Atividades Solares e Terremotos: Análise de Uma Possível

Atividades Solares e Terremotos: Análise de Uma Possível
Correlação
(Solar activity and earthquakes: possibility correlation analysis)
Hermilton Manoel Alves de Lima ¹, Cláudio Manoel Gomes de
Sousa¹, Edson Benício de Carvalho Júnior ¹
¹Curso de Física – Universidade Católica de Brasília
Resumo
Neste trabalho realizou-se uma análise de dados sismológicos que tratam de
terremotos de alta intensidade e de dados astrofísicos que levam em consideração as
atividades solares. O objetivo principal é o de encontrar uma possível correlação entre
as atividades solares e terremotos de alta intensidade. Para isso, em um primeiro
momento foi realizada uma revisão bibliográfica, que forneceu a fundamentação
necessária ao trabalho. Em seguida, foi feita uma análise de dados obtidos a partir de
instrumentos situados na Terra, no caso dos terremotos, e no espaço, no caso das
atividades solares. Concluiu-se na existência da correlação qualitativa entre esses
eventos.
Palavras-chave: Sol, Terra, Atividades Solares, Terremotos, Abalos Sísmicos.
Abstract
In this work an analysis of seismological data dealing with earthquakes of high
intensity and astrophysical data that take into account the solar activity. The main
objective is to find a possible correlation between solar activity and earthquakes of high
intensity. For this, at first was a literature review, which provided the necessary
foundation to work. Then, an analysis of data from the instrument situated on the earth,
in the case of earthquakes, and space, in the case of solar activity. It was concluded on
the existence of quantitative correlation between these events.
Keywords: Sun, Earth, Solar Activity, Earthquakes, Seismic Shocks.
1.
Introdução
A Terra é o único planeta em que se registra a ocorrência de vida.
Diversos fatores contribuem para que haja vida na Terra, como, por exemplo, a
existência de água, de oxigênio, de gás carbônico, do campo magnético
terrestre, a temperatura adequada, dentre vários outros. Outro fator de grande
importância é a existência do Sol, que fornece a energia fundamental e
necessária para a manutenção da vida.
Em relação ao Sol, a Terra é o terceiro planeta, e é bem agitado,
agitação essa que não se dá somente pela vida dos animais e vegetais, mas
também em sua parte estrutural. No núcleo interno tem-se velocidade de
rotação maior que a do restante do planeta, no manto, o movimento do magma
e, na crosta, tem-se o vulcanismo e o movimento e interação entre as placas
tectônicas, sendo, esta interação, a responsável pela ocorrência de vários
abalos sísmicos, os quais podem ser tremores de terra ou terremotos
(ERNESTO et al., 2009).
Vários países possuem altos índices de ocorrências de terremotos,
comprometendo a saúde e a vida das pessoas e também trazendo muito
prejuízo para a economia local. Por isso, há um grande esforço na busca em
entender os terremotos e suas causas e, assim, conseguir prever a sua
ocorrência numa tentativa de salvar inúmeras vidas.
Eventos sísmicos, alguns deles de alta magnitude, ocorreram após o
registro de alguma atividade solar, como, por exemplo, erupções solares, de
grande intensidade. Um desses terremotos ocorreu em 11 de março de 2011
na costa nordeste do Japão (USGS, 2011), seguido por um tsunami, matando
milhares de pessoas. Coincidência ou não, isso aconteceu após o registro de
uma grande erupção solar no dia 24 de fevereiro do mesmo ano (NASA, 2011).
Nesse contexto, o objetivo deste trabalho é o de verificar a possível
correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos sísmicos na Terra.
Para isso, utilizou-se de dados coletados pela Agência Espacial Norte
Americana (NASA) e pelo Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS).
2.
Referencial Teórico
2.1.
O Sol
Assim como as demais estrelas, o Sol é uma esfera de gás brilhante que
se mantém pela energia das reações nucleares e pela sua gravidade
(GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000). É a estrela mais próxima da
Terra e também a mais brilhante, o que facilita o seu estudo. O estudo do Sol,
estrela que pode ser vista na Figura 1, serve de base para o conhecimento das
outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos
de luz. O Sol é uma estrela média, se comparado as suas características com
as de outras estrelas. Algumas dessas características estão expostas abaixo
(OLIVEIRA FILHO et al.,2004):
Tabela 1: Dados Físicos do Sol
Massa
M = 1,989 x 1030 kg
Raio
R = 695 500 km = 109 RTerra
Densidade média
= 1409 kg/m
3
= 160 000 kg/m3
Densidade central
Distância em relação à Terra
1 UA = 149 600 000 km
Luminosidade
L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s
Temperatura efetiva
Tef = 5785 K
Temperatura central
Tc = 15 000 000 K
o
Composição química principal (N )
Hidrogênio = 91,2 %
Hélio = 8,7%
Oxigênio = 0,078 %
Carbono = 0,043 %
Período rotacional no equador
25,67 d
na latitude 75°
33,40 d
Fonte: Oliveira Filho et al., 2004.
