Emissões de radiação quilométrica auroral durante tempestades geomagnéticas

Auroral kilometric radiation emissions during geomagnetic storms

Resumo

Foram quantificadas as emissões da Radiação Quilométrica Auroral (AKR) para investigar a influência dos parâmetros do vento solar sobre a radiação durante tempestades geomagnéticas. Para isso, foi criado um índice numérico (índice AKR) baseado na intensidade das emissões. Foram selecionados eventos para os quais estão disponíveis os espectrogramas da AKR, parâmetros interplanetários de plasma e os índices geomagnéticos Dst e AE. Em alguns casos a AKR se encontra presente durante todo o tempo das tempestades, enquanto em outros as emissões desaparecem nas fases iniciais. O principal parâmetro associado à ausência da AKR é a densidade da lâmina de plasma magnetosférica, enquanto o parâmetro que melhor se correlaciona com a AKR é a velocidade do vento solar, resultados reforçados por simulações computacionais. Por fim, o trabalho discute o uso da Física Espacial como elemento motivador e contextualizador para o ensino de Física e divulga tópicos importantes da área dentre estudantes e professores, explorando também relações com a divulgação científica.

Palavras-chave:
Radiação Quilométrica Auroral; Tempestades Geomagnéticas; Vento Solar; Ensino de Física Contextualizado

Abstract

Auroral Kilometric Radiation (AKR) emissions were quantified to investigate the influence of solar wind parameters on this radiation during geomagnetic storms. For this purpose, a numerical index (AKR index) was created based on the emission intensity. Events were selected for which AKR spectrograms, interplanetary plasma parameters, and the geomagnetic indices Dst and AE were available. In some cases, AKR is present throughout the entire duration of the storms, whereas in others the emissions disappear during the initial phases. The main parameter associated with the absence of AKR is the density of the magnetospheric plasma sheet, while the parameter that shows the strongest correlation with AKR is the solar wind velocity, results that are further supported by computational simulations. Finally, this work discusses the use of Space Physics as a motivating and contextualizing element for Physics education and disseminates important topics in the field among students and teachers, also exploring their connections with science communication.

Keywords:
Auroral Kilometric Radiation; Geomagnetic Storms; Solar Wind; Contextualized Physics Teaching

1. Introdução

A Radiação Quilométrica Auroral (AKR, do inglês Auroral Kilometric Radiation) somente foi descoberta após o desenvolvimento de satélites e espaçonaves, uma vez que suas frequências típicas são muito baixas para que a radiação consiga atravessar a Ionosfera¹ em direção à superfície terrestre. O fenômeno foi detectado pela primeira vez em 1968 como uma intensa emissão de rádio vinda da magnetosfera terrestre com frequências da ordem de algumas centenas de kHz. Como seus comprimentos de ondas se encontram na escala de quilômetros, foi chamada inicialmente de Radiação Quilométrica Terrestre (TKR, do inglês Terrestrial Kilometric Radiation), sendo posteriormente chamada de Radiação Quilométrica Auroral. A partir dos primeiros estudos observacionais feitos por Benediktov et al.[²] e Dunckel et al.[³], foi descoberto que as emissões estão associadas a perturbações magnéticas em regiões aurorais de altas latitudes. Posteriormente, Gurnett [⁴] mostrou que a AKR está relacionada a arcos aurorais no lado noturno do planeta e que consiste em radiação eletromagnética.

A AKR é uma consequência da interação entre o Vento Solar e a Magnetosfera da Terra, sendo gerada próxima à frequência local ciclotrônica de elétrons², no intervalo de $\approx 20$ a $800$ kHz, atingindo picos de intensidade por volta de 250 kHz [⁵, ⁶, ⁷]. Observações de satélites mostraram que a AKR é gerada principalmente no modo extraordinário (modo R-X) pelos intensos feixes de elétrons que provocam as auroras e outras perturbações magnéticas. Ainda, é emitida majoritariamente em regiões onde a frequência ciclotrônica local de elétrons ($f_{ce}$) é maior que a frequência eletrônica de plasma ($f_{pe}$). Geralmente, $f_{pe}/f_{ce}\text{<}0.2-0.3$ [⁸]. Em um estudo mais recente, Baumjohann e Treumann [⁹] indicam um mecanismo mais complexo que envolve uma radiação quase-coerente, resultante de um maser ciclotrônico metaestável, causado pela deformação da função de distribuição de energia dos elétrons. As emissões ocorrem em períodos que podem durar de alguns minutos a várias horas, mas intervalos sem emissão podem acontecer e durar até 24 horas [⁴, ⁷].

De uma forma geral, as emissões são geradas em altitudes que raramente ultrapassam distâncias radiais maiores que 3 raios terrestres e suas fontes são mais comumente encontradas por volta das 22 horas no sistema de hora magnética local, ou seja, no lado notruno do planeta [⁴, ⁵, ¹⁰, ¹¹] (MLT³, do inglês Magnetic Local Time). Os registros de ocorrências tanto no hemisfério sul quanto no norte mostram que a AKR é confinada a uma região em formato de cone que aponta para o equador terrestre, como pode ser observado na Figura 1, que é um gráfico da latitude magnética de ocorrência em função da hora magnética local. Foi construído com dados coletados por dois anos pelo satélite IMP 6 [⁴] e apresenta os resultados para a frequência de 178 kHz. As maiores probabilidades de ocorrência são representadas pelas áreas mais escuras, o que evidencia maior incidência durante a noite local ($\approx$ entre 18 e 4 MLT). Na porção diurna do planeta as ocorrências se restringem a maiores latitudes, dando à distribuição angular uma forma de cone apontando para o equador em ambos os hemisférios, centrado aproximadamente às 23 MLT.

Figura 1
Percentuais de ocorrência da AKR para a frequência de 178 kHz, como função da latitude magnética e da hora magnética local. Fonte: A figura foi adaptada da Ref. [⁴].

As emissões são bastante intensas, sendo a potência total da AKR em ambos os hemisférios estimada em ${10}^{\text{7}}$ W, podendo atingir picos de até ${10}^{\text{9}}$ W [¹²]. Durante subtempestades aurorais a potência máxima dissipada pelas partículas carregadas que se precipitam é da ordem de ${10}^{\text{11}}$ W. Assim, a eficiência de geração da AKR é de aproximadamente 1%, representando uma conversão altamente eficiente de energia das partículas carregadas em energia eletromagnética na forma de emissões de rádio [⁴, ⁸, ¹²].

Desde o seu descobrimento a AKR tem chamado bastante atenção dentre a comunidade científica. Já foi demonstrado que as emissões se correlacionam bem com as subtempestades geomagnéticas, tanto em ocorrência quanto em intensidade [¹³, ¹⁴], e podem ser usadas como um bom indicador do início de subtempestades [¹⁵, ¹⁶]. No entanto, nas últimas décadas foi descoberto que em algumas tempestades geomagnéticas a AKR não é gerada durantes as fases inicial e principal, apesar do grande aumento da atividade auroral nesses períodos [¹⁷, ¹⁸].

