4.3 Dados complementares
4.3.4 O “Solar TErrestrial RElations Observatory” (STEREO)
O ŞExtreme Ultraviolet ImagerŤ (EUVI) é parte do conjunto de instrumentos do ŞSun Earth Connection Coronal and Heliospheric InvestigationŤ (SECCHI) pela missão STEREO (Wuelser et al., 2004). O objetivo do telescópios EUVI é estudar estruturas e a evolução da coroa solar em três dimensões, especiĄcamente no o início e evolução das ejeções de massa coronal (CME). O EUVI observa em quatro linhas espectrais de 171Å, 195Å, 284Å, e 304Åque vão de 0,1 à 20 MK (faixa de temperatura). Seus detectores de pixels têm um campo de visão de 1,7 raios solares (2048 x 2048 em pixeles), com uma resolução temporal de 75 segundos a 20 minutos (dependendo o comprimento de onda). A missão consiste em dois satélites quase idênticos em órbita elíptica heliocéntrica no plano da eclíptica, em sua órbita em aproximadamente a uma distância de 1 UA do Sol. Um dos satélites está adiante da Terra e o outro atrás fornecendo dois campos de visão deno- minados STEREO-B (encontra-se sempre na direção da órbita da Terra) e STEREO-A (por trás do Sol). Em nosso trabalho são considerados os dados de STEREO-A, veja Fi- gura 14, onde são representadas graĄcamente as posições do STEREO-Ahead (à direita) e STEREO-Bhead (à esquerda). As imagens localizadas no centro da Ągura mostram as posições dos satélites em relação ao Sol (amarelo) e à Terra (verde), para o dia 8 de março
Capítulo 4. Recursos Observacionais 45
de 2011. As linhas pontilhadas de cor vermelha mostram o deslocamento angular do Sol.
Figura 14 Ű Campos de visão fornecidos pelo STEREO-B (à esquerda) à 195Åpara às 18:05:57 UT e à direita a imagem obtida pelo STEREO-A. Ambos satélites se encontram separados por 88◇ . A RA NOAA 11163 se encontra identiĄcada com uma circun-
ferência e a RA NOAA 11165 com um quadro. Ambas imagens são trabalhadas em escala de cores invertida.
5 Resultados Observacionais
No dia 8 de março de 2011 foram evidenciadas duas explosões solares através de espectroscopia do imageamento em raios-X e raios gama pelo RHESSI, veja Figura 15. Estas explosões solares serão chamadas: a primeira como FL1 localizada na RA NOAA 11163, e como FL2 com localização RA NOAA 11165. A explosão do hemisfério norte foi detectada em condições circunstanciais, uma vez que o SST estava rastreando esta região, enquanto que o grande evento foi detectado posteriormente no hemisferio sul. Na explosão do hemisfério norte estão associadas as emissões de raios-X, raios-gama e EUV. Ambas as explosões solares foram analisadas no intervalo de 18:03:36 a 18:11:36 UT na faixa de energia de 6 a 25 keV, usando o método ŞBack projectionŤ e ŞCleanŤ, para a reconstrução de imagem do disco do Sol.
Figura 15 Ű Curva de luz do RHESSI na faixa de energia de 3 à 800 keV no dia 8 de março de 2011 entre as 17:52:36 à 18:21:16 UT, onde são evidenciados dois picos separados por quase 10 minutos na faixa de energia de 3 à 12 keV correspondente à região norte, e um pico que começa sua evolução depois de 5 minutos detectado na faixa de energia de 3 à 300 keV que corresponderia à explosão solar de maior intensidade na região sul. A linha pontilhada com legenda representa a detecção pelo SST e a linha pontilhada sem legenda representa o instante máximo de FL1.
Capítulo 5. Resultados Observacionais 47
A análise evidenciou: um intervalo de tempo curto entre as duas explosões; a distância entre elas; e a possibilidade de explorar um evento simpatético. Mediante análise temporal de ambas as explosões solares veriĄcou-se que FL1 ocorreu minutos antes do início da evolução de FL2, sugerindo assim que FL1 pudesse ser o agente desencadeante deste evento simpatético, devido a uma possível conexão física entre as duas regiões ativas. Além disso, existe a possibilidade de descartar outras regiões ativas que podem estar envolvidas no processo de ativação. Para este estudo considera-se o auxílio dos dados de diferentes instrumentos solares, a Ąm de complementar os dados do RHESSI, tais como: SST, SDO/AIA, RSTN, FMT e STEREO-A, os quais serão apresentados a seguir.
