Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub-mm e sua associação com uma ejeção de massa coronal

Universidade Presbiteriana Mackenzie Escola de Engenharia

Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais

Ray Fernando Hidalgo Ramírez

Atividade solar em comprimentos de onda mm

e sub-mm e sua associação com uma ejeção de

massa coronal

Ray Fernando Hidalgo Ramírez

Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub-mm

e sua associação com uma ejeção de massa coronal

Dissertação apresentada ao Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais da Universidade Presbiteriana Mackenzie, como requisito parcial à obtenção do título de Mestre em Ciências e Aplicações Geoespaciais

Orientador: Prof. Dr. Pierre Kaufmann

H632a Hidalgo, Ray Fernando Ramírez

Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub-mm e sua associação com uma ejeção de massa coronal/ Ray Fernando Hidalgo Ramírez- 2015

54f. : il.; 30 cm.

Dissertação (Mestrado em Ciências e Aplicações Geoespaciais) Ű Universidade Presbiteriana Mackenzie, São Paulo, 2015.

Orientador: Prof. Dr. Pierre Kaufmann

BibliograĄa: f. 49-54

1. Explosão solar em polarização. 2. Ejeção de massa coronal. 3. Pulsações sub-mm I. Título

Ray Fernando Hidalgo Ramírez

Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub-mm

e sua associação com uma ejeção de massa coronal

Dissertação apresentada ao Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais da Universidade Presbiteriana Mackenzie, como requisito parcial à obtenção do título de Mestre em Ciências e Aplicações Geoespaciais

Aprovada em: 17 de junho de 2015

BANCA EXAMINADORA

Prof. Dr. Pierre Kaufmann

Orientador

Universidade Presbiteriana Mackenzie

Prof. Dr. Francisco Carlos Rocha Fernandes

Universidade do Vale do Paraíba

Profa. Dra. Adriana Benetti Marques Valio

Universidade Presbiteriana Mackenzie

Este trabalho é dedicado a meu avô Francisco e minha avó Bertila,

Agradecimentos

Ao professor Pierre Kaufmann, meu orientador, coordenador do Centro de Rá-dio Astronomia e Astrofísica Mackenzie, minha gratidão por dar-me a oportunidade de trabalhar nesta instituição. Pelas ótimas conversas que esclareceram muitas dúvidas e enriqueceram o conhecimento em Rádio Astronomia e a sua história.

Ao professor Jean-Pierre Raulin pelas conversas enriquecedoras, conselhos e ob-servações sempre pertinentes.

Aos professores Francisco Durães e Sérgio Szpigel, docentes de ótimo nível com uma didática espetacular, com os quais gostei mais ainda da Mecânica Quântica, Eletro-dinâmica e Mecânica Estatística.

Aos professores Emília, Guigue quem sempre estão dispostos a esclarecer alguma dúvida.

Aos doutores Francisco Fernandes, Emília Correia e Adriana Valio, meu agradeci-mento por ser parte da banca examinadora e pelas excelentes sugestões.

Aos professores do curso de Ciências e Aplicações Geoespaciais da Universidade Presbiteriana Mackenzie.

Aos meus colegas do curso Edith, Liliana, Gilmar, Fer, Pepe, Amauri, Luis, Al-berto, Yuri, Douglas, Jordi, Alexandre, Ricardo, Rodney, Raissa, todos amigos antigos e recentes com os quais me divirto no CRAAM.

À Lucíola, Carol, Valdomiro e Aurélio, por ajudarem sempre em todos os trâmites burocráticos mas mais ainda pelas conversas engraçadas e piadas a causa da conĄança que nós temos.

Ao Walter, meu professor e amigo, minha gratidão pela conĄança e motivação brindada.

A minha mãe Elizabeth, meu pai Arturo, meus irmãos Tifany e Lalo. Ao David, Jackson e Daniel, grandes amigos desde que posso lembrar.