Neste trabalho foram realizados estudos sobre a AKR durante tempestades geomagnéticas com o objetivo de identificar, de forma quantitativa, como alguns parâmetros do vento solar e da magnetosfera contribuem para o desaparecimento da radiação. Para isso, foi criado um índice numérico especificamente para esta pesquisa, chamado índice AKR, baseado na intensidade das emissões observadas em seus espectrogramas dinâmicos. Esse índice foi utilizado em estudos de correlação e correlação cruzada com parâmetros do vento solar e da magnetosfera terrestre. No caso das correlações cruzadas, o índice foi utilizado com um atraso fixo de uma hora em relação aos parâmetros do vento solar. Além disso, uma simulação magnetohidrodinâmica (MHD) bidimensional didática foi empregada para explorar a relação entre a velocidade do vento solar e a densidade da lâmina de plasma, determinante para o desaparecimento da AKR. Por fim, mas não menos importante, os autores fazem considerações sobre a relevância da Física Espacial para motivar estudantes e contextualizar o ensino de Física em nível médio ou superior, relacionando experiências exitosas que utilizaram o tema como pano de fundo para o ensino formal e não-formal, com potenciais ganhos de interesse, comprometimento e aprendizagem por parte dos estudantes.

O artigo está estruturado de forma que na Seção 2 são apresentadas as características das subtempestades e das tempestades geomagnéticas, bem como as consequências para as emissões da AKR. Já a Seção 3 apresenta a definição do índice AKR, além de discutir brevemente o conceito de correlações e como calcular o coeficiente de correlação, com o intuito de tornar o artigo mais didático e abrangente. Na quarta Seção são apresentados e discutidos os resultados quantitativos de correlações entre o índice AKR e parâmetros espaciais, bem como os resultados da simulação MHD. Considerações sobre a aplicabilidade da Física Espacial como elemento contextualizador e motivador são apresentadas na Seção 5, enquanto a Seção 6 apresenta as conclusões do estudo. Finalmente, um apêndice destinado aos leitores mais interessados no tema traz detalhes sobre a abordagem MHD e a simulação realizada.

O texto está escrito em linguagem simples e muitas referências são apresentadas, o que possibilita que os leitores busquem informações específicas sobre diferentes temas de interesse. Dessa forma, o artigo contribui também com a divulgação científica de tópicos que não constam nos currículos formais da educação brasileira, além de apresentar a Física Espacial a estudantes de graduação em Física e em áreas correlatas, bem como a professores de Física da educação básica.

2. Emissões de AKR Durante Subtempestadades e Tempestades Geomagnéticas

Nesta seção serão discutidas características das emissões de AKR durante períodos de intensa atividade magnética, as subtempestades e as tempestades geomagnéticas, essenciais para a compreensão do artigo.

2.1. Subtempestadades geomagnéticas e a AKR

As subtempestades geomagnéticas são o tipo mais comum de atividade geomagnética. São processos dissipativos de energia, caracterizados por perturbações que ocorrem na magnetosfera e na ionosfera aurorais quando o campo magnético interplanetário (IMF, do inglês Interplanetary Magnetic Field) se orienta para o sul, aumentando o fluxo de partículas do vento solar para a magnetosfera auroral [¹, ¹⁹].

As subtempestades podem ser caracterizadas pelo índice auroral AE (Auroral Electrojet)⁴ e apresentam, em geral, três fases distintas. Na fase de crescimento a energia é extraída do vento solar e armazenada na magnetosfera. A fase de expansão está associada à liberação dessa energia, enquanto a fase de recuperação corresponde ao retorno da magnetosfera ao seu estado normal [¹, ²¹, ²², ²³]. Subtempestades típicas duram entre 1 e 3 horas e apresentam amplitudes de perturbação do índice AE que variam desde $\approx$ 200 nT (nanotesla) até $\approx$ 2000 nT.

Estudos realizados desde a década de 1970 demonstraram que o índice AE e a AKR estão intimamente relacionados, indicando que as partículas responsáveis pelas subtempestades geomagnéticas são as mesmas que produzem as emissões de AKR [⁴, ¹⁴]. Assim, a AKR apresenta forte correlação com a atividade magnetosférica, tanto em termos de ocorrência quanto de intensidade. Em razão dessa estreita relação, pode ser utilizada como um indicador de atividade magnética. Em geral, os inícios ou aumentos das emissões de AKR ocorrem dentro de um intervalo de $\pm$ 2 minutos em relação ao início de uma subtempestade [¹³, ¹⁵].

Existem duas vantagens significativas no uso da AKR como ferramenta para identificar intensificação ou início de subtempestades. Primeiro, um único satélite adequadamente posicionado é suficiente para o estudo de extensas regiões aurorais, em contraste com a necessidade de múltiplas estações de observação distribuídas em solo. Em segundo lugar, as emissões de AKR podem ser interpretadas como indicativos de atividade auroral, possibilitando a prevenção de danos a satélites durante a travessia de regiões magneticamente ativas. Dessa forma, o estudo da AKR tornou-se importante também como uma maneira de sondar e fazer prognósticos sobre o estado da magnetosfera e da ionosfera aurorais.

2.2. Tempestadades geomagnéticas e a AKR

As tempestades geomagnéticas são fenômenos globais causados pela chegada de perturbações do vento solar à Terra. Suas principais causas estão associadas a estruturas interplanetárias relacionadas a campos magnéticos intensos e de longa duração orientados para o sul (quase antiparalelos ao campo da magnetopausa⁵ na região diurna) [¹, ²³]. Esses campos intensos se reconectam ao campo magnético terrestre, permitindo que a energia e as partículas do vento solar sejam transportadas para a magnetosfera. Esse processo é conhecido como reconexão magnética [²², ²⁴, ²⁵, ²⁶, ²⁷].

Um dos efeitos detectáveis de uma tempestade é a diminuição da componente H do campo magnético terrestre em praticamente todo o planeta, sendo medida em nT pelo índice Dst (Disturbance Storm Time)⁶. Essas diminuições são causadas principalmente pelo aumento da densidade de partículas na corrente de anel, um sistema de correntes elétricas que circundam a Terra em latitudes equatoriais [²⁷, ²⁸, ²⁹]. Os valores do índice Dst podem ser utilizados para caracterizar uma tempestade quanto à sua intensidade de perturbação. Quando o Dst varia entre $-50$ nT e $-30$ nT, a tempestade é classificada como fraca; para valores de Dst entre $-100$ nT e $-50$ nT, a tempestade é considerada moderada. Por fim, tempestades intensas ou severas são aquelas que apresentam um pico de Dst igual ou inferior a $-100$ nT [²²].

À medida que uma tempestade geomagnética se desenvolve, em geral o índice AE aumenta durante a fase principal e diminui durante a fase de recuperação. Como o AE é correlacionado com a AKR, seria esperado que a AKR também apresentasse tais intensificações e reduções de acordo com a evolução da tempestade. No entanto, em algumas tempestades a radiação apresenta um comportamento atípico, desaparecendo claramente em suas fases iniciais e sendo fortemente reativada durante as fases de recuperação [¹⁷, ¹⁸, ³⁰]. Esse comportamento inesperado surpreendeu os pesquisadores quando foi descoberto, uma vez que ocorre intensa precipitação de partículas nas regiões aurorais durante as fases iniciais das tempestades geomagnéticas.