5.1 Regiões Ativas (RA) NOAA 11165, 11164 e 11163
As RA envolvidas no evento em análise são: RA NOAA 11163 e 11164 no he- misfério norte, com localização heliográĄca N24W59 e S18W92, devido à classiĄcação de acordo com o departamento SRS (ŞSolar Region SummaryŤ) do SWPC1/NOAA (ŞNatio-
nal Oceanic and Atmospheric AdministrationŤ). As RA NOAA 11164 e 11163, exibidas na Figura 16, se encontram bem próximas, conectadas pelos arcos coronais através de fortes campos magnéticos provenientes de grupos de manchas solares: bipolar (RA NOAA 11164) de tipo ��� de acordo com a classiĄcação McIntosh, e unipolar (RA NOAA 11163) de tipo Ð de acordo com a classiĄcação de McIntosh, e a RA NOAA 11165 constituída pelo grupo de mancha solar do tipo ���. As áreas de cada uma delas são: 100/100 (praia), 580/760 e 200/420 segundos de arco, para RA NOAA 11163, 11164 e 11165, respectivamente.
5.2 Explosão solar simpatética do dia 8 de março de 2011
Minutos antes do início da explosão solar tipo M4.4 (18:08 - 18:28 - 18:41 UT) na escala de GOES estudada em detalhes por Su et al.(2012), podem-se identiĄcar duas variações nas taxas de fótons em raios-X pela curva de luz, consideradas pelo RHESSI como micro-explosões, a partir das 17:55 até 18:10 UT. As variações são identiĄcadas como explosões solares pelo detector F, como mostrado pelas linhas pontilhadas horizontais da cor vermelha, na parte inferior da Figura 15. Estas variações foram detectadas entre as faixas de energia de 3 a 12 keV.
A partir desta informação foi iniciada a análise temporal usando o algoritmo ŞBack projectionŤ e ŞCleanŤ para reconstrução de imagens do disco solar, trabalhadas a cada mi- nuto, a Ąm de descobrir a localização exata destas variações na curva de luz denominadas como micro-explosões RHESSI.
Figura 16 Ű O mosaico de imagens corresponde ao AR NOAA 11164, com localização N24W59. Na parte superior da esquerda para a direita: Imagem em Hα, a seguir as imagens EUV obtidas pelo SDO/AIA em 1700Å(UV+ cont / 5000K), 1600Å(C IV + cont/ 105 - 5000 K). Na parte inferior da esquerda para direita: 304Å(HeII Ű 50,000 K),
171Å(FeIX Ű 6,3 x 105 K), 94Å(FeXVIII Ű 6,3 x 106 K). Todas elas registradas às
18:09 UT, onde o SST estava apontando, as cruzes em cores azuis correspondem ao feixe a 212 GHz (2, 3, 4) e umfeixe a 405 GHz em cruz vermelha (5). Os asteriscos coloridos em cor celeste (em RHESSI) e em cor verde (para o SST)
Iniciando-se a análise por meio do algoritmo ŞBack ProjectionŤ na faixa de energia de 6 a 12 keV entre às 18:03:36 até 18:11:36 UT e usando os colimadores 6F, 7F, 8F e 9F, tá obtida a sequência de imagens exibidas na parte superior da Figura 18. Ela nos permite fazer uma análise comparativa com a outra sequência de imagens na faixa de energia de 12 a 25 keV visualizadas na parte inferior da mesma Ągura. Todas as imagens são integradas a cada 60 segundos com os mesmos intervalos de tempo.
No bloco superior, se mostra na sequência de imagens de 6 Ű 12 keV, é possível identiĄcar uma fonte localizada na região sul do disco solar, que permanece brilhante em toda a sequência de imagens desde o início da observação às 17:52:34 UT. Esse fenômeno não é observado em energias de 12 a 25 keV, na parte inferior da mesma Ągura. Isto nos sugere que a fonte do hemisfério sul se encontra estável e fraca o tempo todo nessa faixa de energia 6 - 12 keV, e que a ativação do hemisfério norte ocorreria no intervalo entre 18:04:36 até 18:05:36 UT que corresponderia à FL1, identiĄcada com uma seta de cor preta no mosaico da Figura 17. Em comparação com a sequência de imagens de 12 a 25
Capítulo 5. Resultados Observacionais 49
keV, pode-se evidenciar a FL1 no mesmo intervalo de tempo que a detecção na faixa de 6 a 12keV.
