INPE-9843-TDI/866

ESTUDO DE METEOROS E INVESTIGAES DE SEUS EFEITOSNA IONOSFERA COM DADOS DO RADAR SKiYMET E GPS

Jorge Albuquerque de Souza Corra

Dissertao de Mestrado em Astrofsica, orientada pelos Drs. Jos Williams dos SantosVilas Boas e Barclay Robert Clemesha, aprovada em em 27 de fevereiro de 2003.

INPESo Jos dos Campos

2003

523.6

CORRA, J. A. S. Estudo de meteoros e investigaes de seus efeitos na ionosfera com dados do radar SKiYMET e GPS / J. A. S. Corra. So Jos dos Campos: INPE, 2003. 149p. (INPE-9843-TDI/866).

1.Cometas. 2.Asterides. 3.Meteorides. 4.Meteoros. 5.Chuvas de meteorides. 6.Meteorides espordicos. 7.Ra- dar. 8.Sistema de navegao por satlites. 9.Densidade eletr- nica ionosfrica. I.Ttulo.

May not our periodic meteors be debris of ancient but now disintegrated comets,

whose matter has become distributed round their orbits?

Kirkwood, 1861.

Dedico este trabalho senhora vida

pela oportunidade de um recomeo...

AGRADECIMENTOS

Em primeiro lugar agradeo minha famlia por tudo que fizeram e fazem por mim,

permitindo que eu chegasse at aqui, o INPE! Com o apoio de vocs posso ir muito a-

lm, sempre! Acredito que minha gratido por vocs ser eterna...

Ao Dr. Jos Williams dos Santos Vilas boas, agradeo pela compreenso e confiana

depositadas em mim. Saiba que o tema sugerido para este trabalho de mestrado desper-

tou-me muita curiosidade e vontade de aprender algo novo. Desculpe-me se em alguns

momentos no correspondi s expectativas. Este perodo de convvio trouxe para mim

bastante amadurecimento como ser humano e futuro cientista.

Ao Dr. Barclay Robert Clemesha, agradeo por sua cooperao neste trabalho. Graas

aos seus esforos, pude realizar a anlise de dados do radar metericos SKiYMET, sem

os quais esta dissertao no existiria. Obrigado pelo bom relacionamento que tivemos

desde que assumiu, concomitantemente com o Dr. Jos Williams, a orientao deste

trabalho.

Aos professores Dr. Joo Braga, Dr. Joaquim Costa, Dra. Cludia Vilega Rodrigues, Dr.

Odylio Denys de Aguiar e Dra. Maria Virgnia Alves, agradeo pela oportunidade de

aprender com vocs. Gostaria de registrar minha admirao pelos excelentes profissio-

nais que so tanto no campo do ensino quanto da pesquisa. Obrigado pela boa convi-

vncia durante os cursos ministrados, pois sem isto talvez meu desempenho acadmico

no tivesse sido bom. Meus sinceros agradecimentos.

Ao Dr. Jayr de Amorim Filho, agradeo pelo incentivo dado a mim durante o estgio

docncia que realizei no ITA (Instituto Tecnolgico de Aeronutica). Acredito que nada

nesta vida est ao acaso, mas foi o acaso que deu a oportunidade de nos conhecermos,

o que para mim foi de grande valia. Aprendi bastante com aqueles nossos bate-papos

informais. Muitssimo obrigado.

Agradeo ao Dr. Paulo Prado Batista pela colaborao com este trabalho e pelas interes-

santes discusses sobre fatos relacionados com as chuvas de meteoros, mesmo no sen-

do sua rea de pesquisa. Acredito que seja um grande admirador deste fenmeno tanto

quanto eu passei a ser.

Dra. Vinod Krishan, agradeo por suas sbias palavras durante as conversas que ti-

vemos. Aps conhec-la melhor, percebi que alm de excelente cientista, estava eu con-

vivendo com uma mulher de vanguarda! Sorte daqueles que souberam aproveitar sua

estadia no Brasil, pas que tanto gosta. Obrigado por tudo.

Agradeo minha pequena, Mrcia, pelo companheirismo nos bons e maus momen-

tos desta etapa de minha vida. Seu carinho e seu zelo por mim foram fundamentais...

Saiba que te quero bem!

Ao meu mui amigo Kenny, boliviano da regio andina, agradeo pelo lao de amizade

que formamos nestes quase dois anos de convivncia. Obrigado pelos conselhos e aux-

lios dados quando precisei. Valeu companheiro!

Agradeo a acolhida que tive na Diviso de Astrofsica e o bom convvio que mantive

com a maioria dos colegas de curso e funcionrios que conheci. Agradeo CAPES

pelo fomento de minha bolsa de mestrado vinculada ao curso de astrofsica do INPE no

perodo de setembro de 2001 a outubro de 2002.

Por fim, agradeo vida que me abriu as portas para um novo mundo. Ter realizado

uma ps-graduao no INPE foi maravilhoso. O INPE um local mgico, agradabils-

simo. Tudo parece estar no seu devido lugar. Espero que permanea assim ou at me-

lhor. Ter em nosso pas um instituto desse porte fantstico. Tive a oportunidade de

trocar idias com pessoas de diversos pases. Pude conhecer vrios jovens de outras

reas de pesquisa procedentes de diferentes lugares desse nosso imenso Brasil... De fato,

foi uma experincia nica e uma grande honra fazer parte da histria do Instituto Nacio-

nal de Pesquisas Espaciais, o nosso INPE.

RESUMO

Utilizamos os dados do radar cientfico SKiYMET (VHF All-Sky Interferometric Mete-or Radar) e as medidas do Contedo Eletrnico Total (CET) da ionosfera derivadas a partir de dados da rede de satlites do Sistema Global de Posicionamento (GPS), a fim de estudar atividades metericas. A partir de dados obtidos nos anos de 1999-2001, ana-lisamos as propriedades dos meteoros espordicos e de trs chuvas de meteoros (Delta Aquaridas do Sul, Leonidas e Geminidas). Dentre tais propriedades destacam-se as dis-tribuies das taxas de ocorrncia de meteoros por altura e por hora, as distribuies de velocidades geocntricas e as distribuies do tempo de durao dos meteoros, assim como a posio dos radiantes e os dias de mxima atividade das chuvas de meteoros. A partir dos resultados de nossa anlise apresentamos as principais caractersticas de cada uma das chuvas de meteoros, bem como dos meteoros espordicos, a fim de discutirmos suas diferenas. Por fim, durante o perodo dessas chuvas de meteoros para os anos de 1999 e 2000, investigamos se as mesmas tm qualquer impacto significativo na alta atmosfera que se relacione com flutuaes de densidade eletrnica na ionosfera.

STUDY OF THE METEORS AND INVESTIGATIONS OF THEIR EFFECTS IN

THE IONOSPHERE FROM DATA OF SKiYMET RADAR AND GPS

ABSTRACT

We use the data obtained from the SKYiMET (VHF All-Sky Interferometric Meteor Radar) scientific radar and the measurements of the Total Electron Content (TEC) in the ionosphere derived from the Global Positioning System (GPS) satellite network, to study meteoric activity. From the meteor data obtained during the years 1999-2001, properties of sporadic meteors and three meteor showers (Southern Delta Aquarids, Leonids and Geminids) are analysed. Such properties are the influx distributions as a function of altitude and time, the geocentric velocity distributions and the life-time distributions, as well as the radiant positions and maximum activity days of the meteor showers. We present the main caracteristics of each meteor shower as well as sporadic meteors to discuse their differences. Finally, during the period of these meteor showers for 1999 and 2000, we investigate whether these have any significant impact on the upper atmosphere related to eletronic density fluctuations in the ionosphere.

SUMRIO

Pg.

CAPTULO 1 INTRODUO ............................................... 17

CAPTULO 2 METEOROS ................................................................................ 21

2.1. Meteorides: a origem dos meteoros .................................................................. 22

2.2. Evoluo de um Meteoro na Atmosfera ............................................................. 24

2.3. Classificao de Meteoros .................................................................................. 26

2.3.1. Chuvas de Meteoros ........................................................................................ 26

2.3.2. Meteoros Espordicos ...................................................................................... 28

2.4. Elementos Orbitais e Velocidades de Meteoros ................................................. 29

2.5. Efeitos Diurno e Sazonal de Meteoros ............................................................... 33

2.6. Efeitos Causados por Meteoros na Alta Atmosfera Terrestre ............................ 34

CAPTULO 3 TCNICAS OBSERVACIONAIS ............................................. 37

3.1. Observao Visual .............................................................................................. 37

3.2. Fotografia ............................................................................................................ 38

3.3. Televiso ............................................................................................................. 38

3.4. Espectroscopia .................................................................................................... 39

3.5. Radar ................................................................................................................... 39

3.6. Meteoros Artificiais ............................................................................................ 40

CAPTULO 4 TCNICA DE RADAR ............................................................... 43

4.1. Equao do Radar ............................................................................................... 45

4.2. Alcance Mximo ................................................................................................. 47

4.3. Sensibilidade Mnima, Rudos de Receptores, Rudos Csmicos ...................... 48

4.3.1. Efeitos de Propagao ..................................................................................... 50

4.4. Trilhas de Meteoros e Durao de Ecos ............................................................. 51

4.5. Mtodo para Determinao de Velocidades Geocntricas ................................. 54

CAPTULO 5 OBSERVAES E ANLISES ................................................ 57

5.1. Radar SKiYMET ................................................................................................ 57

5.1.1. Critrios de Seleo de Meteoros .................................................................... 59

5.2. Anlise das Chuvas de Meteoros ........................................................................ 62

5.2.1. Determinao dos Radiantes ........................................................................... 62

5.2.2. Mtodo de Separao de Meteoros ................................................................. 65

5.2.3. Distribuio de Meteoros por Altura ............................................................... 68

5.2.4. Distribuio Diurna de Meteoros .................................................................... 69

5.2.5. Distribuio de Velocidades Geocntricas ...................................................... 71

5.2.6. Distribuio do Tempo de Durao de Meteoros ............................................ 71

5.3. Anlise de Meteoros Espordicos ....................................................................... 72

5.3.1. Distribuio de Espordicos por Altura e por Hora ........................................ 72

5.3.2. Variao Sazonal de Meteoros Espordicos .................................................... 72

5.3.3. Distribuio de Velocidades Geocntricas ...................................................... 73

5.3.4. Distribuio do Tempo de Durao de Espordicos ....................................... 73

5.4. Rede GPS ............................................................................................................ 73