Como exemplo, o segundo painel da Figura 2 apresenta o espectrograma dinâmico da AKR para os dias 21, 22 e 23 de fevereiro de 1994, detectado pelo satélite Geotail, juntamente com os índices AE (terceiro painel) e Dst (quarto painel). Durante esse período, o satélite encontrava-se na região do amanhecer da magnetosfera, no espaço interplanetário. Uma forte tempestade geomagnética teve início às 09:01 UT do dia 21 de fevereiro. O valor mínimo do índice Dst foi atingido por volta das 02:00 UT do dia 22 de fevereiro. Essa tempestade foi causada por um choque interplanetário muito intenso e por um evento de ejeção de massa coronal (CME, do inglês Coronal Mass Ejection), acompanhados por uma elevada densidade de plasma no meio interplanetário, atingindo valores de até 100 partículas por $c{m}^3$. O espectrograma mostra que havia emissão de AKR antes do início da tempestade (indicada por cores amareladas e esverdeadas) e que essa emissão foi quase completamente extinta com o início da atividade magnética (indicada por cores azuladas), entre aproximadamente 10:00 UT e 20:00 UT do dia 21 de fevereiro. À medida que a tempestade ultrapassou o valor mínimo de Dst e entrou na fase de recuperação, a AKR voltou a ser observada, com emissões mais intensas distribuídas em uma ampla faixa de frequências, aproximadamente entre 20:00 UT do dia 21 de fevereiro e 14:00 UT do dia 22 de fevereiro. Observações realizadas com o satélite Akebono apresentaram resultados semelhantes, indicando que, em geral, a AKR desaparece durante as fases inicial e principal de algumas tempestades geomagnéticas [¹⁷].

Figura 2
Painel superior: valores do índice AKR para os dias 21, 22, e 23 de fevereiro de 1994. Os painéis seguintes foram adaptados de [¹⁷] e correspondem ao espectro dinâmico da AKR e aos índices AE e Dst, respectivamente.

O primeiro painel da Figura 2 mostra os valores do índice AKR ao longo da tempestade. Apesar do índice ainda não ter sido formalmente apresentado no trabalho, os autores resolveram incluir o painel na figura atual porque os comportamentos do espectrograma e dos índices AE e Dst são importantes para a compreensão do índice AKR, evitando assim a necessidade de reapresentá-los posteriormente. Recomendamos que o leitor volte à Figura 2 quando estiver lendo sobre a definição do índice AKR.

Em 1973, Knight [³¹] estudou e desenvolveu a relação entre corrente e tensão na região de acoplamento entre a ionosfera e a magnetosfera (M-I). Essa relação é mantida continuamente e é considerada válida mesmo nos períodos de tempestades geomagnéticas. Sob a suposição de que os portadores de corrente são elétrons magnetosféricos com distribuição maxwelliana, a densidade de corrente alinhada ao campo na região é dada por:

(1) $$\begin{array}{l}{j}_{\parallel }=eN{\left(\frac{K_{th}}{2\pi m_e}\right)}^{1/2}\\ \times \frac{B_i}{B_{V_{\parallel }}}\left[1-\left(1-\frac{B_{V_{\parallel }}}{B_i}\right)exp\left\{-\frac{e{V}_{\parallel }}{K_{th}\left[\left(\frac{B_i}{B_{V_{\parallel }}}\right)-1\right]}\right\}\right],\end{array}$$

onde $N$, $K_{th}$ and $V_{\parallel }$ representam a densidade de plasma, a energia térmica e a diferença de potencial alinhado ao campo, respectivamente. $B_{V_{\parallel }}$ é o campo magnético no topo da variação de potencial ao longo do campo e $B_i$ é o campo magnético ionosférico. Por fim, $e$ e $m_e$ correspondem à carga e à massa elementares, respectivamente [³¹].

Seki et al.[¹⁸] demostraram que os espectros de energia dos elétrons precipitantes durante as fases principais de tempestades nas quais as emissões de AKR estão ausentes não apresentam as características típicas de aceleração alinhada ao campo, comumente associadas à geração de AKR. Em vez disso, as observações indicam que a precipitação é dominada por elétrons quentes originários da lâmina de plasma da magnetosfera. Os autores mostraram que durante as tempestades nas quais a AKR desaparece, o potencial alinhado ao campo ($V_{\parallel }$ na Equação 1) não se forma, e os elétrons são fornecidos diretamente pela magnetosfera para manter a corrente alinhada ao campo no sistema de acoplamento M-I. Dito de outra forma, em eventos desse tipo os elétrons não são acelerados paralelamente ao campo magnético nas regiões geradoras e, portanto, a AKR não é emitida, levando a valores nulos do índice AKR. Os casos em que a lâmina de plasma apresenta esse estado de alta densidade foram denominados “lâmina de plasma superdensa”. Por outro lado, os casos em que a AKR está presente durante todo o período da tempestade sugerem que o fluxo magnetosférico de elétrons torna-se insuficiente, por si só, para sustentar a corrente alinhada ao campo. Dessa forma, o potencial alinhado ao campo reaparece para manter a relação entre corrente e tensão no sistema, causando o reaparecimento da AKR.

3. O Índice AKR e as Correlações

Nesta seção serão mostrados detalhes de como o índice AKR foi desenvolvido. Além disso, é apresentado brevemente o conceito de correlações e como calcular o coeficiente de correlação, com o intuito de tornar o artigo mais didático para o leitor.

3.1. Índice AKR

O índice AKR foi criado para quantificar as emissões horárias e é baseado nas intensidades mostradas pelos espectrogramas no intervalo típico de ocorrência ($\approx$ 20 a 800 kHz). Os resultados numéricos permitem que sejam feitos estudos quantitativos ou estatísticos envolvendo a radiação, sendo definido da seguinte forma:

(2) $$I_h=\mathrm{1,25}\times \left(\mathrm{16,5}-\left|\frac{I_{hm}}{10}\right|\right),$$

onde $I_h$ é o valor horário do índice AKR e $I_{hm}$ é o valor da intensidade horária média das emissões.

As unidades do Sistema Internacional (SI) para as intensidades das ondas são $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$, conforme espectrogramas fornecidos pelo satélite Geotail (ver segundo painel da Figura 2). As intensidades típicas apresentadas nos espectrogramas situam-se entre $-175$ e $-85$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$. Entretanto, para a definição do índice, consideramos como radiação de fundo as emissões menos intensas do que $-165$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$, de acordo com [¹⁷]. Dessa forma, o valor 16,5 na Equação 2 atua de modo a fornecer valores nulos para o índice quando as emissões são iguais ou inferiores a $-165$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$, ancorando o zero da escala no limiar da radiação de fundo⁷. O coeficiente multiplicativo 1,25 (10/8) foi utilizado para converter o intervalo natural, entre 0 e 8, para o intervalo desejado, entre 0 e 10, e não influencia nos valores de correlação, uma vez que apenas desloca a curva de valores de $I_h$, sem modificar seu formato ou sua evolução temporal. Para além da normalização dos valores do índice, não foi realizada uma análise de sensibilidade paramétrica. Sendo assim, o índice AKR é considerado um número puro e adimensional.

Emissões tão intensas quanto $-85$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$ por longos períodos são incomuns, se for considerado todo o intervalo típico de frequências da AKR ($\approx$ 20 a 800 kHz), como no caso atual. Assim, os valores horários observados do índice situam-se, na prática, aproximadamente entre 0 e 4, correspondendo a intensidades médias horárias de emissão que variam de cerca de $-165$ a $-133$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$. No entanto, se forem consideradas faixas mais estreitas de frequências, principalmente próximas às frequências de pico ($\approx$ 250 kHz), ou se for calculado o índice em intervalos menores que uma hora, valores consideravelmente maiores podem ser obtidos.