Figura 1: O Sol com algumas manchas solares. Fonte: NASA (2011).
As altas pressões e temperaturas do interior do Sol favorecem as
reações termonucleares de transformação do hidrogênio em hélio, os quais
encontram-se ionizados quase completamente, liberando enormes quantidades
de energia na forma de fótons e movimentos térmicos (GREGORIO-HETEM,
J.; PEREIRA, V. J., 2000).
2.2.
Estrutura Solar
O interior do Sol, como pode ser observado na Figura 2, é composto
pelo núcleo central, e pelas camadas chamadas de zona radiativa e zona
convectiva. Já a atmosfera solar é dividida em três regiões chamadas fotosfera,
cromosfera e coroa (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000).
Figura 2: Interior e atmosfera solar. Fonte: NASA (2011).
2.2.1. Núcleo Central
Possuindo
, o núcleo central é o local onde ocorrem as
reações de fusão de quatro núcleos de hidrogênio em um núcleo de hélio
e, simultaneamente a isso, uma pequena quantidade de matéria é
convertida em energia em conformidade com a equação de Einstein
(MATSUURA et al., 2003)
em que E é a energia, m é a massa e c, a velocidade da luz no vácuo
(TIPLER; MOSCA, 2006). Assim para cada grama de massa que é
convertida em energia pela fusão nuclear, temos, de acordo com a
equação (1) equação (1), temos
No seu centro, a temperatura chega a atingir
e a densidade,
(MATSUURA et al., 2003).
2.2.2. Zona Radiativa
Com espessura de
e alta densidade de matéria, quando
comparada com a densidade da água, a zona radiativa é uma região em que a
matéria permanece estática e só há movimentação de fótons (MATSUURA et
al., 2003), que são pequenos pacotes em que a energia da luz é quantizada
(TIPLER; MOSCA, 2006). Essa região oferece resistência à saída dos fótons,
os quais, ao percorrerem poucos centímetros, colidem com elétrons e acabam
sendo absorvidos por eles. Logo depois são emitidos em direções aleatórias.
Com isso, muitos acabam voltando para o núcleo. Ainda assim, a maior parte
dos fótons tem sua difusão para fora, gerando um fluxo radiativo nesse sentido,
devido à queda de temperatura em relação ao aumento da distância ao centro
(MATSUURA et al., 2003).
radiativa tem duração de
O transporte da energia pelos fótons na zona
anos, até que chegue à zona convectiva
(CECATTO, J. R., 2003).
2.2.3. Zona Convectiva
A Zona Convectiva é uma região de espessura igual a
que
envolve a Zona Radiativa e tem densidade e temperatura muito menor que ela.
A diminuição da temperatura favorece a reconfiguração do átomo de hidrogênio
e do ânion do mesmo elemento os quais absorvem os fótons, tornando-se em
obstáculos à saída destas partículas do interior do Sol. O acúmulo de energia
nesta região provoca um grande aquecimento local, criando bolhas de matéria,
as quais sobem até a superfície, onde há uma brusca queda de densidade, e lá
irradiam e se resfriam, tornando-se mais densas e, com isso, afundam. Esse
processo recebe o nome de difusão. Dessa forma, a energia criada no interior
do Sol, devido a reações nucleares, consegue chegar à superfície após
milhões de anos (MATSUURA et al., 2003).
2.2.4. Atmosfera solar
2.2.4.1.
Fotosfera
A fotosfera é a esfera de luz (MATSUURA et al., 2003) de onde vem a
maior quantidade da luz visível (CECATTO, J. R., 2003). Ela possui uma
espessura de aproximadamente 500 km (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA,
V. J., 2000) e sua temperatura, que diminui com a altura (MATSUURA et al.,
2003), é de aproximadamente 5800 K na sua base, a qual é considerada como
a superfície do Sol, e aproximadamente 4200 K na parte mais alta (CECATTO,
J. R., 2003). Com uma densidade muito menor que as camadas internas do
Sol, a fotosfera possui baixa opacidade, permitindo a livre propagação de
fótons (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000).
O topo de uma coluna que sobe da zona convectiva forma na fotosfera
um grânulo com diâmetro de cerca de 5000 km (OLIVEIRA FILHO et al.,2004).
Ao chegar à superfície, o gás libera energia, resfria e aumenta a densidade,
assim, desce pelas bordas dos grânulos (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA,
V. J., 2000). O centro das granulações, que é por onde os gases ascendem, é
a região que possui temperatura mais elevada e as bordas, temperaturas mais
baixas em relação ao centro (MATSUURA et al., 2003). Após 10 minutos de
atividade o grânulo se extingue (OLIVEIRA FILHO et al.,2004).