5.5. Anlise de Efeitos no Contedo Eletrnico Total (CET) da Ionosfera .............. 77

CAPTULO 6 RESULTADOS E DISCUSSES .............................................. 79

6.1. Seleo das Chuvas de Meteoros ........................................................................ 79

6.2. Resultados para as Chuvas de Meteoros ............................................................. 80

6.2.1. Distribuio de Meteoros por Altura ............................................................... 80

6.2.2. Distribuio Diurna de Meteoros .................................................................... 86

6.2.3. Distribuio de Velocidades Geocntricas ...................................................... 90

6.2.4. Distribuio do Tempo de Durao de Meteoros ............................................ 94

6.3. Resultados para Meteoros Espordicos .............................................................. 95

6.3.1. Distribuio de Espordicos por Altura ........................................................... 95

6.3.2. Distribuio Diurna de Espordicos ................................................................ 98

6.3.3. Variao Sazonal de Meteoros Espordicos .................................................. 100

6.3.4. Distribuio de Velocidades Geocntricas .................................................... 103

6.3.5. Distribuio do Tempo de Durao de Espordicos ..................................... 104

6.4. Efeitos no Contedo Eletrnico Total (CET) da Ionosfera .............................. 105

6.5. Discusses Finais .............................................................................................. 110

6.5.1 Delta Aquaridas do Sul (DAS) ....................................................................... 110

6.5.2. Leonidas (LEO) ............................................................................................. 111

6.5.3. Geminidas (GEM) ......................................................................................... 112

6.5.4. Meteoros Espordicos .................................................................................... 114

6.5.5. Comparao de Resultados ............................................................................ 114

CAPTULO 7 CONCLUSES .......................................................................... 119

REFERNCIAS BIBLIOGRFICAS ................................................................ 121

APNDICE 1 COMETAS ................................................................................. 129

APNDICE 2 ATMOSFERA TERRESTRE ................................................... 133

APNDICE 3 ASTERIDES ............................................................................ 137

APNDICE 4 ATRAO GRAVITACIONAL ............................................. 139

APNDICE 5 MECANISMOS DE ABLAO .............................................. 141

17

CAPTULO 1

INTRODUO

Os cometas (do grego, cabeas com cabeleira) so corpos celestes que carregam in-

formaes a respeito da origem do sistema solar. A observao destes objetos ocorre

desde a antiguidade (cerca de 11 sculos a.C., datado pelos chineses), procurando-se

conhecer a constituio, forma e movimento destes mensageiros celestes.

Acredita-se que os cometas se originaram em uma regio de baixa temperatura (~100K

ou at mais fria) e que o material dos ncleos cometrios est, portanto, no estado sli-

do. Este material, em grande parte voltil (gelo dgua, gelo de HCN e gelo de CH3CN;

radicais livres de H, C, N e O), compe a superfcie dos cometas. Elementos mais pesa-

dos como Na, Ca, e Fe, por exemplo, formam a regio mais interna do ncleo por terem,

possivelmente, condensado-se primeiro que o material voltil (Whipple, 1978).

Em 1950, com base em dados observacionais, Oort props que a maioria destes ncleos

condensados estariam confinados em uma regio situada a cerca de 50.000 unidades

astronmicas 1 (UA) do Sol. Este local conhecido como Nuvem de Oort, contendo

aproximadamente 100 bilhes de ncleos cometrios que esto distribudos de forma

uniforme ao redor do Sol. Observaes recentes (Vilas Boas et al., 2000) revelam que as

condensaes de nuvens escuras que formam estrelas de baixa massa (tal como o Sol,

por exemplo) tm dimenses tpicas de 0,25 parsec 2 (equivalente a 50.000 UA, o que

est de acordo com a proposta feita por Oort). Este fato corrobora a hiptese dos come-

tas serem formados pelo material da nuvem primordial que deu origem ao sistema solar.

1 A distncia mdia Terra-Sol 1 UA. Esta unidade utilizada apenas para objetos do sistema so-

lar. Seu valor aproximadamente de 150 milhes de quilmetros.2 A unidade usual para objetos estelares e galcticos o PARSEC PARalax per SECond. Seu valor

aproximadamente de 30 trilhes de quilmetros.

18

Embora ainda no seja possvel analisar os cometas diretamente, possvel faz-lo de

forma indireta atravs dos gros de partcula slida que permeiam o meio interplanet-

rio, cuja origem, em sua maioria, atribuda aos cometas (ver Apndice 1). Alguns

destes gros, que segundo a IAU (International Astronomial Union) so denominados

meteorides (ver Seo 2.1), possuem tamanho suficiente para gerar trilhas luminosas

quando interagem com a atmosfera terrestre. Tal fenmeno conhecido como meteoro

(ver Captulo 2).

Este conjunto de partculas uma importante fonte de informao a respeito do com-

portamento da atmosfera terrestre (ver Apndice 2), bem como tem uma importncia

aprecivel na rea aeroespacial, tornando-se necessrio um melhor conhecimento da

distribuio dos meteorides na regio interplanetria (como por exemplo, os feixes de

meteorides que do origem as chuvas de meteoros), a fim de evitar danos em veculos

espaciais. Portanto, dentro do conceito de clima espacial, que est relacionado com

todo e qualquer fenmeno que interfira no ambiente terrestre, o estudo de meteoros,

mais do que nunca, merece ateno especial.

Neste trabalho, utilizamos a tcnica de radar mono-esttico (ver Captulo 4) a fim de

estudar as propriedades de algumas chuvas de meteoros e meteoros espordicos (ver

Seo 2.3) no perodo de 1999 a 2001. Com esses dados, exploramos vrios aspectos de

trs chuvas de meteoros (Delta Aquaridas do Sul, Leonidas e Geminidas), tais como a

posio de seus radiantes e as respectivas taxas de ocorrncia de meteoros tanto em fun-

o do tempo quanto da altitude. Analisamos ainda para cada uma destas chuvas a dis-

tribuio do tempo de durao das trilhas metericas e a distribuio de velocidades

geocntricas de seus meteoros.

Nos perodos analisados, realizamos ainda estimativas inferiores do nmero de mete-

orides que entram por hora na Terra sob forma de meteoros espordicos e avaliamos

seu comportamento sazonal, bem como suas distribuies de velocidades geocntricas.

As propriedades dos meteoros espordicos e das chuvas de meteoros so comparadas

tendo como objetivo identificar caractersticas distintas entre esses tipos de meteoros.

19

Por fim, a partir de medidas do Contedo Eletrnico Total (CET) da ionosfera que

foram calculadas com dados obtidos da rede de satlites do Sistema Global de Posicio-

namento (GPS), em 1999 e 2000 investigamos flutuaes em CET que coincidem com

o perodo das chuvas de meteoros analisadas.

No Captulo 2, descrevemos o processo de formao de meteoros. No Captulo 3, apre-

sentamos as principais tcnicas utilizadas em observaes de meteoros. No Captulo 4,

exploramos os aspectos mais importantes de um radar. No Captulo 5, apresentamos

informaes tcnicas sobre a instrumentao utilizada para a aquisio dos dados anali-

sados, bem como explicamos os procedimentos empregados na anlise. No Captulo 6,

apresentamos e discutimos os resultados da anlise tanto das chuvas de meteoros quanto

dos meteoros espordicos. Finalmente, o Captulo 7 apresenta as concluses desta dis-

sertao.

21

CAPTULO 2

METEOROS

A palavra meteoros (, em grego) era bastante genrica, sendo empregada parase referir a quaisquer fenmenos associados atmosfera terrestre, tais como auroras,

formao de nuvens, precipitao de gua, arco-ris, etc; os quais hoje so estudados

pela meteorologia.

Atualmente este termo bem especfico, sendo usado apenas para fenmenos que se

caracterizam por riscos rpidos e brilhantes no cu, as ditas estrelas cadentes. Os me-

teoros se formam quando partculas slidas provenientes do meio interplanetrio (mete-

orides ou detritos espaciais) penetram na atmosfera da Terra, sendo vaporizadas.

A maior parte da radiao emitida por um meteoro provm da regio prxima cabea

do meteoro, que corresponde a um ponto brilhante em movimento. Dependendo da

energia cintica da partcula, pode-se formar atrs da cabea do meteoro um rastro, co-

mumente denominado trilha do meteoro (ver Seo 4.4), que pode durar fraes de

segundos ou at dias (McKinley, 1961). A trilha de um meteoro pode ser detectada vi-

sualmente ou por qualquer tipo de tcnica instrumental adequada (ver Captulo 3).

O radiante de um meteoro o ponto da esfera celeste do qual surge o meteoro. Este

efeito mais fcil de ser notado quando observamos uma chuva de meteoros (ver Se-

o 2.3), pois vrios meteoros parecem vir de uma nica regio do cu.

22

2.1. Meteorides: a origem dos meteoros

Parte da populao de meteorides, como mencionado anteriormente, origina-se dos

cometas e outra parte, em menor proporo, atribuda fragmentao de asterides,

que so corpos slidos do meio interplanetrio com extenses maiores que algumas de-

zenas de metros e menores do que 1000 km (ver Apndice 3).

As velocidades de entrada dos meteorides esto entre 11,2 km/s e 72,8 km/s (Ceplecha

et al., 1998). O limite inferior de velocidade devido atrao gravitacional terrestre

sofrida pelos meteorides, enquanto que o limite superior devido composio da

velocidade parablica tpica de meteorides situados aproximadamente 1UA do Sol

(42,5 km/s, limiar de escape do sistema solar) com a velocidade orbital da Terra (30,3

km/s). A formao de meteoros depende essencialmente da densidade, velocidade geo-

cntrica, ngulo de incidncia na atmosfera, seo de choque e composio qumica dos

meteorides. Devido interao de um meteoride com a atmosfera, inicia-se o proces-

so de ablao que causa a perda de massa do meteoride por colises com partculas da

atmosfera. Os subprodutos da ablao podem ser fragmentos slidos ou gs quente

contendo tomos excitados e ionizados. Dessa forma, os meteoros so trilhas de plasma1 geradas na atmosfera.

A massa dos meteorides capazes de formar meteoros deve ser maior ou igual 10-6 g

(Hughes, 1978). Os meteoros ocorrem em regies da alta atmosfera terrestre, entre 75 e

120 km de altitude, dentro da qual a grande maioria dos meteorides vaporizada

(Mller, 1972).

1 Plasma o quarto estado da matria. Este meio se caracteriza pela interao entre eltrons livres e

tomos ou molculas ionizadas, que tm um comportamento coletivo governado por foras cou-

lombianas. Nem todo meio composto por partculas carregadas um plasma. necessrio que a

interao entre tais partculas obedea a certos critrios, que aqui no sero abordados.