“Nada es demasiado maravilloso para ser cierto si obedece a las leyes de la naturaleza”

Resumo

As emissões em rádio das explosões solares provém informações detalhadas dos processos de liberação de energia, aceleração de partículas, aquecimento e con-dições do plasma na região onde a radiação é gerada. Este estudo concentra-se em rádio emissões nos comprimentos de onda milimétricos, sub-milimétricos e outras frequências complementares obtidas por observações recentes que podem melhorar o entendimento dos processos na baixa cromosfera até a coroa. Foi estudada uma explosão solar classe GOES X1.7 ocorrida no dia 27 de janeiro de 2012, detectada pelo Telescópio Solar Sub-milimétrico (SST) em 212 e 405 GHz e pelos rádio polarí-metros solares em 45 e 90 GHz. Uma ejeção de massa coronal (CME) foi observada pelo coronógrafo C2 de LASCO com possível conexão física com os fenômenos ob-servados em rádio frequências, incluindo mudanças no grau de polarização (45 e 90 GHz) e aumentos no índice de cintilação (212 e 405 GHz). As rádio observações com-plementares foram obtidas em frequências distintas, pela Rede de Rádio Telescópios Solares (RSTN), de 0,2; 0,4; 0,6; 1,4; 2,7; 4,9; 8,8 e 15,4 GHz e nas faixas de 25 - 180 MHz, e pelo Rádio Espectrômetro Solar Green Bank (GBSRBS) nas faixas de 100 - 300 MHz e 300 - 1200 MHz. A explosão solar apresenta uma estrutura temporal complexa em micro-ondas composta por três aumentos característicos. Explosões métricas e decamétricas tipo III foram acompanhadas por pequenas explosões com polarização em 45 e 90 GHz com graus de polarização de 0,09 e 0,12, sugerindo variações de campo magnético da ordem de 700 e 2000 G, respectivamente. O SST detectou uma explosão impulsiva e aumentos signiĄcativos de 10% no índice de cin-tilação de forma intermitente durante todo o evento. O tempo de lançamento da CME inferido por extrapolação das observações do coronógrafo LASCO ao limbo solar coincide aproximadamente com o instante do excesso de emissão e mudança do grau de polarização em 45 e 90 GHz, sugerindo que a CME tenha resultado de um transiente magnético ocasionando uma instabilidade que gerou as estruturas impulsivas subsequentes.

Palavras-chaves: explosão solar em polarização, ejeção de massa coronal, pulsações

Abstract

Solar Ćares radio emissions provide detailed information on the energy re-lease, particle acceleration, heating processes and plasma conditions at the sites where the radiation is generated. This study focuses in radio emission from mil-limeter, sub-millimeter and another complementary wavelengths obtained by recent observations that might improve the understanding of processes from the low chro-mosphere to the corona. Here we study a GOES class X1.7 Ćare on January 27, 2012 detected by the Solar Sub-millimeter Telescope (SST) at 212 and 405 GHz, and by the solar radio polarimeters (POEMAS) at 45 and 90 GHz. LASCO C2 coro-nagraph observed a coronal mass ejection (CME) with possible physical connection with phenomena observed at radio-frequencies, including changes in polarization de-gree (45 and 90 GHz) and enhancements of scintillation index (212 and 405 GHz). The complementary radio observations were obtained by the Radio Solar Telescopes Network (RSTN) at the single frequencies 0.2, 0.4, 0.6, 1.4, 2.7, 4.9, 8.8 and 15.4 GHz and at the 25 - 180 MHz band, and by the Green Bank Solar Radio Burst Spectrometer (GBSRBS) at the 100 - 300 MHz and 300 - 1200 MHz bands. The solar Ćare exhibits a complex time structure at microwaves consisting of three ma-jor enhancements. Type III-like metric and decametric bursts were accompanied by small polarized burst at 45 and 90 GHz with polarization degrees of 0.09 and 0.12, suggesting changes in the magnetic Ąeld strength the order of 700 and 2000 G, respectively. SST detected one impulsive burst and signiĄcant 10% enhancements of scintillation index intermittently throughout the event. The CME launch time inferred by back extrapolation of the LASCO coronagraph observations to the solar limb coincides approximately in time to the changes in polarization degree, sug-gesting that CME might be a result of a magnetic transient causing an instability generating the subsequent impulsive structures.