No disco solar, aparecem regiões mais escuras chamadas de manchas
solares, que são constituídas pela umbra e pela penumbra (OLIVEIRA FILHO
et al., 2004). A primeira, que é mais escura, possui temperatura de
aproximadamente 3800 K e a segunda é um pouco mais clara e envolve a
umbra (CECATTO, J. R., 2003). Como essas manchas estão associadas a
intensos campos magnéticos (OLIVEIRA FILHO et al.,2004) e estes impedem a
convecção, que traz energia das partes mais internas, a temperatura nas
manchas tornam-se menores que em outras regiões da fotosfera (MATSUURA
et al., 2003).
2.2.4.2.
Cromosfera
A cromosfera possui cerca de 2000 km de espessura e a sua base está
na zona de inversão, que é o topo da fotosfera. A temperatura em um ponto é
maior quanto maior for a altura deste ponto e no topo da cromosfera chega a
25000 K (MATSUURA et al., 2003). O aumento da temperatura na cromosfera
é devido aos campos magnéticos variáveis que são formados na fotosfera e
levados para a coroa por correntes elétricas, ficando parte da energia na
cromosfera (OLIVEIRA FILHO et al., 2004).
No topo da cromosfera a densidade chega a ser 1 milhão de vezes
menor que na base da fotosfera, o que faz da cromosfera um meio
transparente e invisível para a luz branca, podendo ser observada somente
para algumas linha espectrais, como as linhas Hα, ou as linhas H e K do Ca
(MATSUURA et al., 2003). A linha de Balmer Hα, com comprimento de onda de
6563 Å, está no vermelho e é uma das mais brilhantes linhas de emissão
cromosféricas, por isso a cor avermelhada da cromosfera (OLIVEIRA FILHO et
al., 2004).
2.2.4.3.
Coroa
A camada mais externa da atmosfera é a coroa solar (CECATTO, J. R.,
2003). A coroa tem densidade baixa e sua extensão não é definida, mas ela
alcança vários raios solares (MATSUURA et al., 2003). Como sua temperatura
é bem elevada, cerca de 2 milhões K, o hidrogênio encontra-se ionizado
(CECATTO, J. R., 2003). Então, a coroa é formada basicamente por um
plasma, gás formado de prótons e elétrons livres, e átomos de ferro, também
com alta ionização (MATSUURA et al., 2003). Assim como na cromosfera, a
elevada temperatura da coroa deve se originar do transporte de energia pela
indução de correntes elétricas por campos magnéticos variáveis (OLIVEIRA
FILHO et al., 2004).
2.2.4.4.
Vento Solar
O vento solar é constituído de um plasma eletricamente neutro
(GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V. J., 2000) e partículas α (núcleos de
hélio) com quantidade de 3 a 4% do número de elétrons. A densidade próximo
a órbita terrestre é de 3 a 4 elétrons/cm³ e a temperatura é de
a
K.
A velocidade do vento solar é predominantemente radial e seu módulo varia de
500 a 750 km/s e seu campo magnético é de 40 a 60 µG, desviando-se
significativamente em direção radial (MATSUURA et al., 2003).
2.3.
Atividade Solar
2.3.1. Ciclo Solar
As manchas solares estão associadas a campos magnéticos de alta
intensidade (OLIVEIRA FILHO et al., 2004), aproximadamente 50 mil vezes
maior que a intensidade nos pólos magnéticos da Terra (MATSUURA et al.,
2003), o que inibe o transporte de energia pela convecção (OLIVEIRA FILHO et
al., 2004), assim a temperatura nessa região é muito mais baixa do que nas
demais partes da fotosfera (MATSUURA et al., 2003). A bipolaridade desses
campos magnéticos é a responsável pelo aparecimento em grupo das
manchas, pois a uma mancha com uma polaridade, corresponde uma outra
com a polaridade inversa, por exemplo, a uma mancha com a polaridade norte
corresponde outra com a polaridade sul (GREGORIO-HETEM, J.; PEREIRA, V.
J., 2000). As manchas de um mesmo grupo podem ter concentrações
diferentes (MATSUURA et al., 2003).
O número de manchas varia periodicamente, como na Figura 3, indo de
uma quantidade mínima para uma máxima e, depois, reduzindo até chegar ao
um novo mínimo (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). A esta variação periódica dáse o nome de ciclo solar. O período médio desse ciclo é de 11,2 anos. No
início, quando há um número mínimo de manchas, elas estão localizadas a
latitudes entre 30º e 35º em ambos os hemisférios, mas no decorrer do ciclo
elas começam a aparecer cada vez mais próximas ao equador (MATSUURA et
al., 2003).
Ao girar juntamente com o Sol e quase paralelamente ao equador, a
mancha que está a frente de um grupo, em um hemisfério, tem uma polaridade
magnética e a que está atrás tem polaridade oposta. A ordem das polaridade
se invertem no hemisfério oposto (MATSUURA et al., 2003).
