Significados dos índices solares:
Os índices A e K representam as medições do comportamento do campo magnético da Terra e do seu entorno.
O índice K varia de 0 a 9 e mede a variação da componente horizontal do campo geomagnético. Um novo valor de K é determinado e informado a cada 3 horas baseado nas medições do magnetômetro do observatório de Boulder no Colorado (USA) e é divulgado pela rádio WWV.
O índice Kp (planetarische Kennziffer) ou índice planetário é a média dos valores observados em 13 diferentes estações ao redor do mundo, sendo 11 no hemisfério norte e 2 no hemisfério sul (Austrália e Nova Zelândia); obviamente existe um índice Ap que é obtido da mesma forma. O valor de KP é utilizado para determinar o valor de G, que será abordado abaixo, observando-se a seguinte correlação:
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Índice Planetário - Kp |
Nível da Tempestade Geomagnética |
|---|---|
|
Kp=5 |
G1 |
|
Kp=6 |
G2 |
|
Kp=7 |
G3 |
|
Kp=8 |
G4 |
|
Kp=9 |
G5 |
Para valores de Kp entre 0 a 4 considera-se G = 0.
O índice A varia de 0 a 400 e expressa o intervalo de perturbações do campo geomagnético (Terra). Este índice é obtido pela média das 8 medições (8.3=24) do valor de K. A primeira estimativa de A é feita às 21:00 UTC, baseado nas últimas 7 medições e 1 um valor estimado. Ás 00:00 UTC é informado o valor correto de A em função dos valores conhecidos.
O valor de A é obtido na tabela abaixo:
|
K |
A |
|---|---|
|
0 |
0 |
|
1 |
3 |
|
2 |
7 |
|
3 |
15 |
|
4 |
27 |
|
5 |
48 |
|
6 |
80 |
|
7 |
140 |
|
8 |
240 |
|
9 |
400 |
Os índices G, S e R significam:
G Indica a ocorrência de tempestade geomagnética
S Indica a ocorrência de tempestade solar
R Indica a ocorrência de blackout de rádio
A tabela abaixo relaciona os graus de intensidade dos fatores G, S e R
|
G |
S |
R |
Intensidade |
|---|---|---|---|
|
5 |
5 |
5 |
Extrema |
|
4 |
4 |
4 |
Severa |
|
3 |
3 |
3 |
Forte |
|
2 |
2 |
2 |
Moderada |
|
1 |
1 |
1 |
Fraca |
Os níveis de radiação solar são determinados pelas medições do fluxo de prótons feitas pelo satélite GOES e seus valores estão apresentados na tabela abaixo:
|
Partículas em MeV |
Nível da Tempestade da Radiação Solar |
|---|---|
|
10 |
S1 |
|
102 |
S2 |
|
103 |
S3 |
|
104 |
S4 |
|
105 |
S5 |
Os blackouts de rádio são determinados pelo nível de emissão de raios-X pelo Sol medido pelo satélite GOES e têm seus valores apresentados na tabela abaixo:
|
Nível de raios-X |
Nível de blackout de rádio |
|---|---|
|
M1 e 10-5 |
R1 |
|
M5 e 5.10-5 |
R2 |
|
X1 e 10-4 |
R3 |
|
X10 e 10-3 |
R4 |
|
X20 e 2.10-3 |
R5 |
Os valores de M e X referem-se à intensidade das labaredas.
Em um boletim da rádio WWV, ou simplesmente boletim WWV, temos:
|
Date |
Hora |
SFI |
A |
K |
R |
Forecast |
|---|---|---|---|---|---|---|
|
18-Nov-2003 |
18 |
274 |
20 |
7 |
230 |
Ext, G5, S4, R3 => Sev, G4, S2, R3 |
No exemplo da transmissão do índice pela WWV, mostrado acima, temos:
SFI = 274
Fluxo solar em 274. Este valor pode ser calculado a partir do número de manchas solares através da seguinte equação:
SFI = 63,75 + 0,728 N + 0,00089 N²;
onde N = média do número mensal de manchas solares.
O número diário de manchas solares não tem qualquer correlação com a variação da ionosfera, indicam, isto sim, o
comportamento da propagação.
A = 20
K = 7
Observe-se que houve uma subida brusca de K enquanto o valor de A está relativamente baixo; isto indica que o valor de A vai subir igualmente, para um valor provavelmente maior do que 120, que será informado nos próximos boletins da rádio WWV. Esta discrepância entre os valores de A e K informa com muita clareza que houve alguma explosão solar de grande magnitude.
A condição de propagação, em geral, pode ser assim resumida:
A < 10 Bons DX. Verifique para onde está aberto.
10 < A < 20 Condições desfavoráveis, insista.
A > 20 Desista. Mas se você faz 6 metros fique atento.
R = 230 (região do Sol de número 230)
A coluna Forecast traz as seguintes informações:
EXT = condições gerais extremas;
G=5 significa tempestade geomagnética EXTREMA;
S=4 significa tempestade solar SEVERA;
R=3 blackout de rádio FORTE
Manchas e Labaredas
Manchas solares
Mancha solar é uma área da fotosfera do Sol que contém um campo magnético altamente concentrado que faz com que a área onde ela está localizada fique consideravelmente mais fria do que o restante da superfície observável do Sol.
