MANCHAS SOLAR

O CICLO SOLAR E A PROPAGAÇÃO.

A propagação das ondas de rádio podem ser muito técnicas e complexas, mas vamos tentar descomplicar na medida do possível nas  seguintes linhas.

Em 1901,  Marconi, um jovem inventor  italiano, transmitiu com sucesso sinais de rádio através do Atlântico. No ano seguinte um cientista inglês, Sir Oliver Heaviside, sugeria que as ondas de rádio encontravam seu caminho através da curvatura da terra e refletidas através de uma camada eletricamente condutiva no alto da atmosfera.

Em 1912 os rádio experimentadores foram a um congresso de telecomunicações e foram então desencorajados a usar as frequências ao redor de 200 metros para usar comercialmente a banda onde conhecemos hoje em dia como ondas médias. Testes  nesse comprimento de onda provaram que o alcance  era limitado e a energia era absorvida após alguns kilometros distantes do transmissor. O que eles jamais  sonharam é que alguns anos avante essas mesmas ondas atingiram milhares de kilometros com muita energia, possibilitando a rádio difusão alta e clara. Essa descoberta leva a cabo praticamente o início da  descoberta da propagação em HF via ionosferica no ano de 1923.

A conexão entre o numero de manchas solares e a propagação a longa distancia em HF é conhecida a longo tempo. Quanto mais altos os níveis de energia do sol que chegam à terra, tanto mais a ionosfera é energizada. Esses  aumentos produzem nas camadas altas que começam a ser eletricamente carregadas de radiação solar, atuam nos átomos e moléculas  num processo chamado de ionização. A intensidade dessa ionização não é  uniforme  e sim um tanto diferente em certas altitudes.

A região acima da atmosfera onde se forma  a ionização das camadas, a ionosfera, produz significantes influencias na propagação das ondas de rádio, mormente nas frequências mais altas. Esses cinturões eletricamente carregados geralmente carregados de átomos, chamados de camadas D, E e  F são um tanto quanto previsíveis e são identificados pela altura em que ocorrem. A camada D ocorre entre 50 a 90  kilometros, a E entre 90 a 160 kilometros e a F varia entre 160 a 500 kilometros aproximadamente. A mistura  da ionização entre as camadas altas são conhecidas como F1 e F2.

A altura e a intensidade dessas camadas, variam, dependendo de fatores como latitude e hora do dia e os 11 anos de um ciclo solar. Porquanto podemos dizer que a meteorologia solar, varia conforme o ciclo solar, podendo se ter calmaria num minuto e no minuto seguinte uma tempestade.

A importância das camadas ionosféricas está na  sua capacidade de refletir algumas ondas de volta à terra  curvando-as ou refletindo-as assim por dizer tal qual uma pedra  jogada em uma superfície como um tanque com água ou um lago , que vai provocando múltiplos pulos até perder a energia.

A altitude e condições da camada F são responsáveis pela reflexão das mais longas distancias em ondas curtas, HF, 3 a 30 MHz, e também interferem favoravelmente na parte baixa de VHF. Comunicações a longa distancia, DX, são possíveis quando existe reflexão das ondas  nas camadas F altas da ionosfera. A camada E, é responsável também por por alguns Dx em altas frequências e também em VHF, mas essa, chamada de propagação esporádica E, não é atada ao ciclo de manchas, então não entraremos em detalhes nesse momento.

Durante o tempo de alta atividade solar há mais radiação vinda do sol, e isso resulta em altos níveis de ionização para as frequências mais altas o que melhora a sua reflexão. Por exemplo, no ponto máximo do ciclo as frequências em torno de 20 a 30 MHz estão abertas, por assim dizer, por mais longo tempo e propiciando contato a distancias ilimitadas com baixas  potencias  de saída  nos transceptores.

Se por um lado sabemos como a onda de rádio é refletida ou absorvida através da ionosfera  depende  de  fatores como, comprimento de onda (frequência), do ângulo como essa onda atinge a ionosfera, de como está a ionosfera, etc… Esses fatores, entre outros é que o farão ou não você desfrutar de um bom Dx. Mas em boas condições você nunca sabe onde seu  sinal transmitido pode aportar.

Existe um limite máximo, chamado de MUF (máxima frequência utilizável) que pode ser usado para comunicações a longa distancia entre estações terrestres. A máxima frequência utilizável depende das condições na ionosfera e seu ponto alto se dará no pico do ciclo solar. Em suma, mais manchas, maior ionização, maior diversão.