Para a obtenção dos valores do índice AKR os espectrogramas foram divididos em intervalos de 1 hora, e as intensidades médias das emissões foram calculadas. A partir desses valores, o índice AKR é computado utilizando a Equação 2. Os espectrogramas utilizados neste estudo foram obtidos a partir de parcerias entre pesquisadores do INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) e da Universidade de Kyoto – Japão, com dados da magnetocauda terrestre coletados pelo instrumento de ondas de plasma (Plasma Wave Instrument – PWI – https://pwg.gsfc.nasa.gov/istp/geotail) a bordo do satélite Geotail [³²]. Para compreender o comportamento da AKR ao longo de todo o período das tempestades, foram agrupados três espectrogramas para cada evento, totalizando 72 horas (cada espectrograma corresponde a 24 horas).

O painel superior da Figura 2 apresenta os valores horários do índice AKR para os dias 21, 22 e 23 de fevereiro de 1994. Observa-se que o índice permanece muito próximo de zero na fase inicial da tempestade, quando a AKR praticamente desaparece. Esses valores aumentam de forma significativa à medida que a tempestade se aproxima da fase de recuperação, no dia 22.

3.2. Correlações

Muitas vezes é conveniente avaliar a relação entre duas medidas quantitativas. Assim, o índice AKR foi usado para a realização de estudos de correlação com diferentes parâmetros interplanetários e magnetosféricos. As intenções principais em se fazer investigações sobre correlações envolvem:

• Verificar se os valores estão associados. Os valores de uma variável tendem a crescer ou a decrescer à medida que os valores da outra crescem ou decrescem?

• Descrever a relação entre variáveis. Por exemplo, dado um aumento específico em uma das variáveis, qual o crescimento médio esperado da outra variável?

• Predizer o valor de uma variável a partir de um valor conhecido da outra variável.

A relação ou associação linear entre duas variáveis é avaliada usando-se o conceito de coeficiente de correlação $r$. O primeiro estágio é produzir um gráfico dos dados a serem correlacionados, para obter alguma idéia da forma e do grau de relação entre as variáveis. Genericamente, sejam $x_1$, $x_2,\dots ,x_n$ o conjunto das medidas de uma das variáveis e seja $y_1$, $y_2,\dots ,y_n$ as medidas de uma segunda variável. Sejam $\overline{x}$, $\overline{y}$, $S_x$ e $S_y$ as médias e os desvios padrões amostrais dos dois conjuntos de dados, respectivamente, e $n$ o número de dados disponíveis. Para se obter o grau de associação entre as duas variáveis, usa-se o coeficiente de correlação, que é definido da seguinte forma, utilizando as médias e os desvios padrões das medidas [³³]:

(3) $$r=\frac{S_{xy}}{S_x{S}_y},$$

onde:

(4) $$S_{xy}=\frac{{\displaystyle \sum _{i=1}(x_i-\overline{x})(y_i-{\overline{y}}_{)}}}{n-1}.$$

O valor de $r$ está sempre entre $-1$ e $+1$, com $r=0$ correspondendo a uma correlação nula. No caso de uma correlação positiva ($r>0$), à medida que uma variável cresce a outra também cresce, em média. Para correlações negativas ($r<0$), à medida que uma variável cresce a outra decresce, em média. Quanto maior o valor de $r$ (positivo ou negativo), maior a associação (positiva ou negativa). Nos extremos, se $r=1$ ou $r=-1$, todos os pontos no gráfico são colineares. No outro extremo, se $r=0$ não existe nenhuma associação linear entre as grandezas.

A correlação não depende das unidades dos valores $x$ ou $y$, mas apenas do comportamento global das grandezas envolvidas. Por exemplo, obtém-se os mesmos valores de correlações se distância e tempo forem medidos em metros e segundos ou em quilômetros e horas, respectivamente.

No contexto da Física Espacial, as correlações são ferramentas fundamentais para identificar relações físicas, acoplamentos entre sistemas e possíveis mecanismos causais, em especial em ambientes complexos, variáveis e muitas vezes não lineares.

4. Resultados Quantitativos e Discussões

Nesta seção são apresentados os resultados relativos aos estudos de correlações entre o índice AKR e parâmetros físicos espaciais. Para complementar, são mostrados resultados de uma simulação MHD que explora relações entre a velocidade do vento solar e a densidade de plasma da lâmina de plasma.

A Tabela 1 apresenta as datas das tempestades analisadas, as estruturas interplanetárias que as causaram e o valores mínimos atingidos pelo índice Dst, conforme analisado por Echer et al. [³⁴], enquanto a última coluna mostra os nomes utilizados para esses eventos ao longo do trabalho. A numeração dos eventos reflete apenas a sequência cronológica em que eles realmente aconteceram e seu número reduzido decorre da dificuldade em reunir dados simultâneos para as emissões de AKR, os parâmetros interplanetários e os índices geomagnéticos.

Tabela 1
Datas das tempestades geomagnéticas, estruturas interplanetárias causadoras e valores mínimos de Dst, conforme análises de Echer et al. [³⁴]. A última coluna mostra os nomes usados para descrever as tempestades neste estudo.

Datas das Tempestades	Estrutura Causadora	Dst (nT)	Nome Usado
10/01/1994 a 12/01/1994	Nuvem Magnética	$-$42	Evento 1
21/02/1994 a 23/02/1994	Choque Interplanetário	$-$144	Evento 2
09/12/1997 a 11/12/1997	Choque Interplanetário	$-$60	Evento 3
16/02/1998 a 18/02/1998	Choque Interplanetário	$-$100	Evento 4
06/04/2000 a 08/04/2000	Choque Interplanetário	$-$288	Evento 5
22/05/2000 a 24/05/2000	Choque Interplanetário	$-$147	Evento 6
11/08/2000 a 13/08/2000	Nuvem Magnética	$-$271	Evento 7
30/03/2001 a 01/04/2001	Choque Interplanetário	$-$387	Evento 8
11/04/2001 a 13/04/2001	Choque Interplanetário	$-$271	Evento 9

As nuvens magnéticas são estruturas interplanetárias que, a 1 UA (Unidade Astronômica, a distância média entre a órbita da Terra e o Sol), caracterizam-se por elevados valores do campo magnético (geralmente 10 nT), baixas temperaturas de prótons, baixos valores do beta de prótons ($\approx$ 0,1) e grande variabilidade na direção do campo magnético [³⁵]. Em um estudo realizado por Echer et al.[³⁶], verificou-se que, em média, 77% das nuvens magnéticas são altamente geoefetivas, ou seja, são seguidas por tempestades geomagnéticas intensas ou moderadas (Dst $\le$ $-50$ nT). Ao se considerarem também as tempestades fracas (Dst $\le$ $-30$ nT), a geoefetividade das nuvens magnéticas aumenta para 97%.

O meio interplanetário apresenta uma densidade de partículas muito baixa na região da órbita da Terra, resultando em um livre caminho médio da ordem de 1 UA ($\approx$ $\mathrm{1,5}\times {10}^{\text{8}}$ km). Dessa forma, a ocorrência de colisões entre partículas é praticamente inexistente. No entanto, o espaço interplanetário é continuamente perturbado por ondas de choque não colisionais. Nesse tipo de interação, as colisões típicas dos choques convencionais são substituídas por interações coulombianas. As ondas de choque detectadas nas proximidades da órbita terrestre são causadas, principalmente, por remanescentes interplanetários de ejeções de massa coronal solar, embora alguns tipos de choques também possam ser gerados por regiões de interação entre fluxos rápidos e lentos do próprio vento solar. Um choque ocorre quando a diferença de velocidade entre dois feixes de plasma excede a velocidade característica do ambiente, que no caso do meio interplanetário é a velocidade de Alfvén [³⁷]. O campo magnético e o plasma sofrem mudanças drásticas na região do choque, incluindo variações na densidade, temperatura, velocidade de escoamento e intensidade do campo [³⁴, ³⁶].