Figura 3: Gráfico da média do número de manchas solares desde 1750. Fonte:
NASA (2011).
2.3.2. Erupções Solares
Pode haver a ocorrência de erupções solares quando há a anulação do
campo magnético devido à colisão entre manchas solares de polaridade
magnéticas opostas (OLIVEIRA FILHO et al., 2004). A liberação de forma
súbita de energia magnética em grande quantidade, armazenada num pequeno
volume, provoca a aceleração de partículas, aquecimento do gás e emissão de
radiação eletromagnética (MATSUURA et al., 2003).
Nas erupções ocorrem emissões, simultâneas à linha Hα, em
microondas, ondas de rádio, radiação ultravioleta, raios X e . Nas erupções de
maior intensidade são ejetados prótons, elétrons e núcleos atômicos. Parte
dessas partículas podem chegar à Terra horas após a chegada da radiação
eletromagnética. As partículas carregadas eletricamente, ao interagirem com o
campo magnético terrestre, produzem as tempestades magnéticas e as
auroras polares (MATSUURA et al., 2003).
2.4.
Atividades Sísmicas e Terremotos
A liberação de energia armazenada elasticamente por enormes placas
rochosas, chamadas de placas tectônicas, gera as atividades sísmicas, as
quais ocorrem principalmente em regiões próximas aos limites das placas.
Essa energia tem como fonte predominante a tectônica de placas (SKINNER et
al., 1995). O armazenamento da energia se dá pelo acúmulo de tensões, em
vários pontos, produzido pelo movimento das placas. Quando excede o limite
de tensões suportado pelas rochas ocorre uma ruptura, a qual produz
vibrações nas placas, propagando-se em todas as direções. Uma grande área
de ruptura produz um terremoto e, uma pequena, um tremor de terra
(ERNESTO et al., 2009).
A intensidade do terremoto depende da quantidade de energia que é
liberada durante uma ruptura, que pode ocorrer no local de encontro entre as
placas ou no interior delas. O local onde se inicia a liberação da energia é
chamado de foco sísmico e o ponto na superfície que está que está
verticalmente acima do foco é o epicentro (SKINNER et al., 1995). A
profundidade focal é a distância entre o foco sísmico e a superfície, ou ao
epicentro.
As vibrações produzidas por rupturas se propagam como ondas
sísmicas longitudinais ou transversais (não há propagação de ondas
transversais em meios líquidos e gasosos) (ERNESTO et al., 2009). As ondas
longitudinais, ou ondas P da Figura 4, possuem velocidade de propagação
maior do que a das ondas transversais, ou ondas S da Figura 5 (LEINZ,V.;
AMARAL, S. E., 1998). A velocidade da onda é determinada pelas
propriedades de massa e de elasticidade do meio em que se propaga
(HALLIDAY et al., 2009).
Assim, é possível estudar a estrutura e composição do interior da Terra,
utilizando-se de registros em estações sismográficas das ondas internas dos
terremotos. As ondas internas são aquelas que se propagam no interior da
Terra. Além dessas ondas internas existem também as ondas superficiais, que
podem causar destruição, podendo ser dos tipos Love, representada na Figura
6, ou Rayleigh, representada na Figura 7 (LEINZ,V.; AMARAL, S. E., 1998). As
ondas superficiais Love são ondas S com vibrações horizontais e as ondas
superficiais Rayleigh são as ondas P e S com vibrações verticais combinadas.
A velocidade de propagação das ondas superficiais depende do período.
Quanto maior o período, maior a velocidade, sendo que as ondas Love
possuem velocidade maior que as ondas Rayleigh (ERNESTO et al., 2009).
Figura 4: Ondas longitudinais, ou ondas P. UnB (2012).
Figura 5: Ondas transversais, ou ondas S. UnB (2012).
Figura 6: Ondas superficiais Love. UnB (2012).
Figura 7: Ondas superficiais Rayleigh. UnB (2012).
2.5.
As Camadas da Terra
Com a análise de milhares de terremotos ao longo dos anos, utilizando-
se de ondas refletidas e refratadas, pode-se deduzir a estrutura principal da
Terra e as propriedades físicas de cada uma das camadas principais. As
principais camadas da Terra são: crosta, manto, núcleo externo e núcleo
interno (ERNESTO et al., 2009).