O CICLO  24 CHEGOU!

O ultimo ciclo solar, o de numero 23, teve seus picos em 2000 e 2002 e teoricamente deveria terminar em alguma data entre 2005 e 2007. Todavia o ciclo 23 foi lento a nos deixar. Sua parte final foi no final de 2008 e começo de 2009. Nos últimos dois anos passados, tivemos nada menos que 250 dias sem nenhum spot (2009/2010).

O emergir de um novo ciclo é determinado pela contagem, frequência e colocação de novas manchas  visíveis  no  sol. Manchas são observadas  na terra  por telescópios e através satélites em órbita e também pelo  Hubble. As características dos sinais que chegam com o novo ciclo, entre outras, é o padrão de polaridade do campo magnético irradiado pelo sol, que reverte a cada ciclo. Informações  vindas da NASA deixam evidente que o novo ciclo solar 24 começou em 2008, baseado na mudança de polaridade. Isso muitas vezes acontece muitos meses antes de uma significante  queda  do numero de  manchas, e esse fato aconteceu bem nesse tempo colocado pela NASA. As manchas só começaram a aparecer timidamente no final de 2009 e começo de 2010.

O numero das manchas solares,  índice  diário de atividade, originalmente começou a ser visto em 1848 por Rudolf Wolf, um astrônomo do observatório  Federal  em Zurich. Ele desenvolveu um sistema de contagem das manchas dado pelo peso extra ou pelos grupos de manchas. Ou seja, ele simplesmente contava o numero total de spots  visíveis  no sol, bem como o numero de grupos nos quais apareceram. O numero de manchas diárias então era determinado pela multiplicação por 10 do numero de grupos avistados, e somava-se esse numero ao total de spots individualmente contados.

Hoje computamos esse numero através de observações colhidas através de 60 observatórios cooperados.

REPORTANDO E PREDIZENDO A ATIVIDADE SOLAR

A análise e predição da propagação é uma arte onde grande numero de radioamadores participam. Usualmente se  deve a exames detalhados de dados de varias  fontes e ajudado por  softwares que  ajudam a predizer as condições de propagação na qual  pode-se ver a distancia a  ser  atingida e  a qual frequência pode ser utilizada. Nos sites tais como http://www.solarstorms.org, http://www.solarcycle24.com nos fornecem detalhes de vento solar, tempestades solares, flares, numero de manchas etc.

O fluxo solar medido pelos índices K e A também deve ser usado para orientar–nos para as comunicações. O índice A é a média das ultimas três horas do índice K que é a medida das 24 horas. Como tal índex tem muitas outras variações, me detenho a simplificar  na seguinte observação: Um índice A abaixo de 15 e um índice K igual ou abaixo de 3, seria o melhor para comunicados a longa distancia.

Segundo observações dadas pela SWPC (Space Weather Prediction Center) o novo ciclo 24 terá  manchas  abaixo do esperado, um mínimo de 90, a mais baixa de todos os tempos desde 1928. O pico máximo da atividade deve, segundo o centro, ocorrer em 2013. Felizmente já tivemos numero bem acima dos previstos.

Nem todo círculo científico concorda com a SWPC. Muitos estudiosos acreditam que o novo ciclo será  30 a 50% mais  forte que o passado e que ele será o melhor de todos os tempos (prefiro acreditar nessa turma). Alguns falam de 160 na média. Enfim é esperar  para ver  quem está com a razão.

Para confirmar  as previsões a NASA lançou o SDO, um satélite de observação como suplemento ao SOHO. Tal artefato com o custo de 385 milhões de US$ e peso de aproximadamente 3 toneladas, conta com sensores e instrumentos para investigar a atmosfera solar, bem como, seu interior e superfície. Poderá  medir variação da radiação ultravioleta emitida. De acordo com os parâmetros da missão, o satélite obedecerá uma órbita de 22.300 milhas acima da terra e capturará e enviará correntes de informação  através de fotografias de ultra alta definição e vídeos do sol num período de 10 anos onde baixará 1,5 Tera Bytes diários. O equivalente a 500.000 musicas! As imagens serão melhores que HDTV. Os cientistas envolvidos no projeto, antecipam que as observações colhidas durante os cinco anos de observações  deverão revolucionar nosso entendimento acerca do sol.

73  de Dirceu  C. Cavalcanti  PY5IP