Analizando a sequência de imagens entre 12 a 25 keV podemos observar que a fonte no hemisfério sul, que chamaremos de FL2 começa a ativar-se no intervalo das 18:09:36 até 18:10:36 UT e permanece ativa até ao Ąm da sequência de imagens. Sugerindo com isso o início da evolução de FL2 no hemisferio sul. Para uma melhor visualização apresentamos o mesmo mosaico da Figura 17 visualizando somente os contornos (níveis: 80 %, 70 %, 80 %, 90%) apresentados na Figura 18.
Ambas as sequências de imagens reconstruídas pelo algoritmo ŞBack ProjectionŤ apresentado na Figura 17 em uma análise comparativa com as curvas de luz que foram mostradas na Figura 15, fornecem informações importantes da localização e os possíveis tempos de acionamento de FL1 e FL2, encontrando uma boa correlação temporal entre eles. No entanto precisamos melhorar nossa análise através da delimitação das integrações em intervalos menores de tempo para encontrar o momento exato em que se desencadeou FL1. Informação que não pode ser extraída do mosaico da Figura 17 por terem uma integração de 60 segundos para cada reconstrução de imagens do disco completo do Sol. Por isso vamos usar o algoritmo ŞCleanŤ na faixa de energia de 6 a 12 keV com una integração de 20 segundos para a reconstrução, usando os colimadores 3F, 4F, 5F, 6F, 7F, 8F, e 9F (ver Figura 19). Essa imagem tem uma área de 260 x 250 segundos de arco. Assim, encontramos que FL1 está no intervalo entre 18:04:56 e 18:05:16 UT.
Com a informação obtida pelo RHESSI, procuram-se novas evidências que con- Ąrmem nossa prévia análise, para isso foram usados os perĄs temporais do telescópio submilimétrico SST que se encontrava observando a região do hemisfério norte. A análise consistiu em obter o perĄl temporal em unidades de Ćuxo solar, no intervalo de tempo que vai desde 18:03 até 18:11 UT, identiĄcando-se um aumento brusco na intensidade em 212 GHz de 50 s.f.u às 18:09:24 UT e uma pequena perturbação às 18:04:24 UT que estaria associada a efeitos de propagação não solar coincidindo por acaso com a evidência forne- cida pelo RHESSI. Ambas são representadas na Figura 20 com letras A e B. Na Figura 20 também se mostra o perĄl temporal de GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites) a 0,1 Ű 0,8 nm. Ao fazer uma comparação entre os perĄs do GOES e do SST podemos ver que a estrutura ŞBŤ em ambos os perĄs coincide com o início da evolução de um evento de regular intensidade, assim também a estrutura ŞAŤ em relação a curva de luz RHESSI pode-se associar a um evento tipo B na escala de GOES. Na mesma Ągura apresentamos a posição dos feixes para 18:09 UT e os perĄs temporais em temperatura de antena para os feixes 4, 3, e 2, com suas respetivas variações em temperaturas para os mesmos feixes.
Os resultados obtidos pelo SST mostram a existência de uma perturbação no hemisfério norte representado com a letra ŞBŤ que acompanha a emissão detectada na
Figura 17 Ű Mosaico mostra duas sequências de imagens para 6 a 12 keV (parte superior) e para 12 a 25 keV (parte inferior), no intervalo de tempo que vai desde 18:03:36 até 18:11:36 UT, podendo-se identiĄcar a FL1 e FL2.
Capítulo 5. Resultados Observacionais 51
Figura 18 Ű Mesmo mosaico da Figura 16 visualizando somente os contornos (níveis: 80 %, 70 %, 80 %, 90%)
Figura 19 Ű Reconstrução de imagem do RHESSI usando o algoritmo ŞCleanŤ, mostrando a localização da fonte onde se acionou a micro-explosão RHESSI (FL1), das 18:04:56 até 18:05:16 UT.
curva de luz pelo RHESSI às 18:09 UT. No entanto, ela não é observada na Figura 17 no mesmo instante. Embora a perturbação identiĄcada com a letra ŞAŤ na Figura20, que por acaso coincide no tempo com a detecção de FL1 pelo RHESSI, não seja identiĄcada como um fenômeno solar, pode entretanto ser atribuida a efeitos de propagação.
