342
1.450000 29 164.9 68.8 699.00000 102.467296 -182.633414
3 o Procedimento: Após as informações terem sido formatadas em colunas pelo
TECEXT_P.EXE, os dados então são lidos pela rotina computacional GERA_E10.m
para que sejam realizadas as seguintes tarefas:
3.1 Cálculo dos valores de CET e CET vertical. As informações de atraso instrumental
dos satélites, disponível em ftp.unibe.ch//aiub/BSWUSER/ORB/, também são
adicionadas no cálculo.
3.2 Divisão dos dados em arquivos diários com estruturas de nome do tipo
“ddmmaaST.e10”, onde ‘mm’ corresponde ao mês, ‘dd’ ao dia, ‘aa’ ao ano e ST à
estação onde os dados foram coletados (‘sj’ para São José dos Campos e ‘sl’ para São
Luís). Neste arquivo somente estão presentes dados de satélites com elevação maior que
10 o .
Os valores de saída então são gravados em colunas nos arquivos diários de extensão
“e.10” na seguinte disposição:
1 a coluna: Hora Universal
174

2 a coluna: PRN do satélite rastreado
3 a coluna: Valor de atraso instrumental do satélite
4 a coluna: Azimute do satélite rastreado
5 a coluna: Elevação do satélite rastreado
6 a coluna: Valor de cosχ conforme equação 4.54 utilizado no cálculo do CET
vertical
7 a coluna: Razão sinal-ruído (SNR) do código P no sinal L2
8 a coluna: CET absoluto na linha de visada do sinal, a partir do código
9 a coluna: CET relativo na linha de visada do sinal, a partir da fase
10 a coluna: CET absoluto vertical, a partir do código
11 a coluna: CET relativo vertical, a partir da fase
4 o Procedimento: Leitura dos arquivos E10 pela rotina GERA_TEC.m. Esta rotina
realiza a correção de perdas de ciclo e nivelamento do CET fase. O CET nivelado é
obtido somando-se aos valores de CET relativo, o valor médio de diferença entre o CET
absoluto e o CET relativo. A estrutura do arquivo de saída, com mesmo nome do
arquivo de entrada e saída TEC é a seguinte:
1 a coluna: Hora Local
2 a coluna: PRN do satélite rastreado
3 a coluna: Valor de atraso instrumental do satélite
4 a coluna: Azimute do satélite rastreado
5 a coluna: Elevação do satélite rastreado
6 a coluna: Valor de cosχ conforme equação 4.54 utilizado no cálculo do CET
vertical
7 a coluna: Razão sinal-ruído (SNR) do código P no sinal L2
8 a coluna: CET absoluto na linha de visada do sinal, a partir do código
9 a coluna: CET oblíquo fase (corrigido e nivelado)
10 a coluna: CET absoluto vertical, a partir do código
11 a coluna: CET vertical fase (corrigido e nivelado)
175

PUBLICAÇÕES TÉCNICO-CIENTÍFICAS EDITADAS PELO INPE
Teses e Dissertações (TDI)
Manuais Técnicos (MAN)
Teses e Dissertações apresentadas
nos Cursos de Pós-Graduação do
INPE.
Notas Técnico-Científicas (NTC)
São publicações de caráter técnico
que incluem normas, procedimentos,
instruções e orientações.
Relatórios de Pesquisa (RPQ)
Incluem resultados preliminares de
pesquisa, descrição de equipamentos,
descrição e ou documentação de
programa de computador, descrição de
sistemas e experimentos, apresentação
de testes, dados, atlas, e documentação
de projetos de engenharia.
Propostas e Relatórios de Projetos
(PRP)
Reportam resultados ou progressos de
pesquisas tanto de natureza técnica
quanto científica, cujo nível seja
compatível com o de uma publicação
em periódico nacional ou internacional.
Publicações Didáticas (PUD)
São propostas de projetos técnicocientíficos
e relatórios de acompanhamento
de projetos, atividades e convênios.
Publicações Seriadas
Incluem apostilas, notas de aula e
manuais didáticos.
Programas de Computador (PDC)
São os seriados técnico-científicos:
boletins, periódicos, anuários e anais
de eventos (simpósios e congressos).
Constam destas publicações o
Internacional Standard Serial Number
(ISSN), que é um código único e
definitivo para identificação de títulos
de seriados.
São a seqüência de instruções ou
códigos, expressos em uma linguagem
de programação compilada ou interpretada,
a ser executada por um
computador para alcançar um determinado
objetivo. São aceitos tanto
programas fonte quanto executáveis.
Pré-publicações (PRE)
Todos os artigos publicados em
periódicos, anais e como capítulos de
livros.