23

Os meteoros mais freqentes em nossa atmosfera so formados a partir de meteorides

cujas dimenses esto entre 0,05 mm e 20 cm (Ceplecha et al., 1998). Estas partculas

comeam a sublimar 1 quando suas temperaturas superficiais atingem um valor de 2200

K, o que ocorre em torno de 80 e 90 km de altitude (Ceplecha et al. et al., 1998). Du-

rante a formao de um meteoro, a temperatura do meio atinge cerca de 3000 K a 5000

K (Ceplecha et al., 1998), permitindo que tomos sejam excitados ou ionizados. Em

geral, o processo de ablao para estes meteorides eficiente o bastante para que toda

a massa do meteoride seja consumida, ou seja, o fim da trilha meterica coincide com

a queima total da partcula neste caso.

Apenas uma pequena frao dos meteorides consegue atingir o solo terrestre, porque

poucos meteorides com dimenses maiores que 20 cm interceptam a Terra (Ceplecha

et al., 1998). Por este motivo, raramente se observa meteoros brilhantes. Tais meteoros

so conhecidos como bolas de fogo ou blidos (magnitude 8 ou menor). Nesta situa-

o, a ablao do meteoride termina antes que toda sua massa seja exaurida, restando

ainda um ncleo com massa maior ou igual a 10g, que atinge a Terra como um meteori-

to.

Partculas com massas inferiores a 10-7g passam pela atmosfera praticamente sem sofrer

ablao, no produzindo trilhas de meteoro (Whipple, 1950a e 1951a). Neste caso, a

partcula denominada micrometeoride. A energia cintica destas partculas quando

convertida em calor (energia trmica) completamente irradiada e o micrometeoride

no se vaporiza (McKinley, 1961). Isto ocorre porque a taxa de energia irradiada por

estas partculas proporcional a sua rea enquanto a energia trmica absorvida ao seu

volume (Hughes, 1978). Dessa forma, estas partculas caem na superfcie da Terra como

micrometeoritos.

1 Sublimao passagem do estado slido para o gasoso.

24

2.2. Evoluo de um Meteoro na Atmosfera

A interao de meteorides com a atmosfera terrestre pode ser separada em quatro eta-

pas distintas (Figura 2.1): pr-aquecimento, ablao, obscurecimento e impacto. A se-

guir fazemos uma descrio sucinta de cada um desses regimes, com base nas informa-

es publicadas por Ceplecha et al. (1998):

Fig. 2.1. Ilustrao dos estgios de interao de um meteoride com a atmosfera:

(1) Pr-aquecimento; (2) Incio e fim da ablao: formao do meteoro; (3)

Vo obscuro do ncleo de meteoride que restou da ablao e (4) Impacto

do meteoride com a superfcie terrestre: meteorito.

1. etapa o pr-aquecimento de um meteoride devido s colises que sofre com

molculas da atmosfera quando se desloca entre 300 km e 100 km de altitude. Nesse

estgio, a temperatura superficial do meteoride cresce exponencialmente com o tempo.

Contudo, o interior destas partculas permanece com temperatura praticamente inaltera-

25

da, com exceo de pequenos gros. O estgio de pr-aquecimento curto e a mxima

temperatura atingida, neste caso, da ordem de 900 K.

2. etapa ocorre o processo de ablao, que se caracteriza inicialmente pela eroso da

superfcie do meteoride a baixas temperaturas, gerando pequenos fragmentos. O est-

gio final da ablao corresponde evaporao tanto do meteoride quanto dos seus

fragmentos ao atingirem temperaturas maiores ou iguais a 2200 K. A ablao um pro-

cesso importante, sendo uma conseqncia da transferncia de energia cintica do me-

teoride para o meio. Esta perda de energia implica na desacelerao do meteoride.

Quando, por exemplo, uma partcula desacelera at atingir a velocidades de 3 km/s em

uma regio da atmosfera bem acima da superfcie terrestre e com uma massa ainda si-

gnificativa (10g-10 kg), continua caindo em direo ao solo mas sem emitir radiao.

Esta fase corresponde a um vo obscuro do meteoride, pois no h gs quente o sufici-

ente em torno desta partcula para formar uma trilha excitada e ionizada. De fato, o me-

canismo de ablao implica em consideraes mais detalhadas, que so apresentadas no

Apndice 5.

3. etapa nesta fase no h energia cintica suficiente para evaporar ou aquecer o me-

teoride. Dessa forma, inicia-se um processo inverso ao do pr-aquecimento, ou seja,

um resfriamento rpido do meteoride (temperatura cai exponencialmente com o tem-

po). Uma fina crosta ento criada em volta do material restante do meteoride devido

baixa temperatura. Nesse estgio, a partcula sofre grande desacelerao e sua veloci-

dade diminui para centenas de m/s. Alm disso, a partcula assume um movimento de

queda livre vertical, em que sua velocidade passa a variar com a raiz quadrada da densi-

dade do ar. Neste caso, se a densidade do ar fosse constante, ento a velocidade do me-

teoride tambm se manteria constante.

4. etapa as velocidades de impacto de meteoritos na superfcie terrestre variam, em

geral, de 10 m/s a 100 m/s para massas terminais entre 10 g e 10 kg, respectivamente. O

impacto destas partculas forma pequenos buracos no solo cujos tamanhos so maiores

que a dimenso do prprio meteorito. Contudo, se acontecer de um meteoride sofrer

26

continuamente o processo de ablao at atingir a superfcie terrestre, um impacto muito

maior ocorre. Neste caso, formam-se imensas crateras causadas pela sbita exploso

gerada em conseqncia da enorme quantidade de energia cintica que transferida ao

solo devido abrupta desacelerao do meteoride no momento do impacto.

2.3. Classificao de Meteoros

Definem-se duas classes de meteoros de acordo com a distribuio dos meteorides no

espao interplanetrio: espordicos e chuvas. A seguir descrevemos as caractersticas

de cada uma destas classes.

2.3.1. Chuvas de Meteoros

Observaes de eventos metericos realizadas a partir do final do sculo XVIII contri-

buram bastante para o incio dos estudos da cincia de meteoros. A chuva Leonidas no

ano 1799, Liridas em 1803 e Leonidas em 1833, so um exemplo desse fato. Particu-

larmente em 13 de novembro de 1833, Leonidas foi um grande espetculo que alarmou

muitos daqueles que a assistiram. Foi a primeira vez que se notou que os meteoros dessa

chuva eram provenientes da constelao do Leo. Em 1861, Kirkwood sugeriu que as

chuvas de meteoros estariam associadas aos cometas (Kirkwood, 1867). Esta hiptese

foi constatada por Schiaparelli (1866) quando anunciou que o feixe de Perseidas possua

parmetros orbitais muito parecidos com os do cometa 1862 III (ou cometa Swift-

Tuttle).

As chuvas de meteoros ocorrem quando a Terra passa atravs de anis (ou feixes) de

meteorides que podem ser produzidos pelo decaimento de cometas ao longo de suas

rbitas, principalmente quando se encontram no perilio (Whipple, 1950b e 1951b), ou

pela fragmentao decorrente de colises sofridas por asterides cuja maior eficincia

ocorre no aflio (Williams, 1993) ou ainda devido quebra de ncleos cometrios (Steel

et al., 1991). A composio entre a velocidade do objeto original e a velocidade das

partculas derivadas, faz com que os feixes de meteorides passem a ter rbitas seme-

27

lhantes a do corpo celeste que os originou, mas com pequenas diferenas em parmetros

orbitais.

A Terra diariamente encontra em seu trajeto diversos feixes de meteorides (Ceplecha

et al., 1998). Estes feixes, em sua maioria, tm rbitas pouco conhecidas e suas partcu-

las podem ser confundidas com meteorides espordicos. Porm, h feixes bem defini-

dos que esto associados com as chamadas grandes chuvas de meteoros. As caracte-

rsticas de uma chuva de meteoro esto intrinsecamente relacionadas com aquelas do

feixe atravessado pela Terra.

Um feixe de meteorides leva um certo tempo para ser formado. Para meteorides eje-

tados de ncleos cometrios, o tempo necessrio para formar o feixe depende do tama-

nho dos meteorides, do raio do ncleo do cometa, da distncia do cometa ao perilio e

do tamanho da rbita do cometa. Nestas circunstncias, so trs os estgios de evoluo

de um feixe (Hughes, 1978):

1o. estgio o feixe de meteorides ocupa apenas uma certa poro da rbita do cometa.

Isto ocorre pelo fato do cometa ter passado poucas vezes pelo perilio. As chuvas de

meteoros associadas a este estgio tm durao de poucas horas. Estas chuvas apresen-

tam aumentos no influxo de partculas exatamente quando ocorre a passagem do cometa

associado com o feixe que d origem a chuva de meteoros (ex.: Leonidas e Giacobini-

das);

2o. estgio o feixe de meteorides encontra-se completamente preenchido, porm com

menor concentrao de meteorides no aflio do que no perilio. As chuvas, neste caso,

so curtas e apresentam um radiante bem concentrado com taxas de ocorrncia razoa-

velmente constantes (ex.: Quadrantidas e Liridas);

3o. estgio a largura do feixe de meteorides apreciavelmente maior. Acredita-se que

so feixes antigos que tiveram tempo suficiente para que colises entre os meteorides

tenham ocorrido de maneira a provocar um grande alargamento do feixe. As chuvas,

28

nesta configurao, duram semanas ou at mais, apresentando um radiante bem difuso

(ex.: Perseidas).

Durante o perodo das chuvas, diversos meteoros parecem surgir de um mesmo ponto da

esfera celeste, que definido como sendo o radiante da chuva. Todavia, isto um efeito

de perspectiva. As chuvas de meteoros so denominadas de acordo com a constelao

na qual se encontram seus radiantes.

2.3.2. Meteoros Espordicos

Os meteorides que se desprendem dos feixes do origem aos chamados meteoros es-

pordicos. O principal processo responsvel por este desprendimento a coliso entre

as partculas dos feixes, sendo este processo mais eficiente no perilio devido maior

densidade de partculas nessa regio. Perturbaes gravitacionais causadas pela aproxi-

mao de planetas e a perturbao pela radiao solar (efeito Poynting-Robertson) tam-

bm podem provocar a sada dos meteorides dos feixes.

A maioria dos meteoros que ocorrem na Terra devido aos meteorides dissociados de

qualquer feixe e, ao contrrio do que pode sugerir tal nome, os meteoros espordicos

esto constantemente ocorrendo. Apenas dos meteoros devido a componente de

chuvas de meteoros (Ceplecha et al., 1998). Os espordicos formam uma espcie de

rudo de fundo na atmosfera. Em certos casos, muito difcil distingu-los dos meteoros

de chuvas, principalmente quando a chuva est relacionada com pequenos feixes de

meteorides, que caracterizam as pequenas chuvas de meteoros.

Em primeira aproximao, podemos considerar que os espordicos se distribuem aleato-

riamente na esfera celeste com rbitas randmicas e independentes dentro do sistema

solar (Hughes, 1978). Os meteoros espordicos tambm so produzidos por partculas

provenientes do meio interestelar. Neste caso, estas partculas devem ter velocidades

geocntricas acima de 72 km/s, que so maiores do que aquelas dos meteorides origi-

29

nrios do prprio sistema solar (Taylor et al., 1994; Baggaley, 2000; Landgraf et al.,

2000).