Foram analisados os dados do RSTN em micro-ondas, considerando-se para nossa análise as frequências de 4,99, 8,80, e 15,4 GHz do rádio observatório solar ŞSagamore HillŤ a Ąm de comparar a evolução temporal aos outros instrumentos descritos acima. VeriĄcou-se que não existiu uma detecção considerável nesta faixa, no entanto a partir das 18:09 UT se pode observar uma pequena variação que vai aumentando até as 18:12 UT coincidindo com o RHESSI e com o SST, conforme Figura 21(c).
A detecção de FL1 pelo RHESSI e a variação no Ćuxo evidenciada pelo SST foram observadas também pelas imagens do satélite SDO/AIA a 94Åna linha espectral do Fe XVIII (6.3 x 106 K) e 211Å(Fe XIV Ű 2 x 106) apresentados na sequência de imagens das
Figura 22 e Figura 23.
A Figura 22 é composta por duas sequências de imagens. A primeira corresponde à RA do hemisfério norte apresentada no mosaico superior, e, na parte inferior, a evolução
Capítulo 5. Resultados Observacionais 53
Figura 20 Ű PerĄs temporais do SST e do GOES são exibidos na parte superior. No lado inferior direito o desenho esquemático da posição dos feixes do SST, e do lado inferior esquerdo as variações de temperatura de cada canal (feixe) com a variação de intensidade em temperatura.
Figura 21 Ű (a) Mostra o perĄl temporal do RHESSI; (b) PerĄl temporal do SST; (c) PerĄl temporal RSTN. Os triangulos de cor vermelha correspondem na detecção do FLI em suas duas etapas e os triângulos de cor azul na detecção do FL2 e o início da explosão tipo M4.4
do hemisfério sul, ambas correspondentes a dados do SDO/AIA a 211Å. Todas elas foram trabalhadas em cores invertidas, podendo-se identiĄcar que às 18:05 UT, e às 18:09 UT a presença de Ćashes rápidos (mosaico da parte superior) identiĄcados por quadros de cor preta, enquanto que na parte inferior se exibe o início da evolução da fonte no hemisferio sul das 18:07 UT até o Ąnal da sequência de imagens, identiĄcada com setas de cor preta. Na Figura 23, se exibe um mosaico com as mesmas características da Ągura ante- rior. Imagens do SDO/AIA a 94Å, cada uma delas tem uma área de 220 x 170 segundos de arco para a região do hemisfério norte, e as mesmas dimensões para cada imagem do hemisfério sul (RA 11165). As mesmas dimensões são consideradas para a Figura 23. Podemos também observar o aquecimento do plasma, na cor verde, desde o início às 18:03 UT (sequência de imagem superior), identiĄcando a presença de um ŞĆashŤ rápido entre 18:09 e 18:11 UT na cor preta (dentro da caixa) para ambos hemisférios.
Capítulo 5. Resultados Observacionais 55
Figura 22 Ű Na parte superior se mostra a sequência de imagens correspondentes à RA NOAA 11163, podendo-se identiĄcar dois Ćashes (quadros na cor preta), e na parte inferior podemos visualizar o início da evolução da fonte no hemisfério sul que tem início às 18:07UT.
Figura 23 Ű Sequência de imagens obtidas pelo SDO/AIA em 94Å(Fe XIV Ű 2 x 106 K). Pode-
Capítulo 5. Resultados Observacionais 57
Na Ągura 24 apresentamos um mosaico de imagens em as três linhas espectrais do satélite SDO/AIA na vertical, 304Å, 211Å, e 94Å cada 12 segundos, evidenciando a detecção pelo RHESSI.
Figura 24 Ű Sequência de imagens obtidas pelo SDO/AIA em 304Å(He II Ű 50,000 K), 211Å(Fe XIV - 2 x 106 K) e 94Å(Fe XV III - 6,3 x 106 K). Podemos identiĄcar o ŞĆashŤ
detetado pelo RHESSI em EUV às 18:04 UT.