O raio médio da Terra é de 6370 km e a crosta é a sua camada mais
superficial, tendo uma espessura que varia entre 25 km e 50 km nos
continentes e de 5 km a 10 km nos oceanos. As ondas longitudinais tem
velocidade variando entre 5,5 km/s na crosta superior e 7 km/s na crosta
inferior. No manto, a velocidade de propagação dessas ondas aumenta com a
profundidade até 2950 km, indo de 8 km/s a 13,5 km/s. As ondas podem
atravessar uma região de menor velocidade que o manto, o núcleo da Terra,
que está a profundidades maiores que 2950 km. No núcleo interno, a
velocidade de propagação é um pouco maior que no núcleo externo. Já no
núcleo externo essa velocidade é muito menor que no manto sólido e não há
propagação de ondas transversais, o que mostra que ele deve estar em estado
líquido. As baixas velocidades de propagação das ondas sísmicas e as altas
densidades indicam que na composição do núcleo existe predomínio de ferro
(ERNESTO et al., 2009).
2.6.
Escala de Magnitude Richter
Para medir a quantidade de energia liberada em um terremoto, é
utilizada a escala de magnitude Richter (WICANDER, R.; MONROE. J. S.,
2009). Ela é baseada na medida da amplitude e do período da onda registrada
pelos sismógrafos, aparelhos sensíveis às vibrações na crosta, nos
sismogramas, superfícies em que são representados os gráficos feitos pelos
sismógrafos (SKINNER et al., 1995). As magnitudes são obtidas em escala
logarítmica e cada ponto nessa escala corresponde a uma amplitude e a
energia 10 e 30 vezes maior que a do ponto anterior, respectivamente
(WICANDER, R.; MONROE. J. S., 2009).
Existem várias formas de se calcular a magnitude Richter. Uma das mais
utilizadas é a da magnitude
, a qual se baseia nas ondas superficiais do tipo
Rayleigh, para terremotos ocorridos a grandes distâncias e com o foco tendo
profundidade até 50 km (ERNESTO et al., 2009). A magnitude
é obtida pela
equação
sendo que
é a amplitude da onda Rayleigh registrada em m, T é o período
da onda, que deve estar entre 18 e 20 s, e
é o ângulo entre o epicentro e a
estação sismológica formado no centro da Terra, dado em graus. Este ângulo
deve estar entre 20° e 100°. A escala Richter não possui unidade, pois faz
comparação entre terremotos (ERNESTO et al., 2009).
2.7.
Histórico das Principais Atividades Sísmicas do Século XXI
Uma grande quantidade de terremotos ocorre todos os anos pelo
planeta. Na Tabela 2 são apresentados os terremotos de maior intensidade
registrados no século XXI. Já na Figura 8, pode-se ver a quantidade de
terremotos ocorridos a cada ano, desde 1996, de acordo a magnitude em que
ocorreram. Nessa figura é possível observar as pequenas variações na
quantidade de terremotos de magnitude entre 8.0 a 9.9 e entre 7.0 e 7.9 e uma
maior variação no intervalo de magnitude entre 6.0 e 6.9.
200
Quantidade de Terremotos X Tempo (ano)
R² = 0,768
180
160
Magnitude 6.0 a 6.9 (azul)
140
Magnitude 7.0 a 7.9
(vermelho)
Magnitude 8.0 a 9.9
(verde)
Polinômio (6ª ordem)
120
100
80
60
40
20
0
1996
R² = 0,7066
R² = 0,3676
1998
2000
2002
2004
2006
2008
2010
2012
Figura 8: A quantidade de terremotos está mencionada de acordo com a magnitude.
Fonte: USGS (2012).
Tabela 2: Terremotos de alta intensidade, com a indicação da posição e
hora, ocorridos no século XXI (ordenados pela magnitude):
Data
Hora – UTC
Latitude
Longitude
Magnitude
Localização
26/12/2004
00:58
3,30° N
95,78° L
9.1
Sumatra
11/03/2011
05:46
38.322° N
142,369° L
9.0
Japão
27/02/2010
06:34
35,846° S
72,719° O
8.8
Chile
11/04/2012
08:38:36
2,294° N
93,078° L
8.6
Sumatra
28/03/2005
16:09:36
2,074° N
97,013° L
8.6
Indonésia
12/09/2007
11:10:26
4,520° S
101,374° L
8.5
Indonésia
23/06/2001
20:33:14
16,26° S
73,64° O
8.4
Peru
15/11/2006
11:14:16
46,607° N
153,230° L
8.3
Ilhas Curilas
25/09/2003
19:50:06
41.775° N
143.904°L
8.3
Japão
11/04/2012
10:43:10
0,796° N
92,462° L
8.2
Sumatra
29/09/2009
17:48:10
15,509° S
172,034° O
8.1
Ilhas Samoa
13/01/2007
04:23:20
46,272° N
154,455° L
8.1
Ilhas Curilas
01/04/2007
20:39:56
8,481° S
156,978° L
8.1
Ilhas Salomão
23/12/2004
14:59:03
50.145° S
160.365°L
8.1
Ilha Macquarie
15/08/2007
23:40:57
13.354°S
76.509°O
8.0
Peru
03/05/2006
15:26:39
20.130°S
174.164°O
8.0
Tonga
16/11/2000
04:54:56
3.98°S
152.16°L
8.0
Nova Irlanda
12/05/2008
06:28:01
30.986°N
103.364°L
7.9
China
12/09/2007
23:49:04
2.506°S
100.906°L
7.9
Indonésia
03/11/2002
22:12:41
63.520°N
147.530°O
7.9
Alaska (EUA)
04/06/2000
16:28:26
4.72°S
102.08°L
7.9
Indonésia
Fonte: USGS (2011).