Anualmente, os meteoros espordicos e as chuvas de meteoros depositam cerca de

16.000 toneladas de matria do meio interplanetrio na atmosfera terrestre, provenientes

de meteorides com baixa massa (Hughes, 1978). Observaes mostram que a distribui-

o de ocorrncias de meteoros espordicos na esfera celeste no homognea, tenden-

do a se concentrar em duas grandes regies da esfera celeste (Davies, 1957; Jones &

Brown, 1994). Esse comportamento est relacionado com a distribuio de meteorides

dentro do sistema solar e no com os feixes responsveis pelas chuvas de meteoros.

Essa informao extremamente importante, tanto para um melhor entendimento da

dinmica dos meteorides em nosso sistema, quanto para definir rbitas seguras de ve-

culos espaciais em viagens de longas distncias.

2.4. Elementos Orbitais e Velocidades de Meteoros

Os principais parmetros que definem a rbita elptica de um meteoride so: o semi-

eixo maior da rbita (a), a inclinao da rbita em relao eclptica (i), a excentricida-

de da rbita (e), os nodos ascendente () e descendente (); distncia ao perilio (q) e oargumento do perilio (). Estes parmetros esto ilustrados na Figura 2.2 (a) e (b).

30

(a)

(b)

Fig. 2.2. (a) Geometria de uma rbita elptica para um meteoride com velocidade

linear V, sendo r a distncia do meteoride ao Sol e b o semi-eixo menor

da elipse; (b) Esquema representativo da rbita de um meteoride com

seus especficos parmetros orbitais em relao eclptica.

O tipo de rbita de qualquer objeto est intrinsecamente relacionado com sua velocidade

e com sua distncia ao foco da trajetria descrita. Dessa forma, a Terra que possui uma

velocidade orbital em torno do Sol de aproximadamente 30 km/s, tem uma excentrici-

dade aproximadamente nula (e = 0,0167227), o que corresponde a uma rbita quase

circular.

A lei de gravitao de Newton aplicada aos meteoros para uma rbita elptica, pelo fato

dos meteorides apresentarem uma pequena massa comparada com a da Terra e consi-

derando a conservao de energia do sistema meteoride-Terra, gera a seguinte equao

(ver Apndice 4):

31

=ar

GMV 122 (2.1)

Sendo,

V velocidade do meteoride em relao Terra;

r distncia do meteoro Terra;

a semi-eixo maior da rbita do meteoro;

M massa da Terra;

G constante de gravitao.

Para uma rbita circular, a = r.

Logo,

rGMV

rGM

rGMV

=

= 22(2.2)

Para uma rbita parablica a tende a infinito, ento:

rGMV

rGMV

2

22

=

=(2.3)

Das Equaes (2.2) e (2.3), podemos notar que a velocidade de um objeto em uma r-

bita parablica 2 maior que aquela em uma rbita circular. Assim, como a Terra

tem rbita circular com velocidade igual a 30,3 km/s, caso tivesse uma velocidade de

aproximadamente 42 km/s, assumiria uma rbita parablica e, como conseqncia, sai-

ria do sistema solar.

32

A velocidade do meteoro observada na atmosfera (velocidade geocntrica, Vg) a com-

posio vetorial de sua velocidade heliocntrica (Vh) com a velocidade orbital da Terra

(Vt).

thg VVV += (2.4)

Supondo uma partcula no infinito e em repouso com relao Terra, apenas pela atra-

o gravitacional terrestre, esta partcula inicia seu movimento com uma trajetria para-

blica em direo ao nosso planeta. Portanto, utilizando a relao (2.3), que corresponde

a este tipo de rbita, e usando como parmetros a massa e o raio da Terra, obtemos que

a velocidade geocntrica da partcula de 11,2 km/s (velocidade mnima de impacto de

uma partcula com a atmosfera terrestre).

Quanto menor for a velocidade da partcula, mais sujeita esta fica ao gravitacional.

Assim, o radiante aparente da partcula, ao penetrar na atmosfera, estar mais prximo

do znite (menor distncia zenital) em comparao ao que seria o radiante real dessa

partcula, ou seja, aquele correspondente posio original da partcula fora da atmosfe-

ra da Terra. No caso contrrio (altas velocidades) menor o efeito de atrao zenital e,

assim, o radiante aparente da partcula bem prximo ao verdadeiro. Este efeito causa-

do pela gravidade terrestre denominado atrao zenital e deve ser descontado tanto

para correo de posio quanto de velocidade do objeto.

A rotao da Terra tambm afeta a medida de velocidade de meteoros atravs de um

efeito conhecido como aberrao diurna. Sabemos que no equador terrestre a veloci-

dade linear de rotao mxima (cerca de 0,5 km/s), enquanto que nos plos terrestres

esta velocidade nula. Dessa forma, quanto mais prximo do equador terrestre for a

entrada da partcula na atmosfera, maior o efeito da aberrao diurna, pois somamos

esta velocidade com aquela do meteoro. medida que consideramos latitudes mais al-

tas o efeito diminui, sendo completamente desprezvel a partir de 45o. A velocidade

linear de rotao da Terra Vrot em funo da latitude do observador dada por(McKinley, 1961):

33

)cos(5,0 =rotV . (2.5)

Na prtica, o que temos de fato a velocidade geocntrica e o radiante aparente da par-

tcula. A fim de obtermos a velocidade intrnseca e a posio do radiante verdadeiro da

partcula no meio interplanetrio, estas correes devem ser aplicadas.

2.5. Efeitos Diurno e Sazonal de Meteoros

Calcula-se que, em mdia, haja uma ocorrncia de 1.800 meteoros por hora em um pe-

rodo sem chuvas de meteoros (Mckinley, 1961). H uma diferena na taxa de produo

de meteoros ao longo de um mesmo dia: ocorrem cerca de 3 a 5 vezes mais meteoros na

parte da manh do que noite. Mesmo em perodo de chuvas de meteoros a maior

quantidade de meteoros ocorre pela manh.

O mximo de ocorrncia de meteoros no amanhecer (6h) e o mnimo no crepsculo

(18h) so uma conseqncia do movimento de rotao e translao da Terra (Abell,

1975). No amanhecer, o lado iluminado da Terra est voltado para a direo de deslo-

camento orbital terrestre (o pex). Assim, se assumirmos uma distribuio isotrpica

para os meteorides no meio interplanetrio, a probabilidade de coliso destas partculas

com a Terra durante o amanhecer maior do que ao anoitecer (Figura 2.3).

Alm de haver uma variao diurna na ocorrncia de meteoros, nota-se tambm uma

variao ao longo do ano. Murakami (1955) notou, a partir de observaes visuais de

espordicos, uma variao sazonal na taxa de ocorrncia desses meteoros: baixa taxa

nos primeiros meses do ano e um brusco aumento do meio para o final do mesmo ano,

para o hemisfrio norte. Weiss (1957) constatou tambm uma variao desse tipo para o

hemisfrio sul, sendo que o mximo ocorre no comeo do ano enquanto que o mnimo

do meio do ano em diante. Tal fato ocorre porque o pex da Terra est acima do hori-

zonte de um observador no hemisfrio norte por mais tempo durante o ms de setembro

do que durante o ms de maro. E o inverso ocorre para um observador no hemisfrio

34

sul, em que o pex permanece mais tempo acima do seu horizonte durante o ms de

maro em comparao com o ms de setembro.

Fig. 2.3. Rotao da Terra mostra que a direo de seu movimento orbital (pex)

corresponde sempre ao amanhecer de um observador.

FONTE: Abell (1975).

2.6. Efeitos Causados por Meteoros na Alta Atmosfera Terrestre

Perturbaes na alta atmosfera devido ao dos meteoros tem sido uma fonte de espe-

culao e discusso. Segundo Lebedinet & Shushkova (1974), a taxa de ionizao pro-

duzida na atmosfera pelo influxo de meteorides importante para a manuteno da

camada-E da ionosfera, principalmente no perodo noturno. Estes autores sugeriram que

em perodos de chuva de meteoros a produo de ons noite na regio E aumenta apre-

ciavelmente. Assim, este crescimento na ionizao do meio pode estar diretamente rela-

cionado com a formao de finas camadas temporrias de ons observadas na regio da

camada-E.

35

H tambm a possibilidade da formao de nuvens noctilucentes (luminosidade notur-

na) estar relacionada com os meteoros. Estas nuvens so constitudas de pequenas part-

culas porosas cobertas por camadas de gelo voltil, que so formadas geralmente a 85

km de altitude com uma espessura entre 0,5 km e 2 km, cobrindo uma rea de 104 km2 a

4,0x106 km2 (Hughes, 1978). Existem cerca de 1000 vezes mais partculas presentes

nestas nuvens do que na atmosfera ao seu redor (Farlow et al., 1970).

Rosen (1969) revisou as tcnicas pticas (como por exemplo, sondas a laser e bales de

medies de extino solar) utilizadas para fazer medidas indiretas da presena de poei-

ras na estratosfera e constatou a existncia de partculas de poeira na estratosfera com

dimetros da ordem de 5x10-6m, sugerindo que estas partculas poderiam resultar da

ablao de meteorides que sobreviveram interao com a alta atmosfera. Alm disso,

h fortes indcios que relacionam a ocorrncia de chuvas de meteoros com a formao

de linhas-D de sdio (5806-5896) em espectros luminescentes (Link & Robley,

1971; Kirchhoff & Takahashi, 1984).

Utilizando tcnicas de VLF (Very Low Frequecy) foram feitas observaes na regio da

camada-D ionosfrica (ver Apndice 2: Tabela A2.1) durante a noite que mostram per-

turbaes na propagao destes sinais em virtude de chuvas de meteoros (Vilas-Boas et

al., 1986; Kaufmann et al., 1989; Paes Leme, 1994).

Existem ainda importantes evidncias que os ons metlicos, que so encontrados em

altitudes entre 80 e 120 km na ionosfera terrestre, podem estar associados com a passa-

gem de meteoros (Whitehead, 1989). Grebowsky et al. (1998) concluram a partir de

dados de 40 vos de foguetes, que as chuvas de meteoros tm um impacto significativo

na composio mdia da atmosfera. Zhou & Mathews (1999) observaram que ocorre

uma deposio direta de material meterico na camada-E da ionosfera entre 102 e 109

km de altitude, utilizando dados coletados do radar de Arecibo de 1987 a 1995.