A temperatura média da fotosfera é da ordem de 5500ºC enquanto que a temperatura média das manchas fica ao redor de 3200ºC. A parte mais escura da mancha é conhecida como umbra e é aonde o campo eletromagnético é mais forte; a parte mais clara da mancha é conhecida como penumbra.
O campo eletromagnético é uma grandeza vetorial e têm suas componentes vetoriais variando conforme a intensidade do brilho. Na parte mais escura, umbra, a componente vertical, Z, que aponta para a Terra, é mais intensa e na penumbra as componentes dos eixos X e Y superam em valor a do eixo Z. Isto é particularmente interessante para entender porque quanto maior for a área escura, maior será o efeito da mancha na condição de propagação.
Quanto maior for o número de manchas solares maior será o efeito na ionosfera e melhores serão as condições de propagação nas faixas altas.
O número de manchas é contado adicionando-se 10 ao número de grupos de manchas. Por exemplo: o número mínimo de manchas é 11 porque é adicionado o valor 10 ao número de grupos. Logo, 1 grupo é igual a 11 manchas. Se tivermos 2 manchas em um único grupo o número de manchas será de 12; se tivermos 3 em um grupo, o número de manchas será 13 e assim por diante. Por outro lado se tivermos 3 manchas em 2 grupos o número de manchas será de 23; um leitor menos avisado poderá entender que teríamos 23 manchas reais, quando na verdade existem 3 manchas em 2 grupos.
Labaredas
Define-se como labareda, flare em inglês, como uma súbita, rápida e intensa variação da luminosidade em uma região da fotosfera. Uma labareda ocorre quando a energia magnética da qual é constituída a atmosfera solar é subitamente expelida. A radiação resultante abrange todo o espectro eletromagnético, indo desde as ondas de rádio, até o lado oposto, onde se situam os raios X e gama, passando pelo espectro da luz visível. A quantidade de energia expelida é equivalente a milhões de bombas atômicas de 100 megatons, detonadas simultaneamente.
O surgimento de uma labareda acontece em 3 etapas: a primeira, conhecida como estágio precursor é quando a energia é engatilhada e começam as emissões no espectro de raios X. A segunda etapa, conhecida como estágio impulsivo, começam as acelerações dos prótons e elétrons emitindo energia superior a 1 MeV (mega elétron-volt), neste estágio são emitidas ondas nas frequências de raios X, raios Gama e ondas de rádio. O terceiro e último estágio, conhecido como queda, é quando começam a diminuir gradualmente as emissões de raios X. A duração de cada etapa pode durar desde alguns poucos segundos até uma hora.
As labaredas se entendem até a camada mais exterior da atmosfera solar, a assim chamada corona, constituída de gases rarefeitos com temperaturas da ordem de milhões de graus Kelvin, muitíssimo mais quente do que a "superfície" solar. Dentro da labareda a temperatura pode chegar a 20 milhões de Kelvin. Obviamente as labaredas acontecem nas regiões ativas, isto é, onde situam-se as manchas solares.
As labaredas, classificam-se quanto à energia produzida e acarretam os efeitos na propagação conforme tabela abaixo:
|
Classe |
W/m² entre 1 e 8 Angstroms |
Efeito na propagação |
|---|---|---|
|
B |
I < 10-6 |
Nihil |
|
C |
10-6 < = I < 10-5 |
Causam poucos transtornos |
|
M |
10-5 < = I < 10-4 |
Causam breves blackouts de rádio |
|
X |
I > = 10-4 |
Causam longos blackouts de rádio |
Campo Magnético Interplanetário
O campo magnético do Sol é tão grande que seus efeitos ultrapassam o sistema solar e por essa razão é denominado Campo Magnético Interplanetário ou, em inglês, IMF que é a abreviatura de Interplanetary Magnetic Field, conforme ilustrado na
figura.O IMF é uma grandeza vetorial com componentes tridimensionais, Bx, By e Bz, onde Bx e By são paralelos ao plano da elíptica e Bz é perpendicular. A componente Bz é criada por ondas ou outros distúrbios no vento solar.
Em termos práticos, e que nos afetam diretamente, se Bz > 0 praticamente não altera o comportamento da magnetosfera, porém se Bz < 0, ou seja, orientado para o Sul, o IMF provoca grandes mudanças na magnetosfera afetando drasticamente a propagação.
Os valores de Bz variam de -200 a +200 nT, porém perto da Terra é da ordem -37 a +37 nT (nano Tesla).
Em geral, uma brusca variação de Bz para baixo, isto é, o valor de Bz ficar menor do que -5 nT, os valores de K devem subir rapidamente indicando perturbações geomagnéticas intensas. Quando isto ocorre a propagação fecha.
Assim, uma boa dica é acompanhar a variação de Bz em tempo real no site www.spaceweather.com.