Foram utilizados dados correspondentes aos índices Dst e AE, à componente sul do IMF ($B_z$), à velocidade e à densidade do vento solar (SWS e SWD, respectivamente, do inglês Solar Wind Speed e Solar Wind Density) e à densidade da lâmina de plasma (PSD, do inglês Plasma Sheet Density). O índice AE está disponível apenas para os Eventos 1 e 2. Os dados de $B_z$, SWS e SWD não estão disponíveis para os Eventos 1 e 2. Por fim, os dados de PSD estão disponíveis para todos os eventos, exceto para o 6. Os dados do índice AE foram obtidos por meio da parceria com pesquisadores da Universidade de Kyoto. Os dados de Dst, $B_z$, SWS e SWD foram obtidos a partir da base OMNI (Operating Missions as Nodes on the Internet) disponíveis pelo endereço “https://omniweb.gsfc.nasa.gov”. A página é mantida pela NASA (National Aeronautics and Space Administration – Administração Nacional da Aeronáutica e Espaço), onde podem ser encontrados os resultados e várias informações sobre as principais missões organizadas e coordenadas pela Agência Espacial Americana. Por fim, os dados de PSD são provenientes do Laboratório Nacional de Los Alamos e foram obtidos pelos instrumentos MPA (Magnetospheric Plasma Analysers) a bordo dos satélites LANL 1989-046, LANL 1990-095, LANL 1991-080 e LANL 1994-084, a distâncias de até 6,6 raios terrestres. Podem ser acessados pelo endereço “https://cdaweb.gsfc.nasa.gov/”.

Todas as correlações foram calculadas entre cada um desses parâmetros e o índice AKR durante as fases inicial e principal das tempestades. Assim, para evitar repetições, quando se afirma, por exemplo, que “a correlação para a velocidade do vento solar é 0,69”, isso significa, na realidade, que “a correlação entre a velocidade do vento solar e o índice AKR é 0,69”, e assim por diante. Além disso, a expressão desaparecimento da AKR será utilizada tanto nos casos de desaparecimento quanto de diminuição da radiação, de maneira equivalente. Trata-se de um estudo introdutório e os coeficientes de correlação são indicativos das relações entre os parâmetros e não foram acompanhados de análises estatísticas adicionais.

Os Eventos 3 e 4 são aqueles nos quais a AKR não desaparece e podem ser identificados nos gráficos por triângulos vermelhos. Nos demais eventos, a AKR desaparece durante a fase inicial das tempestades e são representados nos gráficos por círculos pretos. Além das análises considerando todo o intervalo de frequências do fenômeno ($\approx$ 20 a 800 kHz), foram realizados estudos adicionais no intervalo de frequências entre 150 e 300 kHz, onde a AKR tipicamente atinge seus máximos de intensidade.

Como o índice AE está disponível apenas para os eventos de desaparecimento da AKR (Eventos 1 e 2), as correlações obtidas não são significativas, sendo 0,28 para o primeiro evento e 0,19 para o segundo. Investigações realizadas por Voots et al.[¹³] mostraram que as correlações entre o índice AE e a intensidade das emissões de AKR são, geralmente, superiores a 0,70 em tempestades nas quais a AKR permanece presente durante todo o evento.

O painel “A” da Figura 3 apresenta as correlações com o índice Dst. Para os Eventos 3 e 4, nos quais a AKR permanece ativa durante as tempestades, os valores são elevados e negativos, inferiores a $-$0,70. Isso indica que, nesses casos, em geral, à medida que o índice Dst diminui, as emissões de AKR aumentam. Para os casos em que a AKR desaparece, as correlações não são tão elevadas, situando-se entre $-$0,36 e $-$0,12, uma vez que o comportamento das emissões durante as fases iniciais é distinto em cada situação.

Figura 3
Correlações entre diferentes parâmetros e o índice AKR para frequências de $\approx$ 20 a 800 kHz. A: Dst. B: Intensidade do campo magnético interplanetário. C: Velocidade do vento solar. D: Densidade do vento solar. E: Densidade da lâmina de plasma. Triângulos representam eventos em que a AKR não desaparece e círculos representam aqueles em que a AKR desaparece durante as fases iniciais.

As correlações com $B_z$ são apresentadas no painel “B” da Figura 3. Para os Eventos 3 e 4, nos quais a AKR não desaparece, os valores são $-$0,52 e $-$0,54, respectivamente. Esses resultados eram esperados, uma vez que uma diminuição de $B_z$ geralmente leva à reconexão magnética e, consequentemente, a um aumento do plasma que penetra na magnetosfera. Entretanto, as correlações cruzadas para esses eventos (não mostradas na figura) foram maiores do que as correlações simples, sendo $-$0,59 para o Evento 3 e $-$0,60 para o Evento 4. Nos casos em que a AKR desaparece, as correlações são pequenas, pois diminuições de $B_z$ conduzem a um aumento da densidade da lâmina de plasma, suprimindo as emissões.

Para a velocidade do vento solar (SWS, painel “C” da Figura 3), as correlações são maiores nos Eventos 3 e 4, nos quais a AKR permanece ativa durante as tempestades. Isso confirma que acréscimos nesse parâmetro, em geral, levam a aumentos nas emissões de AKR. Os valores de correlações cruzadas são menores, indicando que a resposta da AKR às variações da velocidade do vento solar é relativamente rápida. As correlações diminuem substancialmente nos casos em que a AKR desaparece. Essas reduções provavelmente ocorrem porque, nesses casos, aumentos na velocidade do vento solar conduzem a um aumento significativo da densidade da lâmina de plasma, suprimindo a AKR.

O painel “D” da Figura 3 apresenta as correlações com a densidade do vento solar (SWD). De modo semelhante ao caso da velocidade, os valores são maiores para os Eventos 3 e 4. Entretanto, nesses casos, os valores de correlações cruzadas obtidos foram maiores do que os das correlações simples. Isso indica que a influência da densidade do vento solar sobre as emissões de AKR é retardada, de forma semelhante à influência de $B_z$. Os valores de correlações para os eventos de desaparecimento da AKR são baixos.

Por fim, para o caso da densidade da lâmina de plasma (PSD), os resultados são apresentados no painel “E” da Figura 3. Os elevados valores negativos de correlações obtidos nos eventos em que a AKR desaparece reforçam a hipótese de que valores elevados de densidade da lâmina de plasma efetivamente levam ao desaparecimento da AKR. Nesses eventos, a densidade atingiu valores tão altos quanto 5 partículas/$c{m}^3$. Antes do início das tempestades, em geral, os valores de densidade situavam-se entre 0,4 e 0,6 partículas/$c{m}^3$. Nos eventos em que a AKR não desaparece, as correlações foram positivas. Isso ocorre porque, mesmo nesses casos, a densidade aumenta de forma gradual, embora não atinja valores tão elevados quanto nos eventos em que a AKR desaparece. Assim, a densidade e as emissões aumentam conjuntamente no início das tempestades, uma vez que nessa fase ocorre intensa precipitação de partículas.