Key-words: Keywords: Polarization solar Ćare, coronal mass ejection, sub-mm

Lista de ilustrações

Figura 1 Ű Cenário simpliĄcado de uma explosão solar com um único arco mag-nético e observações de um evento do dia 12 de abril de 2001 em H-Ð

(fundo) e raios-X moles e duros (contornos amarelos e azules, respec-tivamente). Os elétrons e prótons em alturas coronais são acelerados impulsivamente, e o plasma é rapidamente aquecido a altas tempera-turas (107 _{Ű 10}8 _{K). As partículas aceleradas propagam-se ao longo das}

linhas do campo magnético e interagem com o ambiente de plasma nos extremos e nos pés do arco, produzindo emissão em múltiplos com-primentos de onda. O plasma aquecido evapora-se ao longo do arco e esfria-se lentamente emitindo raios-X moles. ModiĄcado de Gurman (1987) . . . 17

Figura 2 Ű (a) PerĄl temporal em 212 e 405 GHz da explosão de 4 de novembro, 2003. O gráĄco inserido mostra os dados de OVSA e SST. (b) Represen-tação esquemática do espectro em radiofrequências para comprimentos métricos a sub-milimétricos em explosões solares. ModiĄcado de Kauf-mann et al. (2009) . . . 21

Figura 3 Ű Cenário esquemático do extremo de um arco magnético. São mostradas a fonte de emissão sub-THz (cor cinza) e a região de absorção (hachu-rada) localizadas acima da fonte. As linguetas de plasma, penetrando no arco devido à instabilidade tipo flute, geram um campo elétrico

indutivo. ModiĄcado de Zaitsev, Stepanov e Melnikov (2013) . . . 24

Figura 4 Ű Diagrama esquemático de uma estrutura magnética rompida num pro-cesso eruptivo. Painel superior: esquema do modelo corda de Ćuxo/CME de (Lin; Forbes, 2000), mostrando a erupção da corda de Ćuxo, a cor-rente de lamina formada por trás dele, e os arcos pós explosão so-lar/CME abaixo, bem como os Ćuxos entrantes e salientes associados a reconexão. Painel inferior: visão ampliada do arco pós explosão so-lar/CME (Forbes; Acton, 1996) . . . 30

Figura 5 Ű (a) ReĆetor Cassegrain de 1,5m de diâmetro dentro do redoma Gore Tex de 3 m de diâmetro, com a porta removida para manutenção. (b) Seis feixes do SST projetados no disco solar. ModiĄcado de Kaufmann et al. (2008). . . 32

Figura 7 Ű Rotinas de calibração realizadas pelo SST durante um dia de obser-vação: Calibração da temperatura, Mapas solares, Scan Tau e Scan Azimuth . . . 35

Figura 8 Ű Efeito instrumental de apontamento, causando diminuição do ganho nos rádio polarímetros milimétricos e variação no sentido da polarização em 45 GHz. A curva preta pontilhada mostra um dia de observação

ideal onde o ganho vária com o ângulo de elevação. As inversões na polarização em 45 GHz são indicadas com as setas. . . 38

Figura 9 Ű Explosão solar classe GOES X1,7 do dia 27 de janeiro de 2012, vista nos diferentes comprimentos de onda do instrumento AIA. . . 40

Figura 10 Ű CME observada pelo coronógrafo C2 de LASCO com primeira apari-ção as 18:27 UT. Painel esquerdo: Extrapolaapari-ção linear dos frentes de expansão da CME, onde foi calculada a velocidade de 2500 km s⊗1

e o instante do lançamento 18:14 UT, alternativamente foi obtida a aceleração por meio de uma extrapolação quadrática. Painéis central e direito: Diferença de imagens para dois instantes durante o evento. . . 41