37

CAPTULO 3

TCNICAS OBSERVACIONAIS

Diversas tcnicas tm sido utilizadas para estudar os meteoros, dentre as quais podemos

citar: observaes a olho nu, cmeras fotogrficas Super-Schmidt (Jones & Hawkes,

1975), telescpios (Lovell, 1954), televiso (Naumann & Clifton, 1973; Hawkes & Jo-

nes, 1986; Hawkes, 1993) e radares (Kaiser & Class, 1952).

O objetivo destas tcnicas obter o mximo de informao possvel a respeito dos me-

teoros, tais como a orientao de suas trajetrias na atmosfera, distncia, posio angu-

lar e velocidade, bem como a massa dos meteorides que os originam. Dados fotomtri-

cos e espectroscpicos tambm podem fornecer informaes sobre a magnitude e com-

posio qumica dos mesmos.

Se todas as informaes colhidas individualmente por cada tcnica fossem comparadas,

seria possvel testar com maior confiabilidade a teoria fsica dos meteoros e, assim,

melhor compreendermos este fenmeno. Porm pouco se tem feito nesse sentido.

3.1. Observao Visual

A observao de meteoros a olho nu ou com telescpio de grande abertura o mtodo

mais antigo utilizado pelo homem. A simples contagem de meteoros feita por um obser-

vador, em intervalos de uma hora, convertida em taxa horria zenital (THZ) de me-

teoros. Esta a maior contribuio desta tcnica.

Em noites de Lua Nova, a THZ mdia de 10 meteoros/hora. O campo de viso do olho

humano aproximadamente de 120. A distribuio de magnitude dos meteoros que

conseguimos enxergar : 15% mais brilhantes que 0,75 magnitude; 75% entre 3,75 e

0,75 magnitudes; e 10% mais dbeis que 3,75 magnitudes (Hughes, 1978). Os telesc-

pios tambm tm sido utilizados na observao de meteoros (Lovell, 1954). A magnitu-

38

de mxima de um meteoro observada com este instrumento igual a seis magnitudes

(Hughes, 1978).

3.2. Fotografia

O mtodo fotogrfico tem sido utilizado desde 1885, quando L. Weinek tirou a primeira

fotografia de um meteoro em Praga. As cmeras mais utilizadas para fotografar meteo-

ros so usualmente chamadas de pequenas cmeras para que haja uma distino das

cmeras Super-Schimdt. As pequenas cmeras conseguem detectar no mximo meteo-

ros de magnitude zero. As Super-Schmidt, pelo fato de terem uma razo focal (i.e., a

razo entre distncia focal e o dimetro da abertura da lente da cmera) igual a 0,8 e um

campo angular circular de 55, com filmes de rpida velocidade, podem detectar meteo-

ros abaixo de magnitude 4 (Whipple, 1954). Com duas supercmeras consegue-se ainda

determinar a velocidade dos meteoros (Jones & Hawkes, 1975).

3.3. Televiso

Um sistema denominado LLLTV (Low Light Level Television) tambm foi desenvolvi-

do para o estudo de meteoros. Em termos de desempenho observacional, este sistema

intermedirio entre o fotogrfico e o radiomtrico (com radares). A magnitude limite da

tcnica televisiva de magnitude 9.

Este sistema tem pequeno campo de visada (15) o que reduz o nmero de trilhas regis-

tradas e no permite uma boa qualidade na razo sinal-rudo para meteoros dbeis.

Alm disso, esta tcnica s tem bom desempenho em noites bastante escuras (Lua

Nova, por exemplo) e sem nuvens. Como conseqncia, um nmero muito pequeno de

meteoros observado com esta tcnica.

39

3.4. Espectroscopia

Os primeiros espectros de meteoros foram obtidos por A. S. Herschel, J. Browning e N.

von Konkoly, a partir da segunda metade do sculo XIX. As linhas espectrais de meteo-

ros so em sua maioria de emisso com baixo potencial de excitao. As duas compo-

nentes mais comuns e intensas so as linhas do dubleto de sdio (cor amarela) e do tri-

pleto de magnsio (cor verde)

A anlise de um espectro meterico consiste em trs etapas: a determinao da escala de

comprimento de onda e identificao das linhas; a calibrao das intensidades das li-

nhas; e a interpretao fsica do espectro. O objetivo principal desta anlise consiste em

conhecer a composio qumica do meteoride que originou um dado meteoro.

3.5. Radar

Desde 1925, a cincia de radar foi estabelecia para se estudar a alta atmosfera (acima de

80 km de altitude). Em 1939, com o incio da 2a. Guerra Mundial, as pesquisas que uti-

lizavam radares foram adiadas. Muitos meteoros detectados neste perodo eram confun-

didos com avies, mas notou-se que os ecos dos meteoros eram bem mais curtos que

aqueles dos avies. Com o final da guerra, a tcnica de radar passou a ser fortemente

utilizada em programas de observaes metericas.

A tcnica de radar (ver Captulo 4) uma ferramenta poderosa porque capaz de identi-

ficar meteoros produzidos por partculas com massas to pequenas quanto 10-6 g. Essa

massa bem inferior massa das partculas que produzem meteoros identificados por

outras tcnicas (ver Tabela 3.1). Partculas com esta massa tm dimenses da ordem de

80 m (Hughes, 1978), sendo as menores partculas que se pode associar aos meteoros.

40

TABELA 3.1 Valores dos parmetros tpicos de meteorides, tal como massa

(m), densidade (), raio (R) e magnitude absoluta visual (Mv), emfuno das tcnicas de observao de meteoros.

FONTE: Hughes (1978).

Tcnica m (g) (g cm-3) R (cm) MvRadar

TV

Telescpio

Fotografia

Olho Humano

10-6

10-4

10-2

10-1 1

3 0,3

0,8 0,3

0,3

0,3

0,3

40 x 10-4

30 x 10-3

20 x 10-2

20 x 10-2 10

10

Sem limite

9 6 4 0,0

Atualmente, com a modernizao das tcnicas de radar e utilizando tcnicas de interfe-

rometria, esses instrumentos podem monitorar corpos provenientes do meio interplane-

trio, interestelar e at objetos feitos pelo prprio homem, como os satlites artificiais

que no final de suas vidas caem para a Terra, fragmentando-se quando em contato com

a alta atmosfera, produzindo os meteoros artificiais (ver Seo 3.6).

3.6. Meteoros Artificiais

Tendo em vista o progressivo aumento de artefatos espaciais em rbita da Terra produ-

zidos pelo prprio homem (figura 3.1), a tcnica de radar vem se transformando em uma

poderosa ferramenta para monitorar estes lixos espaciais, uma vez que ao penetrarem

na atmosfera terrestre geram meteoros artificiais. possvel distinguir uma trilha de

meteoros formada por um meteoride daquela deixada por pedaos de um veculo espa-

cial. A diferena bsica a baixa velocidade com que esse lixo entra na atmosfera se

comparada com a velocidade dos meteorides.

41

Fig. 3.1. Concepo artstica da distribuio de artefatos espaciais ao redor da

Terra.

FONTE: Headline Universe (1995).

Alm disso, alguns meteoros artificiais so criados a partir de experimentos em que se

conhece a composio qumica, massa e velocidade dos mesmos. Neste caso, os meteo-

ros artificiais servem como objetos de calibrao para os modelos tericos de meteori-

des.

43

CAPTULO 4

TCNICA DE RADAR

O RADAR (RAdio Detection And Ranging) uma variao da tcnica de rdio. um

dispositivo eletrnico com a finalidade de estender a limitao de observao da viso

humana, pois capaz de detectar e localizar objetos em condies climticas adversas.

Um radar composto basicamente por uma antena transmissora que emite pulsos ele-

tromagnticos na faixa de rdio freqncias e por uma antena receptora. Dependendo

das caractersticas do meio pelo qual os pulsos transmitidos se propagam, estes podem

ser refletidos ou espalhados. Os pulsos refletidos de forma especular so detectados pelo

radar como ecos.

Existem duas tcnicas bsicas para radares: bi-esttico ou forward-scatter e o mono-

esttico ou backscatter. A diferena essencial entre estas tcnicas que a primeira con-

siste em ter um transmissor situado a centenas de quilmetros de distncia dos recepto-

res, enquanto que a segunda possui o transmissor no mesmo local dos receptores. Nesta

configurao, o radar bi-esttico detecta meteoros com direes tangentes a elipsides

com focos no transmissor e no receptor (Figura 4.1). O radar mono-esttico o caso

limite do radar bi-esttico em que os focos so coincidentes, fazendo com que apenas os

meteoros tangentes s esferas centradas nas antenas transmissora e receptora sejam de-

tectados. Desta forma, s aqueles meteoros que esto contidos em planos que fazem 90o

com a direo do pulso emitido pelo radar so detectados (Figura 4.2).

44

Fig. 4.1. Configurao para o radar bi-esttico (forward-scatter).

Fig.4.2. Configurao para o radar mono-esttico (backscater).

Os principais parmetros de um meteoro fornecidos por um radar so sua distncia (al-

cance), direo (posio angular) e velocidade. O alcance R do radar determinado pelo

intervalo de tempo t que o pulso transmitido leva para ir at o meteoro e voltar. Sendoa velocidade de deslocamento do pulso eletromagntico igual velocidade da luz c,

ento:

2tcR = (4.1)

45

A posio angular do meteoro pode ser determinada a partir da direo de chegada (ou

fase) da frente de onda refletida pela trilha do meteoro. Na prtica isso feito com um

sistema interferomtrico (Felli & Spencer, 1988).

Por fim, existem duas velocidades associadas a um meteoro: velocidade radial e velo-

cidade geocntrica (ver Seo 4.5). A primeira velocidade est relacionada com o des-

locamento sofrido pela trilha meterica ao longo de sua trajetria devido aos ventos da

alta atmosfera, sendo obtida por efeito Doppler. A segunda a velocidade de entrada do

meteoride na atmosfera, sendo inferida a partir da figura de difrao de Fresnel da po-

tncia recebida de um radar pulsado (McKinley, 1961).

4.1. Equao do Radar

Uma antena isotrpica aquela cuja potncia do pulso transmitido a mesma para todas

as direes. Assim, a densidade de potncia medida a uma distncia R de um radiador

isotpico ser sua potncia transmitida Pt atenuada pelo quadrado dessa distncia em

todo o espao.