As correlações no intervalo de frequências entre 150 e 300 kHz não são apresentadas na Figura 3 e podem ser divididas em dois grupos distintos para todos os parâmetros analisados. O primeiro grupo corresponde aos casos em que a AKR não desaparece durante as tempestades. Nesses casos, as emissões no intervalo central de frequências são muito intensas e praticamente constantes ao longo dos eventos. Dessa forma, pequenas variações nos parâmetros analisados não se refletem nas emissões de AKR, tornando os resultados pouco significativos. O segundo grupo corresponde aos casos em que a AKR desaparece nas fases iniciais das tempestades. Nesses eventos, observa-se uma maior flutuação das emissões de AKR entre 150 e 300 kHz, de modo que o comportamento da radiação segue aproximadamente o mesmo padrão observado para o intervalo completo de frequências apresentado na Figura 3.

O trabalho observacional foi complementado com um estudo da relação entre a velocidade do vento solar e a densidade da lâmina de plasma utilizando um modelo magnetohidrodinâmico desenvolvido por T. Ogino [³⁸, ³⁹], que resolve as equações da magnetohidrodinâmica, combinando as equações de Maxwell com as equações da hidrodinâmica. Para mais detalhes sobre o modelo, checar o apêndice. O campo magnético interplanetário foi definido com orientação para o sul, com magnitude de 5 nT. O campo magnético interplanetário sul interage com o campo magnético terrestre norte do lado diurno, e por meio do processo de reconexão magnética as partículas do vento solar conseguem adentrar a magnetosfera.

Foram selecionados dois pontos localizados na região de corrente da lâmina de plasma com o intuito de medir a densidade sob condições de vento volar calmo e perturbado. As velocidades do vento solar utilizadas nas simulações foram de 300 e 500 km/s, representando, respectivamente, as condições de vento solar lento e rápido que correspondem ao estado da magnetosfera de tempo calmo e de tempestade geomagnética. Os dois painéis da Figura 4 mostram a evolução temporal da densidade nos dois pontos selecionados na magnetocauda, a 44 raios terrestres (ponto 1, curvas contínuas) e a 78 raios terrestres (ponto 2, curvas pontilhadas) ao longo da linha Sol-Terra. A densidade da lâmina de plasma atinge valores mais elevados para o vento solar rápido ($\approx 27\%$ no ponto 1), como pode ser observado no painel inferior da Figura 4. Também pode ser constatado que para o vento solar rápido (painel inferior), o pico de densidade ocorre aproximadamente 15 minutos mais cedo do que para o vento solar lento (painel superior), mostrando que a lâmina de plasma tem a densidade aumentada de forma mais rápida. Esses resultados comprovam que a velocidade do vento solar e a densidade da lâmina de plasma são bem correlacionadas. Na Figura 3 observa-se que os eventos em que a AKR não desaparece (triângulos vermelhos), as emissões são bem correlacionadas à velocidade do vento solar (Painel “C”) e à densidade da lâmina de plasma (Painel “E”).

Figura 4
Painel superior: evolução temporal da densidade em dois pontos localizados na magnetocauda, a 44 raios terrestres (ponto 1, curva contínua) e a 78 raios terrestres (ponto 2, curva pontilhada) ao longo da direção Sol-Terra, para vento solar lento com velocidade de 300 km/s. Painel inferior: mesmas condições de simulação para vento solar rápido com velocidade de 500 km/s.

5. Considerações Sobre o Uso da Física Espacial como Elemento Motivador e Contextualizador para o Ensino de Física

Até aqui foram apresentados e discutidos resultados quantitativos de um estudo baseado em dados, com um complemento computacional, sobre a relação da AKR com parâmetros interplanetários e magnetosféricos. Nesta seção, serão discutidas relações que podem ser estabelecidas entre a Física Espacial e o ensino de Física em nível médio e superior, mencionando ações bem sucedidas tanto no que diz respeito à contextualização quanto à motivação de estudantes. Da mesma forma, busca-se mostrar que diferentes aspectos da Física Espacial podem ser aproximados da realidade de sala de aula.

Se, por um lado, o ensino de Física enfrenta desafios relacionados à desmotivação dos estudantes, às dificuldades inerentes à abstração dos conceitos e ao estabelecimento de conexões com o cotidiano, por outro, as Ciências Espaciais articulam conceitos fundamentais da Física Clássica e da Física Moderna com fenômenos naturais de grande relevância científica, tecnológica e social. Sendo assim, constitui um campo interdisciplinar importante para a motivação de estudantes da educação básica e superior [⁴⁰]. Ao lidar com processos físicos que regem as interações entre o Sol, os planetas e o meio interplanetário, bem como o funcionamento de tecnologias integradas ao cotidiano dos estudantes, a Física Espacial oferece uma gama de exemplos concretos e atuais de leis físicas abstratas, o que pode contribuir para uma aprendizagem significativa, para um maior aprofundamento conceitual e para um engajamento discente mais efetivo.

Temas relacionados à Física Espacial como magnetosferas e ionosferas planetárias, vento solar, tempestades e subtempestades geomagnéticas, atividade solar e emissões naturais de ondas eletromagnéticas, por exemplo, permitem uma abordagem conceitual e integrada de conteúdos estruturantes da Física como Mecânica Clássica, Eletromagnetismo, Termodinâmica, Ondulatória, Relatividade e Física de Plasmas. No Ensino Médio, os fenômenos podem ser usados como contextualizações motivadoras para apresentar conceitos fundamentais constantes na Base Nacional Comum Curricular (BNCC) como grandezas escalares e vetoriais, movimento circular, composição de movimentos, interações via campos (gravitacional, elétrico e magnético), força de Lorentz, conceitos ondulatórios básicos e propagação de ondas eletromagnéticas, leis de conservação (energia, momento linear, massa e carga elétrica), formas de propagação de calor, estados físicos da matéria, refração, indução eletromagnética, dentre outros. Já no Ensino Superior, a Física Espacial oferece a possibilidade de aprofundar os mesmos conceitos tanto do ponto de vista físico quanto matemático, conectando modelos teóricos, simulações computacionais e dados reais coletados por satélites e missões espaciais em disciplinas do ciclo básico de cursos de engenharia e Física ou em disciplinas especializadas dos cursos de Física [⁴¹, ⁴², ⁴³], conforme estabelecido pelas Diretrizes Curriculares Nacionais (DCN).

Além de seu valor científico e conceitual, a Física Espacial está intimamente relacionada a eventos que são tecnologicamente e socialmente relevantes, o que pode despertar um forte apelo motivacional. Fenômenos como as auroras, explosões solares, ejeções coronais de massa, tempestades e subtempestades geomagnéticas e seus possíveis impactos sobre os sistemas tecnológicos como redes de distribuição de energia elétrica, navegação por GPS, comunicações via satélites e missões espaciais podem evidenciar a relação entre a Física estudada no ensino tradicional e os desafios e limitações reais de nossa sociedade atual. Essa contextualização pode favorecer a dissociação da ideia de que a Física se resume a um conjunto de “fórmulas” e equações abstratas e sem aplicações práticas, em especial no Ensino Médio, promovendo uma visão mais ampla do conhecimento e conduzindo a níveis superiores de aprendizagem e alfabetização científica [⁴⁴, ⁴⁵].