Figura 11 Ű Espectro dinâmico para ondas decamétricas, observado pelo instru-mento WIND-WAVES, mostrando a emissão tipo IV com inicio ao redor das 18:14 UT. . . 41

Figura 12 Ű Espectro dinâmico para ondas métricas observado pela RSTN. O espec-tro mostra duas emissões rádio tipo III as 18:10 UT e 18:14 UT, entre as 18:15 UT e 18:30 UT é possível observar o que pareceria ser uma emissão tipo II (linha vermelha pontilhada) acompanhada de emissão tipo IV. A seta indica o instante do lançamento da CME.. . . 42

Figura 13 Ű PerĄs temporais do evento do 27 de janeiro de 2012 em comprimen-tos de onda de raios-X moles, rádio decimétrico, milimétrico e sub-milimétrico. . . 43

Figura 14 Ű Posição dos seis feixes do SST no disco solar durante a explosão solar (18:26 UT), superposta com uma imagem do instrumento AIA em 94 Å. 44

Figura 15 Ű Espectro da emissão nos instantes 18:15 e 18:26 UT. Painel esquerdo: Tipico espectro giro-síncrotron com máximo em ≍ 5 GHz. Painel

di-reito: Espectro incomum com máximos em ≍ 5 GHz e≍212 GHz . . . 44

Figura 16 Ű PerĄl temporal do índice de cintilação extraído dos dados do SST. . . . 45

Lista de tabelas

Lista de abreviaturas e siglas

EUV Extremo ultravioleta

H-Ð Linha de emissão Hidrogênio alfa SST Telescópio Solar Sub-milimétrico CME Ejecção de massa coronal

LASCO Coronógrafo EspectrográĄco de Grande ângulo GOES Satélite Geoestacionário Operacional Ambiental OVSA Interferômetro solar de Owens Valley

HXR Raios-X duros SXR Raios-X moles

CSR Radiação síncrotron coerente ISR Radiação síncrotron incoerente

POEMAS POlarização da Emissão Milimétrica da Atividade Solar ADC Unidades digitais nominais do rádio receptor

HPBW Largura de feixe de meia potencia ou Ângulo de abertura RSTN Rede de Rádio Telescópios Solares

GBSRBS Rádio Espectrômetro Solar Green Bank SOHO Observatório Solar e Heliosférico

Lista de símbolos

Ü Frequência da rádio-emissão

Ú Comprimento de onda da rádio-emissão

Γ Fator de Lorentz

� Intensidade do campo magnético

� Densidade do plasma

� Intensidade do campo elétrico æ0 Frequência angular de oscilação

Δæ Banda estreita de frequência angular � Intensidade total da radiação

�pol Intensidade da radiação polarizada

�nat Intensidade da radiação naturalmente polarizada ä Orientação da elipse de polarização

� Excentricidade da elipse de polarização � Grau de polarização

�c Grau de polarização circular

åRL Diferença de fase entre a radiação com polarização direita menos a esquerda

�R,L Intensidade da radiação com polarização direita e esquerda �R,L Temperatura da antena com polarização direita e esquerda �b Temperatura de brilho

�B Constante de Boltzmann

� Velocidade da luz

�x,o Temperatura de brilho com polarização no modo extra-ordinário e or-dinário

áx,o Opacidade para a componente extraordinária e ordinária da radiação propagando-se num meio magneto-ativo

� Parâmetro magneto-iônico relacionado à giro-frequência ÜB Giro-frequência

Ñ Beta do plasma: Razão entre a pressão do gás e a pressão magnética

� Pressão do gás

�i CoeĄciente de calibração de temperatura para o i-ésimo receptor do Telescópio Solar Sub-milimétrico

�ant Temperatura da antena �sys Temperatura do sistema �rec Temperatura do receptor �sky Temperatura do céu �sun Temperatura do Sol �source Temperatura da fonte