24 RPP tr =

Um irradiador desse tipo no existe na prtica. Qualquer antena diretiva, i.e., possui

um ganho G em uma dada direo. Para a direo de ganho mximo G0, a densidade de

potncia transmitida ser:

20

4 RPGP tr =

Ao atingir um alvo, a onda transmitida ser espalhada de acordo com a seo de choque

desse alvo. No caso ideal, esta onda refletida de forma isotrpica. A radiao refle-tida na mesma direo da onda incidente gera o eco que captado pelo radar (neste

(4.2)

(4.3)

46

caso, mono-esttico). Assim, a potncia recebida ser igual densidade de potncia

refletida atenuada tambm pelo quadrado da distncia R percorrida em todo espao at a

antena receptora:

( )2204 RPGP tr =

Quando este eco atinge a antena, apenas uma frao dele absorvida pela mesma. Defi-

nimos, assim, uma rea efetiva da antena Ae. A potncia recebida passa ento a ser ex-

pressa como:

( ) etr ARPGP = 2204

A partir desta rea definido um ngulo slido que representa o lbulo principal da

antena. Esse lbulo corresponde direo de ganho mximo em potncia da antena (di-

retividade da antena D). Sendo A o ngulo slido total do feixe da antena, ento:

A

GD ==4

0

Como eA A2= , ento a rea efetiva e a diretividade da antena se relacionam da se-

guinte forma:

204 eAGD ==

Logo,

4

02GAe =

(4.4)

(4.7)

(4.5)

(4.8)

(4.6)

47

Finalmente, substituindo a Equao (4.8) em (4.5), a potncia recebida pelo radar, co-

nhecida com equao de radar, pode ser escrita como:

43

220

64 RGPP tr

=

A Equao (4.9) a relao para a potncia recebida por um radar atravs de seu lbulo

principal.

4.2. Alcance Mximo

A partir da equao de radar, podemos obter uma relao para o alcance mximo

(Skolnick, 1962):

41

20

16

=

mn

etmx S

AGPR (4.10)

Sendo,

Rmx alcance mximo do radar

Pt potncia transmitida

G0 ganho mximo da antena

Ae rea efetiva da antena

seo de choque do alvo (trilha de meteoro)Smn sinal mnimo detectvel

A maioria dos parmetros da Equao (4.10) de fcil controle, exceto a seo de cho-

que do alvo. Pela equao de radar, se desejamos trabalhar com longos alcances, ento a

potncia transmitida deve ser alta e a energia irradiada deve estar contida em um feixe

estreito (antena com alto ganho de transmisso). A energia do eco recebida deve ser

coletada por uma antena de grande rea efetiva (antena com alto ganho de recepo),

devendo o receptor ter alta sensibilidade a sinais fracos.

(4.9)

48

Contudo, apenas a equao de radar no capaz de prever, com um satisfatrio grau de

preciso, o valor real do alcance de um dado radar. Os valores de alcances fornecidos

pela Equao (4.10) so, em geral, bastante otimistas. Na prtica, o alcance real menor

que a metade daquele fornecido pela equao de radar. Parte desta discrepncia devido

ao fato da Equao (4.10) no explicitar vrios termos de perda que ocorrem no radar.

Um outro fator relevante a natureza estatstica (ou imprevisvel) de vrios parmetros

desta equao.

O sinal mnimo detectvel e a seo de choque do alvo so de natureza estatstica e de-

vem ser expressos de maneira estatstica. H outros termos estatsticos que no apare-

cem na Equao (4.10), mas que influenciam significativamente no desempenho do

radar. Estes termos decorrem das condies meteorolgicas ao longo do caminho de

propagao da radiao transmitida pelo radar e refletida pelo alvo, bem como depen-

dem do desempenho e modo de operao do sistema do radar (ver Seo 4.3).

4.3. Sensibilidade Mnima, Rudos de Receptores, Rudos Csmicos

O mais fraco sinal que um receptor pode detectar denominado mnimo sinal detecta-

do. A especificao de sinal mnimo por vezes difcil por causa de sua origem estats-

tica e do critrio adotado para decidir se um sinal ou no proveniente de um alvo real.

O critrio de deteco, em geral, estabelece um rudo de referncia na sada do receptor.

Se o sinal de sada excede o rudo de referncia, assume-se que um sinal foi detectado.

Alm disso, o sinal detectado tem que competir com o rudo trmico gerado pelo re-

ceptor do radar, bem como com rudos na faixa de rdio produzidos pelo Sol e por fon-

tes galcticas. Um resistor a temperatura T, em um receptor ideal, produz uma potncia

trmica de rudo PR igual a:

fkTPR = , (4.11)

sendo k a constante de Boltzmann (1,38 x 10-23 J/C) e f a largura de banda total doreceptor medida entre os pontos que definem a meia potncia da curva de resposta do

49

mesmo. Por conveno a temperatura tpica ambiente (T0) da ordem de 300 K. Ne-

nhum receptor perfeito, e sua potncia de rudo pode ser expressa em termos de uma

temperatura equivalente TR:

fkTP RR = (4.12)

Quando a potncia de rudo expressa em decibis 1 (db), esta chamada de figura de

rudo (F), que usada para especificar o desempenho do receptor. Assim, melhor ser o

receptor quanto mais prximo do valor unitrio estiver o F, ou seja, zero db. A potncia

de rudo expressa em termos da figura de rudo (McKinley, 1961):

( ) fFkTPR = 10 (4.13)

A potncia do rudo PA devido a fontes extraterrestres, pode ser escrita como

fkTP AA = , onde TA a temperatura equivalente de rudo no receptor. Temperaturas derudo equivalentes podem exceder milhes de graus, mas isto no deve ser confundido

com a temperatura trmica da fonte atual, a qual pode ser bem menor.

Assim, a potncia total de rudo ( tRP ) pode ser expressa como:

( ) fkTTTP ARtR += (4.14)

Existem ainda outras fontes de rudo para radares metericos que esto associadas

dinmica da ionosfera, a efeitos de tempestades eltricas (relmpagos) e geomagnticas,

bem como efeitos de propagao da radiao no meio atmosfrico (ver Seo 4.3.1).

1 Por definio, um decibel (db) igual a 10 log[Prudo/ Psinal]. Ento, quando a potncia de rudo

idntica a potncia do sinal, temos db = 0.

50

4.3.1. Efeitos de Propagao

Na anlise do desempenho de um radar conveniente assumir que tanto o radar quanto

o alvo em estudo se encontram em ambiente livre de atenuao. Entretanto, no h

radares operando nestas condies. Na maioria dos casos, a superfcie terrestre e o meio

atravs do qual a radiao emitida pelo radar se propaga tm um efeito significativo no

desempenho do radar. Os principais efeitos causados na propagao do sinal de um

radar so a atenuao e a refrao atmosfricas.

1) Atenuao atmosfrica: os gases e o vapor dgua que compe a atmosfera terrestre

atenuam a radiao eletromagntica. O resultado uma perda de intensidade da radia-

o que se propaga neste meio. A quantidade de radiao atenuada depende da freqn-

cia de operao do radar, assim como dos constituintes do meio atravessado. O fator de

atenuao atmosfrica dado por ( )R2exp , sendo a constante de atenuao domeio e R o alcance do radar. Se for grande ou se o caminho de propagao for longo,ento o fator de atenuao deve ser includo na equao de radar. Quando este fator

includo, a soluo da equao de radar torna-se mais complicada.

2) Refrao atmosfrica: a densidade da atmosfera no uniforme com a altitude, o que

resulta em uma curvatura (desvio) no sinal do radar da mesma forma que a luz se curva

ao passar por um prisma. O vapor dgua o principal componente atmosfrico respon-

svel por este efeito. Em alguns casos, como por exemplo a utilizao de radares de alta

potncia, mltiplas refraes podem resultar em um aumento no alcance do radar. Esta

condio chamada super-refrao, que uma propagao anmala. A camada-F, em

que a densidade inica bastante alta, tambm produz refrao na faixa de rdio fre-

qncias. Entretanto, no caso de um radar meterico, os efeitos de refrao so pratica-

mente desprezveis com relao atmosfera neutra (vapor dgua) e ionosfera.

51

4.4. Trilhas de Meteoros e Durao de Ecos

Sabemos que dependendo do ngulo de incidncia, massa, velocidade e estrutura do

meteoride, uma trilha de meteoro pode atingir extenses entre 7 km e 20 km, com raio

em torno de 1m (Figura 4.3).

Em geral, a velocidade tpica das substncias qumicas ejetadas de um meteoride

uma composio da velocidade de ablao (velocidade de escape da superfcie do mete-

oride, que cerca de 1 km/s) com a velocidade de entrada do meteoride na atmosfera.

Desta forma, a energia cintica destas substncias da ordem de dezenas ou centenas de

eltrons-volts.

Fig. 4.3. Esquema representativo de uma trilha de meteoro com aproximadamente

15 km de extenso gerada por um meteoride com velocidade de 40 km/s.

FONTE: Hughes (1978).

Se considerarmos a massa molecular mdia destas substncias igual a 30 (lembrando

que uma unidade de massa atmica 1,67 x 10-24 g) e que estas possuem velocidades

geocntricas de 40 Km/s, podemos estimar a energia cintica envolvida no processo:

( ) ( ) evergsxxxxx 25010410401067,13021 102524 == . (4.15)

52

Esta energia cintica alta o suficiente para excitar e ionizar as substncias removidas

da superfcie do meteoride e da prpria atmosfera, uma vez que os potenciais de exci-

tao e ionizao destes elementos qumicos so da ordem de 2 ev a 15 ev. Portanto, o

meteoride ao interagir com a atmosfera gera uma trilha de gs ionizado. As trilhas de

meteoros possuem uma densidade linear crtica igual a 2,4 x 1014 eltrons/m (Hughes,1978) e temperaturas entre 2000 K e 5000 K (Ceplecha et al., 1998).

Uma trilha de meteoros pode ser dividida em duas classes de acordo com a densidade

linear de eltrons contida na mesma. Se a densidade de uma trilha menor que uma

densidade , ento esta dita subdensa. As ondas de rdio em uma trilha subdensa pe-netram livremente na coluna da trilha e cada eltron atua como uma fonte espalhadora.

Se a densidade de uma trilha maior que , ento esta dita superdensa. Em trilhassuperdensas, as ondas de rdio no penetram no meteoro e so completamente refletidas

pelos eltrons, pois atuam como uma superfcie cilndrica especular devido alta densi-

dade dessas partculas carregadas.

A potncia mxima do eco recebida pelo radar em funo da densidade linear eletrnica

de uma trilha meterica dada por (Hughes, 1978):

32

22320

32 RrGPP etr

= ; < 2,4 x 1014 m-1 (4.16)

32

21

21

320

105 RrGPP etr

= ; > 2,4 x 1014 m-1 (4.17)Sendo,

Pr Potncia Recebida

Pt Potncia Transmitida

R alcance do radar

G0 ganho da antena (figura de radiao)

Comprimento de onda do pulso emitidomcere

2= raio clssico do eltron

53

A potncia dos ecos de trilhas subdensas cresce rapidamente at atingir um pico e de-

pois decai exponencialmente. O tempo de decaimento Tsub, que definido como a me-

dida do tempo que a amplitude do eco leva para chegar a um valor de 1/e da sua ampli-

tude mxima (McKinley, 1961), dado por (Hughes, 1978):

DTsub 2

2

16= (4.18)

Sendo D o coeficiente de difuso ambipolar do meio.