Do ponto de vista pedagógico, a Física Espacial favorece o desenvolvimento e a aplicação de atividades e abordagens educacionais investigativas, contextualizadas e interdisciplinares, em estreita relação com as tendências atuais do ensino [⁴⁶, ⁴⁷, ⁴⁸]. O desenvolvimento do pensamento científico e de habilidades e competências quantitativas pode ser estimulado por meio da implementação de atividades de análise de dados, modelagens computacionais e também pela resolução de problemas reais com base em observações feitas por satélites e/ou observatórios em solo. Além disso, as características naturalmente interdisciplinares da área que engloba Física, Computação, Matemática, Ciências do Ambiente Terrestre e diferentes áreas das Engenharias, expande o leque de formação dos estudantes e as possíveis trajetórias acadêmicas e profissionais, podendo ser percebida muito além do contexto de estudantes de Física.

Lopez et al.[⁴⁹] têm desenvolvido nos últimos anos diversos materiais educacionais que utilizam a ciência espacial como contexto para o ensino de Física básica e avançada no Ensino Superior. Os autores iniciaram o projeto partindo da premissa de que o grande interesse demonstrado por estudantes do Ensino Médio com relação à Física Espacial também poderia ser comum a alunos de graduação em cursos das áreas de Ciências, Tecnologia, Engenharia e Matemática (STEM, do inglês Science, Technology, Engineering and Mathematics). Os autores confirmaram a premissa ao aplicar um questionário a 135 estudantes universitários dos Estados Unidos e a 530 discentes brasileiros.

Além do ensino regular, ao desenvolverem ao longo de anos um projeto de extensão itinerante sobre Astronomia na região de Ouro Preto – MG, Costa Junior et al. [⁵⁰] relatam que assuntos associados às ciências espaciais despertaram um importante fator motivacional dentre o público atendido, o que contribuiu para a disseminação e o ensino de conteúdos sobre Física para pessoas de diferentes idades, níveis sociais e escolaridades. Assim, os autores constataram que o tema pode ser usado como pano de fundo para o ensino de Física também no ensino não-formal e na divulgação científica, onde as atividades, embora planejadas, não necessariamente são executadas de forma rígida como na educação formal, mas podem ser influenciadas pelas interações entre os agentes envolvidos. Araújo Sobrinho [⁵¹] obteve resultados muito parecidos com o mesmo tipo de projeto no Rio Grande do Norte.

Outro fator importante é o potencial da Física Espacial para despertar e aguçar o interesse vocacional dos estudantes, uma vez que tem relaçao direta com a exploração espacial, com a pesquisa de vanguarda e com processos de inovação tecnológica, fatores tradicionalmente motivacionais. Ao ser apresentada como uma ciência em constante desenvolvimento, com questões em aberto e aplicações diretas, a temática pode contribuir para o desenvolvimento de uma percepção mais realista e interessante da atividade científica, em especial no Ensino Superior, onde os índices de evasão em cursos de Física e em alguns cursos de Engenharia ainda são muito altos.

A inclusão de tópicos de Física Espacial nos currículos, tanto na Educação Básica quanto no Ensino Superior, pode atuar como um elemento potencializador para o interesse e a permanência dos estudantes na área da Física e em áreas correlatas [⁵²]. Ao combinar rigor científico, potencial de desenvolvimento tecnológico e relevância social, a Física Espacial pode se apresentar como um poderoso instrumento didático e formativo, capaz de promover não apenas o interesse e o engajamento para o estudo de Física e de áreas afins, mas também a compreensão de seu protagonismo no entendimento e na transformação do mundo natural e tecnológico.

Frente ao exposto, pode-se concluir que o uso de atividades educacionais contextualizadas com tópicos de Física Espacial é importante na busca de engajamento e de melhores níveis de aprendizagem dentre os estudantes. No entanto, por si só essas ações podem não ser suficientes para manter o comprometimento e o estímulo em médio e longo prazo. Para tanto, é importante sempre associar metodologias e práticas de ensino modernas e articuladas, em especial metodologias ativas que instiguem e desafiem os alunos, com o intuito de manter o interesse e o envolvimento discente em sala de aula [⁴¹, ⁵³].

Para os leitores e professores interessados em atividades educacionais que utilizam a Física Espacial como elemento contextualizador e motivador, os autores recomendam fortemente o trabalho da Equipe de Ativação da Educação em Heliofísica da NASA (NASA HEAT, do inglês Heliophysics Education Activation Team). O grupo é composto por cientistas, engenheiros e educadores comprometidos em trabalhar colaborativamente para transpor didaticamente conhecimentos sobre a Física Solar-Terrestre⁸ para a realidade da sala de aula. Com o objetivo de aumentar a compreensão pública do assunto e o interesse em STEM, a equipe disponibiliza treinamentos em formatos de oficinas e minicursos, além de recursos educacionais como sequências didáticas e atividades investigativas para professores, divulgadores científicos e estudantes de diferentes idades, integrando dados reais de missões da NASA à educação.

Os recursos educacionais desenvolvidos pela equide do NASA HEAT estão disponibilizados de forma gratuita por meio do portal oficial da NASA e de seu repositório específico⁹, possibilitando sua consulta e livre utilização por docentes e pesquisadores.

6. Conclusões

Os resultados mostraram que aumentos acentuados na densidade da lâmina de plasma conduzem ao desaparecimento da AKR durante as fases iniciais de algumas tempestades geomagnéticas, conforme indicado por Morioka et al.[¹⁷] e Seki et al.[¹⁸]. Nos eventos em que tais aumentos ocorreram, a AKR desapareceu e foram encontrados valores elevados e negativos de correlações entre o índice AKR e a densidade da lâmina de plasma, atestando esse desaparecimento.

As altas correlações negativas corroboram a ideia de que uma elevada densidade da lâmina de plasma inibe a formação de potenciais alinhados ao campo ($V_{\parallel }$, na Equação 1), levando à extinção das emissões. Se $V_{\parallel }$ não é criado, as partículas não são submetidas às regiões de aceleração alinhada ao campo e, consequentemente, a AKR não é gerada. Nos eventos em que a AKR não desaparece, as correlações são positivas, uma vez que a densidade sofre apenas um pequeno aumento, de maneira semelhante ao comportamento das emissões.

Com relação aos parâmetros do meio interplanetário, a densidade e a velocidade do vento solar apresentaram altos valores de correlações com o índice AKR durante as tempestades nas quais a AKR não desapareceu. Nesses eventos, as correlações com $B_z$ são negativas, pois, à medida que $B_z$ diminui, a taxa de transferência de energia e partículas solares para a magnetosfera aumenta, intensificando as emissões de AKR. Entretanto, durante os eventos em que a AKR desaparece os valores absolutos das correlações são menores, uma vez que, nesses casos, a energia e as partículas que penetram na magnetosfera promovem um aumento da densidade da lâmina de plasma, reduzindo as emissões eletromagnéticas.

As correlações cruzadas mostraram um atraso de uma hora para a densidade do vento solar e para $B_z$, e atraso nulo para a velocidade do vento solar. Esses resultados sugerem que os efeitos da velocidade do vento solar são transmitidos à magnetosfera de forma mais rápida, conforme evidenciado pelas simulações.

Um estudo realizado por Gallagher e D’Angelo [⁵⁴] sobre correlações entre parâmetros do vento solar e o fluxo de potência da AKR obteve resultados semelhantes aos apresentados aqui para tempestades em que a AKR não desaparece. Naquela pesquisa, os autores observaram uma melhor correlação com atraso nulo entre a AKR e a velocidade do vento solar, enquanto as correlações foram maiores para um atraso de uma hora nos casos da densidade do vento solar e de $B_z$. Novamente, os resutados obtidos aqui corroboram aqueles encontrados em outros estudos.