áν Profundidade ótica para a radiação com frequência Ü �ν Fluxo da radiação com frequênciaÜ

Öν EĄciência de abertura para a frequência Ü �index Índice de cintilação

Sumário

1 Introdução. . . 16

1.1 Objetivos . . . 18

1.2 Descrição dos Capítulos . . . 18

2 Revisão da Literatura. . . 20

2.1 Observações de explosões solares em comprimentos de onda milimétricos e sub-milimétricos . . . 20

2.2 Mecanismos THz . . . 22

2.3 Polarização na propagação das rádio emissões . . . 25

2.4 Ejeções de massa coronal . . . 28

3 Instrumentação e Metodologia . . . 32

3.1 Instrumentação . . . 32

3.1.1 Telescópio Solar Sub-milimétrico . . . 32

3.1.2 Rádio telescópios solares milimétricos de polarização . . . 33

3.1.3 Rede de Rádio Telescópios Solares . . . 33

3.1.4 Rádio Espectrômetro Solar Green Bank. . . 33

3.1.5 Satélite GOES . . . 34

3.1.6 Instrumento WIND-WAVES . . . 34

3.1.7 Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo . . . 34

3.1.8 Instrumento AIA . . . 34

3.2 Metodologia . . . 35

3.2.1 Redução dos dados do Telescópio Solar Sub-milimétrico . . . 35

3.2.2 Redução dos dados dos Rádio telescópios milimétricos solares de polarização . . . 38

3.2.3 Redução dos dados dos instrumentos complementares . . . 39

4 Análise e Resultados . . . 40

5 Conclusões . . . 47

16

1 Introdução

Por meio das observações sabemos que a atmosfera solar é altamente estruturada, governada por uma complexa interação entre forças magnéticas, turbulências e processos de aquecimento. Estas interações são manifestadas na forma de diversas assinaturas de atividade solar como manchas solares, fáculas brilhantes, praias, ejeções de massa coronal, ventos rápidos, explosões solares entre as mais importantes. Assim, o Sol pode ser visto como um laboratório de física de plasmas único, onde pode ser explorado um domínio da física inacessível nos experimentos de laboratório na Terra. Esta física é necessária para a compreensão da origem e conversão de energia em plasmas magneto-ativos. A presente pesquisa está focada no diagnóstico das emissões das explosões solares e sua polarização devido ao meio de propagação, Na sequencia são descritas as principais características do fenômeno e as observações mais recentes.

Uma explosão solar é um abrilhantamento súbito que ocorre nas chamadas regiões ativas e é observado no disco ou no limbo solar. Foi observada, independentemente pela primeira vez por Carrington e Hodgson, e identiĄcada como uma explosão de luz branca (Carrington,1859), que mais tarde foi interpretada como uma grande liberação de energia (as explosões maiores liberam até ≍ 1032 erg) em regiões de campo magnético intenso emitindo em todo o espectro eletromagnético. O espectro de energia e a distribuição espacial destas emissões fornecem informações detalhadas dos processos de liberação de energia, aceleração de partículas, aquecimento e condições de plasma nos locais onde a radiação foi gerada.

Capítulo 1. Introdução 17

H-Ð) são emitidas por um plasma mais denso na parte superior da cromosfera que é aque-cida pelo impacto do feixe de partículas. Em seguida, o plasma quente evaporado enche o arco esfriando-se lentamente por radiação e condução, produzindo a intensa emissão de raios-X moles pós-explosão (bremsstrahlung térmico). A Figura 1 resume um possível cenário da estrutura geral de uma explosão solar e os locais das fontes dos diferentes tipos de radiação. ConĄgurações semelhantes têm sido propostos por Pneuman (1980),Cliver

(1983), Hagyard, Moore e Emslie (1984) e Dennis(1985).