No caso de trilhas superdensas, o crescimento da amplitude do eco mais gradual e se

mantm por muito tempo em torno do valor de mxima amplitude. Neste caso, o tempo

de decaimento Tsuper corresponde a durao do eco acima de um dado nvel de refern-

cia absoluta que pode ser escolhido igual ao nvel de rudo do receptor e seu valor

dado por (Hughes, 1978):

DT er 2

2

sup 4= (4.19)

Ecos de longa durao podem sofrer interferncias devido a freqncias refletidas de

duas ou mais regies distintas da trilha. Estas diferentes regies de reflexo so conse-

qncia da quebra da trilha causada por ventos na alta atmosfera. O tempo de durao

tpico dos ecos subdensos da ordem de 0,1 segundo (teoria clssica dos meteoros),

enquanto que as duraes dos ecos superdensos podem se estender de segundos at v-

rios minutos (McKinley, 1961).

54

4.5. Mtodo para Determinao de Velocidades Geocntricas

Segundo Mckinley (1961), pela teoria clssica de Fresnel, para um radar de pulsos coe-

rentes, as expresses para a potncia recebida antes (-s) e aps (+s) t0, instante equiva-

lente a um ponto da trilha que est a menor distncia (R0) do radar, so:

+++=+ 2sen

2)(2

222

2 xxIII

xIsP drdrdr

+++= + sen

sentan2

sen2)( 12

222

2

dr

drrrdr II

IIxExIE

xIsP

Sendo,

Ir potncia do eco recebida;

Id potncia recebida direto do transmissor;

( )DR = 022 diferena de fase entre a onda refletida pela trilha e aquela proveni-

ente do transmissor;

D menor distncia entre o receptor e o transmissor para que haja uma diferena de

fase ;E ( )4sen222 += drdr IIII .Fazendo-se a aproximao que ( ) 2102 Rxs = , sendo Vs = , ento o argumento 22xdos termos de oscilao das Equaes (4.20) e (4.21) igual 0222 RV . Assim,definimos uma freqncia instantnea de oscilao if , tal que:

( ) ( ) 0222sen2sen RVfi =Dessa forma, a partir da Equao (4.22) obtemos a seguinte relao:

(4.20)

(4.21)

(4.22)

55

022

RVfi =

Sendo,

fi freqncia de oscilao da difrao;

V velocidade geocntrica do meteoro;

R0 distncia mnima da trilha ao radar;

comprimento de onda do pulso incidente; = t t0.

Os grficos de fi versus fornecem diretamente a velocidade do meteoro em estudo(McKinley 1961).

A tcnica utilizada pelo SKiYMET para a determinao da velocidade de entrada de

meteoros segue, em linhas gerais, os mesmos princpios anteriormente apresentados,

porm obedecendo aos critrios expostos por Cervera et al. (1997). O mtodo faz uso do

fato que se uma trilha de meteoro formada na atmosfera, esta pode ser iluminada por

ondas de rdio que incidem perpendicularmente nesta trilha. Assim, como a cabea do

meteoro impe um limite geomtrico trilha, ento a quantidade de radiao recebida

pelo radar apresenta um padro de difrao de Fresnel. Este padro se desloca pelo

radar medida que a frente da trilha (ou cabea do meteoro) se move na atmosfera. A

Figura 4.4 mostra uma trilha meterica dentro do feixe de radiao de um radar mono-

esttico, bem como o padro de difrao que se forma prximo ao radar.

(4.23)

56

Fig. 4.4. Geometria do caminho de um meteoro em relao a um radar mono-

esttico (bacscatter). O padro de difrao de Fresnel relativo ao instante

t tambm mostrado. O instante t0 corresponde menor distncia da

trilha meterica ao radar (R0).

A partir de medidas do nmero de oscilaes das amplitudes associadas com padro de

difrao referente trilha detectada, em funo do tempo, podemos inferir a velocidade

do meteoro (Hocking, 2000). Cabe ressaltar que este padro de Fresnel primeiramente

surge antes do pico de amplitude do sinal do meteoro e depois persiste aps este pico.

Antigamente, costumava-se utilizar apenas as oscilaes de amplitudes aps a ocorrn-

cia do pico do sinal meterico (McKinley, 1961). Atualmente, para o cculo de veloci-

dades geocntricas so utilizadas as medidas de oscilaes de amplitudes complexas

antes do referido pico (Cervera et al., 1997).

57

CAPTULO 5

OBSERVAES E ANLISES

5.1. Radar SKiYMET

Observaes de meteoros espordicos e chuvas de meteoros foram realizados no pero-

do de 1999 a 2001, utilizando o radar cientfico SKiYMET (VHF All-Sky Interferome-

tric Meteor Radar). Este radar est localizado no INPE de Cachoeira Paulista (So

Paulo, Brasil), operando em 35,24 MHz. Este instrumento utiliza cinco antenas yagis

receptoras de dois elementos, formando uma base interferomtrica (Figura 5.1). A

transmisso de pulsos eletromagnticos feita por uma nica antena yagi de trs ele-

mentos situada prxima a este arranjo, caracterizando o SKiYMET como um radar de

retro-espalhamento (backscatter). Estes pulsos possuem larguras de 13,3s e so emiti-dos a uma potncia de 6 ou 12 kW, em intervalos de 0,5 ms aproximadamente (o inver-

so desta grandeza corresponde freqncia de repetio de pulsos do radar). O radar

tem uma resoluo espacial de 2 km no cu, ou seja, objetos com mesmo azimute po-

dem ser distinguidos se a distncia mnima entre os mesmos for deste valor. Caso isto

no ocorra, caracteriza-se uma ambigidade no sinal recebido.

A Freqncia de Repetio de Pulsos (FRP) do radar igual a 2144 Hz. Esta caracte-

rstica do SKiYMET permite que a velocidade de entrada de muitos meteoros na atmos-

fera seja determinada (Cervera et al., 1997). Conhecendo-se a distncia dos meteoros

(alcance do radar) e suas coordenadas horizontais locais (azimute e elevao) possvel

determinarmos a altura dos mesmos (Figura 5.2).

O SKiYMET foi desenvolvido para empregar tcnicas interferomtricas usando um

espaamento ideal entre as antenas, o que possibilita a cobertura completa do cu acima

do horizonte (sistema all-sky). Esta tcnica permite ainda determinar a localizao an-

gular do objeto detectado a partir de informaes das fases de cada uma das antenas

receptoras.

58

Fig.5.1. Arranjo das cinco antenas receptoras do radar SKiYMET. As antenas em

forma de cruz assimtrica esto separadas por 2,0 e 2,5 ao longo dos ei-xos horizontal e vertical, onde comprimento de onda do radar (~ 8,5m).A posio da antena transmissora no crtica, podendo ser colocada em

qualquer local convenientemente prximo ao arranjo receptor.

As principais medidas fornecidas pelo programa incorporado ao sistema do SKiYMET

so: data e hora (ano, ms, dia, hora, minuto, segundo e milisegundo); o alcance do eco;

a altura do meteoro; a distncia zenital e o ngulo azimutal do meteoro; o nvel de am-

bigidade; o erro de fase entre os pares de antenas; o tempo de durao da trilha mete-

rica; e velocidade de entrada do meteoride na atmosfera. Na Seo 5.1.1 feita uma

descrio dos critrios utilizados pelo sistema do SKiYMET para discriminar se o eco

detectado ou no devido a um meteoro.

59

Fig.5.2. Configurao da deteco de uma trilha meterica por um radar backs-

catter. O Alcance (R) do radar se relaciona com a elevao (E) e a altura

(h) da trilha de meteoro conforme a equao a seguir: h = R senE.

5.1.1. Critrios de Seleo de Meteoros

O SKiYMET, cujo diagrama de bloco apresentado na Figura 5.3, possui um programa

prprio para detectar e discriminar meteoros de outros eventos. A deteco feita a

partir de dois estgios de anlises consecutivos. O primeiro consiste na identificao de

candidatos a meteoro por um programa denominado detector. Nessa etapa, so arma-

zenados os dados de possveis meteoros para serem re-analisados posteriormente. Estes

arquivos preliminares incluem apenas os dados obtidos 1s antes e at 3s aps o registro

da amplitude mxima do sinal do possvel meteoro. O segundo estgio da anlise

(skiycorr) re-avalia os ecos registrados, porm com muito mais detalhes, para confir-

mar se o eco foi ou no gerado por um meteoro.

O primeiro estgio (deteco de meteoros) o processo mais difcil da anlise de meteo-

ros (Hocking et al., 2001). O objetivo deste estgio encontrar os ecos de meteoros e

descrimin-los daqueles, tambm de curta durao, que no so devido aos meteoros.

As caractersticas que permitem distinguir os meteoros dos demais eventos so a curta

durao dos meteoros (trilhas subdensas), o crescimento rpido e a queda temporal qua-

60

se-exponencial do sinal detectado. Se o sinal cresce lentamente, ento o dado rejeitado

como sendo ou de um avio, ou como ecos vindos da camada-E da ionosfera, ou como

algum outro tipo de contaminao. preciso ainda garantir que o eco dure relativa-

mente pouco (menos que 2 ou 3 s). Uma aeronave, por exemplo, dura cerca de 10 s ou

mais para atravessar a zona do feixe de radiao emitido pelo radar. Assim, se a ampli-

tude do sinal recebido retornar ao normal em 3 s, maior a possibilidade que um meteo-

ro tenha gerado tal eco. Contudo, apenas este teste no suficiente para garantir que o

sinal de fato produzido por um meteoro. necessrio verificar se a amplitude mdia

comparvel ao rudo aps 3s do pico e se o meteoro surge repentinamente dentro de um

tempo de 0,3 s ou menos.

Fig.5.3. Diagrama de Bloco do SKiYMET.

61

Pulsos eletromagnticos gerados por relmpagos tambm so fenmenos captados por

radares metericos. A durao de um relmpago sempre excede o perodo entre os pul-

sos do radar. Por este motivo, seus efeitos podem ser encontrados em sucessivos pulsos.

Quando isto ocorre, o sinal tende a mostrar variaes substanciais na amplitude durante

seu tempo de vida, se comparada com a suave queda de sinais provenientes de meteo-

ros. A fim de excluir os sinais de relmpagos e de outros efeitos (tais como a reflexo da

camada-E espordica), analisa-se a variao da amplitude do sinal em um intervalo de

900 ms aps o pico. Nesta etapa, primeiro se identifica a posio equivalente a 30% do

valor do pico da amplitude do sinal. Em seguida, a amplitude do eco examinada alm

deste ponto, para verificar se a amplitude continua decrescendo ou se cresce acima de

70% de sua amplitude inicial. Quando este ltimo caso ocorre, o eco detectado no pos-

sui caractersticas metericas, sendo rejeitado. Este mtodo mostrou-se muito eficiente

para remover sinais associados com relmpagos. Todavia, este algortimo tem a des-

vantagem de remover tambm os meteoros superdensos. Porm, como este tipo de me-

teoro representa uma pequena frao do nmero total de ocorrncia dos meteoros, a

perda no to significativa. Este teste ainda rejeita meteoros dbeis cuja razo sinal-

rudo seja muito pequena.