Os resultados do índice Dst mostraram altas anticorrelações em relação ao índice AKR para as tempestades nas quais a AKR não desapareceu. Isso ocorre porque, à medida que o Dst diminui, a atividade magnetosférica e as emissões de AKR aumentam. Para os casos em que a AKR desaparece, as anticorrelações são baixas, uma vez que o índice Dst diminui, mas as emissões de AKR não aumentam.

Os eventos estudados neste trabalho são poucos em função da indisponibilidade de dados coincidentes para as emissões de AKR, os parâmetros interplanetários e os índices geomagnéticos e, sozinhos, não são capazes de explicar de forma definitiva as diferenças entre os casos de desaparecimento ou manutenção da AKR nas fases iniciais de tempestades geomagnéticas. No entanto, ao serem comparados a outros trabalhos, reforçam evidências e conclusões importantes. Os resultados obtidos por meio da análise de dados e de simulações para tempestades geomagnéticas em que a AKR não desaparece estão em concordância com [⁵⁴], que afirmam que a velocidade do vento solar e as emissões de AKR são bem correlacionadas. Para as tempestades com desaparecimento da AKR, os resultados encontrados no trabalho atual conferem suporte adicional àqueles apresentados por [¹⁷] e [¹⁸], nos quais uma alta densidade na lâmina de plasma impede a formação de potenciais elétricos paralelos ao campo magnético local, levando ao subsequente desaparecimento da AKR.

Por fim, foram apresentados trabalhos e evidências de que a Física Espacial pode ser usada de forma exitosa como elemento contextualizador para motivar e despertar o interesse em estudantes de diferentes níveis educacionais. No entanto, a contextualização isoladamente pode não ser suficiente para a obtenção de resultados permanentes, exigindo uma adequada preparação das atividades e, em especial, o uso de metodologias de ensino inovadoras e ativas por parte de professores e das equipes pedagógicas das instituições de ensino.

Agradecimentos

Os autores agradecem a Dr. Ana Maria Teles pelas valiosas contribuições dadas ao trabalho.

Disponibilidade de Dados

Todo o conjunto de dados que dá suporte aos resultados deste estudo pode ser acessado por meio de links apresentados no texto.

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• ^[50] E. Costa Junior, B.S. Fernandes, G.S. Lima, A.J. Siqueira, J.N.M. Paiva, M.G. Santos, J.P. Tavares, T.V. Souza e T.M.F. Gomes, Revista Brasileira de Ensino de Física 40, 4 (2018).
• ^[51] A. Araújo Sobrinho, Jornadas Astronômicas: difusão e socialização dos conhecimentos do céu (IFRN, Natal, 2009).
• ^[52] Y. Tulunay e E. Tulunay, Advances in Geosciences 3, 29 (2005).
• ^[53] B.S. Ambrose, American Journal of Physics 72, 453 (2004).
• ^[54] D.L. Gallagher e N. D’Angelo, Geophysical Research Letters 8, 1087 (1981).
• ^[55] D. Potter, Computational Physics (John Wiley and Sons Ltd, Hoboken, 1973).

¹

Região da atmosfera terrestre parcialmente ionizada, contendo íons e elétrons livres e, portanto, eletricamente condutora. Ela se estende aproximadamente de 60 km a 1.000 km de altitude e é formada principalmente pela interação da radiação solar de alta energia com os gases atmosféricos [¹].

²

Frequência com que um elétron gira em torno da direção de um campo magnético sob a ação da força de Lorentz, $\overrightarrow{F}=e\overrightarrow{E}+e\overrightarrow{v}\times \overrightarrow{B}$, onde $e$ é a carga elementar e $\overrightarrow{v}$ sua velocidade, sendo $\overrightarrow{E}$ e $\overrightarrow{B}$ os vetores campo elétrico e campo magnético locais, respectivamente. O termo associado ao campo magnético é responsável pelo giro da partícula.

³

MLT é um sistema usado em Física Espacial e em estudos magnetosféricos para descrever posições ao redor da Terra em relação ao Sol. Trata-se de um sistema de referência magnético, não geográfico. Portanto, não rotaciona com a Terra. Como exemplo, 12 MLT é definido pelo sentido que aponta para o Sol ao longo do campo magnético terrestre, correspondendo ao lado diurno, enquanto 0 MLT aponta no sentido contrário, no lado noturno [¹].

⁴

O índice AE caracteriza a influência do eletrojato auroral, uma intensa corrente elétrica que flui nas regiões polares da baixa ionosfera em altitudes de $\approx$ 80 a 120 km, nas perturbações da componente horizontal (H) do campo magnético terrestre em altas latitudes. A componente H é registrada por uma rede de estações polares, tendo a média dos dias não perturbados como referência. São plotadas as máximas variações $\Delta H$ de todos os observatórios como magnetogramas. Os resultados são dois envelopes distintos de valores: o superior representa as máximas variações positivas e o inferior as máximas variações negativas de $\Delta H$ em um dado instante. O índice AU (Auroral Upper) é definido como a máxima perturbação positiva registrada por qualquer estação da rede, enquanto o índice AL (Auroral Lower) é obtido pela máxima perturbação negativa. Assim, o índice AE é uma medida instantânea única das perturbações, sendo definido como AE = AU - AL, em nT (nanotesla) [²⁰].

⁵

A magnetopausa é a fronteira externa da magnetosfera terrestre, onde a pressão magnética do campo planetário equilibra a pressão cinética do plasma do vento solar. Dentro da magnetopausa o movimento de partículas carregadas é governado pelo campo geomagnético, enquanto fora é regido pelo campo magnético interplanetário. Sua distância ao planeta varia de acordo com as condições do vento solar, mas sua posição típica é por volta de 10 raios terrestres ($\approx 64.000$ km).

⁶

O índice Dst é definido como a média instantânea mundial da perturbação da componente H em solo nas regiões equatoriais, sendo dado em nT. Serve para quantificar a atividade magnetosférica em escala planetária. Valores negativos de Dst indicam decréscimos no campo magnético e variações positivas apontam para compressões da magnetosfera, causadas por aumentos da pressão dinâmica do vento solar, aumentando o campo magnético.

⁷

$I_h=0$ se $I_{hm}=-165$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$. Da mesma forma, $I_h$ é definido como nulo no caso de valores negativos do índice, ou seja, quando $I_{hm}<-165$ $dB\frac{V}{m}H{z}^{-\frac{1}{\text{2}}}$.

⁸

Ramo da Física que estuda os mecanismos físicos responsáveis pela variabilidade do ambiente Sol-Terra, incluindo a dinâmica dos plasmas do vento solar e da magnetosfera terrestre, dos campos eletromagnéticos e das partículas energéticas, bem como suas interações em diferentes escalas e os efeitos observáveis no ambiente geoespacial e em solo.

⁹

Os links de acessão são https://science.nasa.gov/learn/heat e https://science.nasa.gov/learn/heat/resources, respectivamente.

¹⁰

Disponível por meio do link: https://pages.physics.wisc.edu/~atran/lit/cspp/text/13.txt.

*Endereço de correspondência:

[e-mail]

Editor-Chefe:

Marcello Ferreira https://orcid.org/0000-0003-4945-3169

Datas de Publicação

• Publicação nesta coleção
  21 Set 2026
• Data do Fascículo
  2026

Histórico

• Recebido
  20 Dez 2025
• Revisado
  09 Jul 2026
• Aceito
  05 Ago 2026