Para continuar a análise preparou-se uma sequência de imagens utilizando a técnica Şrunning diferenceŤ para uma melhor visualização. As imagens consideradas no tempo para a aplicação da técnica são as seguintes: 18:04:38 Ű 18:05:02 Ű 18:06:14 UT (para 94Å) e 18:09:08 Ű 18:09:20 Ű 18:09:32 UT (para 304Å), sendo de cada uma delas sub- traída uma imagem padrão correspondente ao momento 18:00:02 UT. Em todas uma elas podemos observar o plasma emitido pela fonte, tendo início às 18:05:02 UT coincidindo com RHESSI, e SDO/AIA a 211Å. O plasma ejetado tem uma velocidade de 624 km/s, visualizado na Figura 25.
Figura 25 Ű Na bloco superior se mostra a diferença de imagens do SDO/AIA a 94Å, mostrando a sequência de liberação do plasma às 18:05:02UT. No bloco inferior a diferença da imagem do SDO/AIA a 304Å.
E também pode-se identiĄcar o ŞĆashŤ detectado pelo SST às 18:09:20 UT. Além disso apresentamos três imagens do satélite SDO/AIA em 304Å, 211Å e 94Å às 18:09 UT onde pode-se observar o Ćash evidenciado pelo SST na Ągura 26
Figura 26 Ű De direita para a esquerda, se mostram as imagens na linha espectral de 304Å, 211Å, e 94Ådo satélite SDO/AIA para ás 18:09 UT em onde é mostrando um Ćah em EUV quefoi evidenciado pelo SST, o contorno de cor verde representa a detecção por RHESSI para energias de 6 - 12 keV.
Daqui em adiante realizaremos uma análise com base na RA NOAA 11165, par- tindo da informação extraída dos mosaicos anteriores, exibidos nas Figura 22 e 23, com o Ąm de determinar o instante de início da fonte evidenciada no hemisfério sul.
Capítulo 5. Resultados Observacionais 59
Começamos com a análise mais detalhada, considerando dados em HÐ do telescópio FMT que nos fornece informação dos diferentes niveis cromosféricos: baixa (HÐ - 0.8Å), central (linha central 6563Å) e alta cromosfera (HÐ + 0.8 Å), onde podemos identiĄcar a evolução de um Ąlamento evidenciado nessa linha espectral, coincidindo no tempo com a evidência apresentada pelo RHESSI a 12- 25 keV, que se encontra no intervalo de tempo entre as 18:04:50 até 18:29:45 UT, e com isso, o início da explosão solar M4.4 (ver Figura 27).
A Figura 27 nos mostra a evolução temporal do Ąlamento. Nota-se sua evolução no tempo às 18:09 UT com uma mudança na sua direção às 18:12UT. Calculamos a velocidade para esses dois segmentos representados com as linhas de cor preta e vermelha, encontrando que ele apresenta uma desaceleração dos 80 km/s para 30km/s. Esta imagem foi obtida com a técnica time_slice que fez um corte tridimensional da imagem em 2D (em H Ð ), resumida no desenho localizado na parte superior direita da Figura 27.
Figura 27 Ű Na parte inferior esquerda é mostrada a evolução da RA NOAA 11165 no intervalo entre as 18:04:50 até 18:29:45 UT, com o tempo representado no eixo X e o eixo Y dado em kilômetros, podendo-se identiĄcar uma mudança na direção do Ąlamento, com suas respectivas velocidades, imagem que é comparada com o perĄl temporal do GOES exibido na parte superior direita. Na parte inferior direita se mostra a imagem em 2D usada na análise.
O mesmo procedimento foi executado para dados do SDO/AIA a 94Å onde po- demos identiĄcar a mesma estrutura às 18:12:19 UT, e sua evolução indo até 18:29:45 UT neste comprimento de onda apresentado na Figura 28. Esta evidência corresponde no
tempo à emissão do RHESSI na faixa de energia 50 a 100 keV exibida na parte superior da mesma Ągura.
Figura 28 Ű Evolução temporal da RA NOAA 11165 do SDO/AIA a 94Å, identiĄcando pela seta vermelha uma estrutura também observada em Hα.
Com as informações obtidas a partir das análises prévias pelo RHESSI, SST, SDO/AIA e FMT, nós podemos avaliar a existência de FL1 no hemisfério norte, 5 mi- nutos antes do início da evolução do Ąlamento no hemisfério sul que geraria despois a explosão solar de maior intensidade M4.4 na escala de GOES. Agora temos a tarefa de determinar a conexão Ąsíca entre ambas as RA propondo 3 diferentes tipos de ativação.