2.8.
Coeficiente de determinação
A medida do grau com que duas grandezas se relacionam é dado pelo
coeficiente de correlação r, o qual sempre estará entre -1 e 1 (Downing, D.;
Clark, J., 2006). Quando o valor de r se aproximar de -1 ou de 1, quer dizer que
há uma forte correlação entre as grandezas e quando se aproximar de 0, há
uma fraca correlação (Triola, M. F., 2008). R² é o coeficiente de determinação
múltipla e sempre estará entre 0 e 1, sendo que, quanto mais próximo de 1
melhor a curva estará ajustada aos dados (Downing, D.; Clark, J., 2006).
3.
Metodologia
Para este trabalho realizou-se uma revisão bibliográfica em livros e
artigos científicos com o intuito de se investigar os vários aspectos físicos
relacionados às atividades solares, como por exemplo o ciclo solar e as
manchas solares, os abalos sísmicos e os terremotos. Serão feitas também
consultas e análises dos bancos de dados da Agência Espacial Norte
Americana (NASA) e do Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS),
ambos na internet, locais de onde serão recolhidos os dados para o
desenvolvimento da pesquisa.
3.1.
Objetivo Geral
Verificar a possível correlação entre intensas atividades solares e fortes
abalos sísmicos na Terra.
3.2.
Objetivos Específicos
3.2.1. Buscar informações nos bancos de dados da NASA sobre atividades
solares intensas;
3.2.2. Levantar dados do serviço de monitoramento americano relacionados a
grandes terremotos da última década;
3.3.
Hipóteses
: Existe correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos
sísmicos na Terra.
: Não existe correlação entre intensas atividades solares e fortes abalos
sísmicos na Terra.
4.
Resultados e Discussões
As Figuras de 9 a 13 apresentam algumas das erupções solares
ocorridas em até 15 dias anteriores aos cinco terremotos de maior magnitude
ocorridos desde o ano 2000. Das figuras verifica-se que, antes da ocorrência
destes abalos sísmicos, sempre existiu uma grande agitação no Sol no que se
refere às erupções. Ora há um grande número de erupções, ora há erupções
muito intensas, também, em algumas situações ocorrem tanto um número
elevado de erupções quanto erupções de alta intensidade. Verifica-se, também,
o fato de ocorrerem erupções e não ocorrer nenhum terremoto de alta
magnitude. Outro fato relevante é que poucos minutos antes do terremoto de
maior magnitude desse período houve uma erupção solar de grande
intensidade que pode ser observada na Figura 9, que indica as CME’s (do
inglês, Ejeções de Massa Coronal) que precederam ao terremoto de Sumatra
em 26/12/2004. Nas figuras, a cor vermelha contorna a posição limite em que
se encontra a massa coronal, enquanto a cor azul indica a posição da borda
principal.
Na Figura 9 observa-se que nos dias anteriores ao terremoto houve
grandes erupções, sendo que uma delas alcançou a altura de 6,2
(Raios
Solares). No dia 19, pode se observar uma erupção como uma grande
explosão na imagem registrada às 12 horas e às 0 horas e 36 minutos do dia
26, o registro do início de uma grande ejeção alguns minutos antes do
terremoto na Sumatra, que ocorreu às 0 hora e 58 minutos.
12/12/2004
10 h 24 min
19/12/2004
09 h 24 min
12/12/2004
15 h 36 min
19/12/2004
12 h
12/12/2004
22 h 36 min
26/12/2004
0 h 36 min
Figura 9: Imagens do Sol anteriores ao dia 26/12/2004. Fonte: NASA (2012).
Observa-se na Figura 10 que nos dias anteriores ao terremoto no Japão
ocorreu um número significativo de ejeções de massa coronal e, dentre elas,
muitas de altas intensidades. No dia 4 de dezembro, ocorreram enormes
ejeções tendo registro de alturas de 5,6
e 4,4
e no dia 10, um dia antes
do terremoto, também houve uma grande agitação no Sol, com várias ejeções.
25/02/2011 – 17 h
10/03/2011 –
4 h 24 min
25/02/2011 – 17 h
10/03/2011 –
7 h 24 min
04/03/2011 –
0 h 48 min
10/03/2011 –
23 h 36 min
04/03/2011 – 7 h
Figura 10: Imagens do Sol anteriores ao terremoto no Japão em 11/03/2011.
Fonte: NASA (2012).