No segundo estgio da anlise (confirmao de meteoros), os dados gravados na primei-

ra etapa so submetidos a testes mais rigorosos, a fim de assegurar que os possveis

meteoros registrados sejam realmente meteoros. Estes eventos so analisados atravs

do programa skiycorr que repete alguns passos da etapa anterior, porm com maior

exigncia nos critrios de rejeio. Uma vez conhecidos os verdadeiros meteoros, o

programa passa ento a determinar a localizao destes meteoros no cu (alcance, azi-

mute e distncia zenital), bem como realiza uma srie de clculos que determinam o

tempo de durao, a velocidade radial e a velocidade de entrada destes meteoros. Os

resultados desta anlise so gravados em arquivos ASCII (formato de texto) a partir dos

quais podem ser feitos diversos estudos sobre os meteoros. Antes de aplicar os testes

desse estgio, importante registrar a diferena de fase intrnseca entre os pares de an-

tenas receptoras. Estas diferenas de fases devem ser conhecidas para que as posies

dos meteoros sejam inferidas com preciso.

62

5.2. Anlise das Chuvas de Meteoros

Neste Captulo apresentamos o mtodo utilizado para estudar as chuvas de meteoros.

Delta Aquaridas do Sul (DAS) uma das chuvas de nossa amostra neste trabalho e foi

escolhida para ilustrar algumas etapas do mtodo de anlise empregado.

5.2.1. Determinao dos Radiantes

Quando um meteoro formado pode ser detectado por um radar pelo fato de ser uma

trilha de plasma. Se o radar mono-esttico, ento a trilha detectada perpendicular a

um vetor com origem no radar que aponta na direo da trilha. Dessa forma, podemos

gerar um crculo mximo no cu, centrado no radar, que representa a posio de dife-

rentes radiantes que seriam possveis candidatos a formar tal meteoro (Figura 5.4), o

qual possui uma dada elevao e azimute. Todavia no se sabe qual desses possveis

radiantes sobre o crculo mximo a fonte real da trilha. Se um outro meteoro detec-

tado, um outro crculo de possveis radiantes criado, e assim sucessivamente.

Estes crculos mximos podem ser gerados em coordenadas equatoriais celestes para

cada meteoro detectado, quando conhecemos o dia e hora da deteco, a elevao e o

azimute, bem como a latitude e longitude da estao de radar (observador). Se h uma

nica fonte no cu da qual surgem vrios meteoros, tal como uma chuva de meteoros,

ento os crculos mximos iro se interceptar em um nico ponto que corresponde

posio exata da fonte em ascenso reta e declinao.

A posio do radiante das chuvas de meteoros foi determinada a partir do programa

RADIANTS (desenvolvido pelo Dr. Clemesha, INPE/ Diviso de Aeronomia) que for-

nece as coordenadas equatoriais celestes do radiante utilizando a metodologia descrita

no pargrafo anterior. Outras verses de algortimos similares foram apresentadas por

Jones & Morton (1982) e Jones & Brown (1994).

63

Fig. 5.4. Representao do plano que contm o crculo mximo de possveis radian-

tes que podem gerar o meteoro detectado pelo radar. Este plano per-

pendicular direo do eco captado pela condio imposta na configura-

o de um radar mono-esttico (backscatter).

Aquele programa l os arquivos de sada do SKiYMET e elimina os meteoros com am-

bigidade. A partir da elevao, azimute e hora de ocorrncia de um meteoro, o crculo

mximo que contm os possveis radiantes desenhado em coordenadas equatoriais

celestes. Isto feito para todos os meteoros selecionados pelo radar.

Para traar os crculos mximos, o programa divide a esfera celeste em regies (caixi-

nhas) com dimenses de 2 x 2 e permite selecionar o intervalo de tempo e altura

dentro do qual desejamos realizar as contagens dos crculos mximos. Em geral, esco-

lhemos um intervalo de altura de 40 km a partir de uma altura inicial de 70 km e um

intervalo de tempo que cubra 24 horas do dia analisado.

Para cada meteoro detectado, o programa incrementa uma contagem em cada caixi-

nha. Essa contagem corresponde a um possvel radiante contido no crculo mximo

que atravessa essas caixinhas. Assim, no caso de uma chuva de meteoros a caixinha

com maior contagem corresponde regio onde est o radiante mais provvel da chuva

64

em questo. O programa sempre fornece a coordenada do centro da caixinha com a

maior contagem. Logo, a posio do radiante obtida automaticamente. Para dias de

meteoros espordicos a contagem mxima no muito diferente da contagem mdia das

caixinhas vizinhas, equivalendo a uma contagem de fundo em dias de chuva.

As figuras 5.5 (a) e (b) mostram exemplos deste procedimento, para um dia sem e outro

com chuva de meteoros, respectivamente. Notamos por estas figuras que no dia de chu-

va, h uma regio bem definida e concentrada de acordo com a escala de cores pr-

definida no programa, indicando a posio do radiante. Portanto, na prtica, identifica-

mos um dia contendo algum radiante apenas observando estes grficos.

(a)

Fig. 5.5. Distribuio dos crculos mximos em funo de coordenadas equatoriais

celestes para um dia (a) sem radiante, (b) com radiante de chuva meteri-

ca.

(continua).

65

(b)

Fig. 5.5. Concluso.

Para identificar as chuvas e estimar suas duraes, fizemos uma pesquisa em todos os

dias de um ano. Uma vez determinado o radiante, a data em questo marcava o incio de

uma chuva de meteoros. A partir deste instante, o mximo de contagem e a variao de

sua posio em relao coordenada do primeiro dia da chuva, foram monitorados sis-

tematicamente. Enquanto os dias apresentavam a contagem mxima acima da contagem

de fundo (espordicos) e as coordenadas correspondentes a posio dessa contagem

variassem dentro de +/-0,13 h em ascenso reta e +/- 2 em declinao, ento o radiante

foi considerado como sendo da mesma chuva. Atravs deste procedimento obtivemos o

perodo das chuvas por ns identificadas. Os resultados desta anlise so apresentados e

discutidos no Captulo 6.

5.2.2. Mtodo de Separao de Meteoros

Nossa amostra de meteoros contm meteoros espordicos em perodo de chuvas. Assim,

foi necessria uma adaptao do programa RADIANTS a fim de excluirmos um bom

percentual de espordicos em dias de chuva de meteoros. Na nova verso, h a possibi-

lidade de selecionarmos uma regio em torno da posio do radiante da chuva. A di-

66

menso desta regio escolhida com base na distribuio da contagem dos crculos m-

ximos em funo de ascenso reta e declinao.

Ajustamos gaussianas s distribuies de contagens dos crculos mximos a fim de es-

timar suas disperses (), as quais correspondem meia largura da gaussiana ajustada.Mostraremos apenas um exemplo do mtodo analisado. As figuras 5.6 (a) e (b) repre-

sentam as distribuies do nmero de contagem versus ascenso reta e declinao, res-

pectivamente, para o ano 2000 no dia de mximo da DAS.

Em cada grfico, a coordenada que no funo do grfico permanece fixa com o valor

da posio do mximo da distribuio. Em outras palavras, para cada valor de ascenso

reta, as contagens correspondem ao nmero total de crculos mximos por ngulo slido

para uma declinao fixa (correspondente ao mximo daquela contagem); Enquanto que

para cada valor de declinao, as contagens correspondem ao nmero total de crculos

mximos por ngulo slido para uma ascenso reta fixa (tambm correspondente ao

mximo daquela contagem). A contagem por ngulo slido visa compensar o mapea-

mento do sistema de coordenadas esfricas na representao cartesiana em duas dimen-

ses.

A fim de evitarmos ao mximo a contaminao das chuvas de meteoros por espordi-

cos, assumimos que os meteoros das chuvas seriam aqueles que estivessem dentro de 2em relao ao pico da distribuio de crculos mximos, tanto em ascenso reta quanto

em declinao. Alm disso, escolhemos o incio e o final do tempo de contagem de

acordo com o nascer e o ocaso do radiante da chuva. Utilizando estes critrios de sele-

o (radiante e tempo), foi possvel criar arquivos contendo apenas os meteoros compa-

tveis com uma determinada chuva. Esses arquivos foram gerados para dias de mximos

de cada chuva nos diferentes anos, os quais possuem o mesmo formato daquele forneci-

do pelo SKiYMET.

67

0 5 10 15 20 25-200

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

Aquaridas do Sul

28 de julho de 2000

DEC = -162

AR = 0.30276 h ~ 4,5

Ajuste com 3 Gaussianas:

Chi^2/DoF 2733,0581R^2 0,88738

Pico rea Centro Largura Altura-------------------------------------------------1 34,351 3,0047 0,0031 8888,22 813,46 22,639 3,3817 191,933 449,63 22,717 0,3028 1184,9-------------------------------------------------Yoffset = 0

Cont

agem

Ascenso Reta (h)

(a)

-100 -80 -60 -40 -20 0 20 40 60 80 100-200

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

Aquaridas do Sul

28 de julho de 2000

AR = 23h

2DEC ~ 4,3

Ajuste com 4 Gaussianas:

Chi^2/DoF 978,97217R^2 0,98524

Pico rea Centro Largura Altura------------------------------------------------------1 36455 -23,124 84,334 344,902 6521,4 -15,415 14,486 359,213 3719,3 -17,760 4,3304 685,284 2725,0 40,073 25,782 84,330------------------------------------------------------Yoffset = 0

Cont

agem

Declinao ()

(b)

Fig.5.6. (a) Distribuio da contagem dos crculos mximos para uma declinao

fixa (correspondente contagem mxima) ao longo de 24 horas, em funo

de ascenso reta. O ajuste gaussiano fornece uma largura de 4,5 (2AR);(b) Distribuio da contagem dos crculos mximos para uma ascenso re-

ta fixa (correspondente contagem mxima) ao longo de 24 horas, em

funo de declinao. O ajuste gaussiano fornece uma largura de 4,3

(2DEC).

68

Contudo, sabemos que este mtodo no elimina todos os espordicos presentes no per-

odo da chuva. Assim, para termos uma idia da quantidade de espordicos que podem

vir da mesma regio do radiante da chuva, escolhemos um dia anterior e outro posterior

ao perodo da chuva e aplicamos os mesmos critrios para o dia de