O terremoto ocorrido no Chile, em 27 de fevereiro de 2010, foi precedido
por enormes ejeções de massa coronal, como as do dia 13 que chegaram a
altura de 8,1
e 4,7
, de acordo com a Figura 11. No dia 20 de fevereiro,
há o registro de alturas de 6,0
menores, alcançando 3,9
e 5,3
e 6,1
. No dia 25, as erupções foram
. Entretanto, no dia do terremoto e no
anterior, não há registro de ejeções na LASCO, que é o instrumento utilizado
pela sonda SOHO, e a quantidade diária dessas ejeções nos 15 dias anteriores
foi pequena.
13/02/2010
0 h 06 min
25/02/2010
02 h 06 min
13/02/2010
23 h 54 min
25/02/2010
05 h 30 min
20/02/2010
12 h 54 min
27/02/2010
06 h 30 min
20/02/2010
22 h 06 min
Figura 11: Imagens do Sol anteriores ao terremoto no Chile em 27/02/2010.
Fonte: NASA (2012).
28/03/2012
07 h 36 min
04/04/2012
02 h 48 min
28/03/2012
10 h 48 min
04/04/2012
10 h 36 min
11/04/2012
02 h 36 min
Figura 12: Imagens do Sol anteriores ao terremoto na Sumatra em 11/04/2012.
Fonte: NASA (2012).
Conforme a Figura 12, podem ser observadas grandes erupções
ocorridas nos dias 28 de março e 04 de abril de 2012. No primeiro, às 07 horas
e 36 minutos houve o registro de uma ejeção atingindo uma altura de 5,7
e
o momento em que existem três ejeções, sendo que uma delas está a 5,9
.
No dia 04, foi feita uma imagem de uma ejeção no momento em que se
encontrava a 6,7
de altura e outra a 7,4
. Já, no dia do terremoto,
11/04/2012, e no anterior não há registros de ejeções de massa coronal.
14/03/2005
09 h 36 min
28/03/2005
09 h 12 min
14/03/2005
23 h 48 min
28/03/2005
12 h
21/03/2005
16 h
Figura 13: Imagens do Sol anteriores ao terremoto na Indonésia em 28/03/2005.
Fonte: NASA (2012).
O período anterior ao terremoto na Indonésia, em 28 de março de 2005,
foi de muitas e intensas ejeções de massa coronal, como observado na Figura
13. No dia 14, anterior ao evento terrestre, há o registro em que a massa
coronal atingiu a altura de 7,9
de 7,4
e outra de 7,7
. A massa chegou a altura
segundo registro feito no dia 21. Os registros ocorridos no dia 28 são
de alturas menores, sendo elas 3,8
e 3,7
.
No que diz repeito às manchas solares, atualmente nos encontramos no
ciclo 24 a caminho de um valor máximo de manchas em 2013, segundo o
gráfico da Figura 14. Observa-se nesta figura que o último máximo de manchas
ocorreu em 2001, ano em que foi registrado um terremoto no Peru de
magnitude 8.4 (ver a Tabela 2), começando a decair até um número mínimo
entre o fim de 2008 e o início de 2009, quando então encerra o ciclo 23 e inicia
o 24.
Em uma comparação entre o gráfico da Figura 14 e a Tabela 2, observase um maior número de terremotos de alta magnitude em épocas próximas ao
mínimo do ciclo solar, entre os anos de 2007 e 2010. Nas épocas próximas ao
máximo, 2000 a 2002, houve quatro terremotos de alta magnitude, o que
corresponde à metade do número de terremotos ocorridos próximos ao mínimo
do ciclo. Nas regiões intermediárias, de 2003 a 2006, houve seis terremotos de
alta intensidade e de 2011 a abril de 2012 houve três terremotos do tipo.
Figura 14: O número de manchas solares de 2000 a 2012 e previsão até 2019.
Fonte: NASA (2012).
Observando a Figura 8, percebe-se que em 2000 é atingido um valor
máximo local de terremotos com magnitude entre 6.0 e 6.9. Nesse ano, o Sol
possuiu uma quantidade máxima de manchas, de acordo com a Figura 14. Em
2009, quando as manchas atingiram o mínimo do ciclo, nota-se também um
mínimo local no número de terremotos daquela magnitude. Em relação às
curvas dos terremotos de magnitude de 7.0 a 7.9 e de 8.0 a 9.9, pode-se
observar que elas se mantiveram como constantes ao longo do tempo.
Ao comparar a Figura 15 com a Figura 14, nota-se que em épocas
próximas aos mínimos do ciclo solar sempre existe ou um máximo ou um
mínimo local de números de terremotos de magnitude entre 6.0 e 6.9, como
ocorre entre os anos de 1985 a 1987, de 1995 a 1997 e de 2008 a 2010.
Dentro do período de 1980 a 2011, os abalos de magnitude de 7.0 a 7.9 e de
8.0 a 9.9 se mantiveram aproximadamente constantes.
200
180
160
140
120
100
80
60
R² = 0,6027
6.0 a 6.9
7.0 a 7.9
8.0 a 9.9
Polinômio (6.0 a 6.9)
Polinômio (7.0 a 7.9)
40
20
R² = 0,4692
0
1980 1983 1986 1989 1992 1995 1998 2001 2004 2007 2010
Figura 15: Número de terremotos que ocorreram desde 1980 a 2011.
Figura 16: Ciclos de manchas solares em relação aos anos. Fonte: SIDC (2012).
Foi realizada uma média aritmética do número de ejeções de massa
coronal relativa aos 15 dias que antecederam aos terremotos de magnitude de
7.0 em diante, como se observa na Tabela 3.
As médias da Tabela 3 foram divididas, de acordo com a frequência, em
dois intervalos que antecedem os grandes abalos sísmicos e um, em que não
há abalos na faixa de magnitude estudada na tabela. Os dois intervalos em que
há terremotos de grande magnitude são as médias que estão de 0,267 a 3,334
e 6,2 a 13,4 ejeções por dia. Como os intervalos estão definidos de acordo com
a frequência, o valor 5,6 foi desprezado por ser único entre os dois intervalos.
Tabela 3: Média de Ejeções de Massa Coronal nos 15 Dias Anteriores
aos Terremotos de Magnitude de 7.0 e acima.
Média de Ejeções de Massa Coronal nos 15 Dias Anteriores aos Terremotos de
Magnitude de:
7.0 e 7.9
8.0 a 8.9
9.0 e acima
0,467
2,8
6,2
0,267
6,333
7,867
13,4
7,33
-
12,133
0,267
-
0,467
12,2
-
0,534
1,867
-
1,133
9,0
-
3,2
6,333
-
13
0,4
-
10,867
1,867
-
0,467
1,867
-
0,467
5,6
-
0,534
0,8
-
0,4
2,067
-
3,334
10,867
-
Nota-se que, de acordo com a Tabela 3, das médias de ejeções que
antecederam aos 15 terremotos entre 7.0 e 7.9, onze estão dentro do intervalo
de 0,267 a 3,334 ejeções por dia, o que representa aproximadamente 73,33%
dos terremotos dessa faixa de magnitude, e os outros quatro, 26,66%
aproximadamente, dentro do intervalo de 6,2 a 13,4 ejeções por dia. Dos 15
terremotos de magnitude de 8.0 a 8.9, oito deles, ou seja, 53,33%, são
antecedidos pela média de 0,267 a 3,334 e 40% deles, 6 terremotos, estão no
intervalo de 6,2 a 13,4 ejeções diárias. Os dois terremotos de magnitude igual
ou superior a 9.0 foram antecedidos pelo intervalo de médias diárias de 6,2 a
13,4 ejeções, ou seja, 100% dos terremotos.
5.
Conclusão
De acordo com a análise das Figuras de 9 a 13, conclui-se que existe
uma correlação entre as CME’s e os terremotos de alta magnitude, pois nos
dias anteriores aos terremotos analisados há uma intensa atividade solar.
Conclui-se também, da análise dos gráficos da Figura 8 e das Figuras de
14 a 16, na correlação entre o ciclo solar e a quantidade dos terremotos de
magnitude entre 6.0 e 6.9, pois sempre que o ciclo solar se encontra em seu
mínimo os números de terremotos desta magnitude se encontram próximos de
seus valores máximo ou mínimo.
A correlação apontada depende de fatores externos à análise deste
trabalho, como, por exemplo, as posições relativas das placas tectônicas,
terremotos de baixa magnitude que tenham ocorridos em dias anteriores e em
locais próximos aos terremotos que fizeram parte desta análise, dentre outros.
Assim, sugere-se um estudo quantitativo destas correlações para que se possa
determinar o quanto as atividades solares influenciam os terremotos e outro
que aponte por qual processo físico estas correlações ocorrem.
Agradecimentos
Agradeço a Deus por ter me dado a vida e todas as condições para a
realização deste trabalho. Agradeço à minha esposa, Silvia Maria, e à minha
filha, Sarah, pelo apoio que me deram durante a graduação, assim como aos
meus pais, Zeneide e Hermógenes. Agradeço aos Professores Edson Benício
(orientador) e Claudio Manoel (Co-orientador) pelo acompanhamento e
instrução, ao professor José Ricardo pela ajuda em alguns momentos do
desenvolvimento, à professora Lourdes que muito me ajudou e me incentivou.
Também agradeço ao pastor Jales e à Assembleia de Deus de Cidade
Ocidental – GO (ADOCI) pelas orações e instruções. Aos meus amigos do
Ministério de Louvor Kalil e aos amigos da graduação André e Vinícius que
sempre me animaram nos momentos mais difíceis.
6. Referências Bibliográficas
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