Figura 1: Cenário simpliĄcado de uma explosão solar com um único arco magnético e observações de um evento do dia 12 de abril de 2001 em H-α(fundo) e raios-X moles e duros (contornos amarelos e azules,

respectivamente). Os elétrons e prótons em alturas coronais são acelerados impulsivamente, e o plasma é rapidamente aquecido a altas temperaturas (107 _{Ű 10}8 _{K). As partículas aceleradas propagam-se ao}

longo das linhas do campo magnético e interagem com o ambiente de plasma nos extremos e nos pés do arco, produzindo emissão em múltiplos comprimentos de onda. O plasma aquecido evapora-se ao longo do arco e esfria-se lentamente emitindo raios-X moles. ModiĄcado de Gurman(1987)

A observação das emissões na faixa rádio é uma ferramenta importante para o diagnóstico das explosões solares. Isso permite entender com mais detalhe os processos físicos que deram origem aos fótons em ondas de rádio. As emissões impulsivas das explo-sões solares nesta faixa são geralmente explicadas por dois processos distintos: emissão de plasma e girosíncrotron. A radiação em comprimentos de onda métricos - decimétricos que apresentam densidades de Ćuxo decrescentes com a frequência (banda geralmente estreita) são atribuídas às emissões de plasma excitado a alturas superiores na coroa solar (Wild; Smerd, 1972). As micro-ondas de banda larga são atribuídas a perdas por girosíncrotron no campo magnético enquanto que os elétrons acelerados movimentam-se em regiões mais densas produzindo raios-X duros e raios-Ò por perdas por colisão. As micro-ondas tipicamente têm o seu máximo espectral situado no intervalo de 10 - 30 GHz, dependendo principalmente da energia dos elétrons acelerados, densidade numérica e intensidade do campo magnético (Bastian; Benz; Gary, 1998; Dulk; Melrose; White,

Capítulo 1. Introdução 18

1.1

Objetivos

∙ IdentiĄcar explosões solares obtidas pelo Telescópio Solar Sub-milimétrico (SST) em 212 GHz e 405 GHz, e pelos rádio polarímetros em 45 e 90 GHz.

∙ Investigar a associação da emissão sub-mm observada pelo SST em 212 e 405 GHz com o lançamento de uma CME.

– Converter para temperatura os dados dos seis feixes do SST usando duas fontes

calibradoras com diferentes temperaturas.

– Corrigir as temperaturas de antena dos seis feixes do SST pela atenuação

at-mosférica usando a equação de transferência radiativa.

– Corrigir a temperatura da fonte emissora pela posição usando a técnica de

múltiplos feixes.

– Calcular o índice de cintilação deĄnido como o desvio padrão dos dados tomado

cada 3 s normalizado com a diferença da temperatura do sol e a temperatura do céu.

– Estimar o tempo de lançamento da CME estudada usando uma extrapolação

linear das alturas das frentes de expansão da CME.

∙ Investigar a associação da emissão milimétrica observada pelos rádio polarímetros solares em 45 e 90 GHz com mudanças na topologia do campo magnético no meio de propagação.

– Corrigir o efeito das variações diurnas periódicas nos dados dos rádio

polarí-metros subtraindo os dados do dia do evento menos os dados suavizados de um dia quieto.

– Corrigir a temperatura de antena pela atenuação atmosférica usando a equação

de transferência radiativa.

– Calcular os graus de polarização para 45 e 90 GHz usando as diferenças entre

as temperaturas da antena com polarização direita e esquerda.

– Estimar as mudanças no campo magnético nas regiões onde propagam-se as

emissões em 45 e 90 GHz usando a teoria magneto-iônica.

1.2

Descrição dos Capítulos

Capítulo 1. Introdução 19

20

2 Revisão da Literatura

2.1

Observações de explosões solares em comprimentos de onda

milimétricos e sub-milimétricos

As emissões das explosões solares em frequências acima de 100 GHz são pouco conhecidas pois acreditava-se que nenhuma outra componente de emissão poderia ser encontrada na faixa entre comprimentos de onda curtos de rádio e a faixa do visível. Por tanto, a Ąm de preencher parcialmente a lacuna observacional acima de 100 GHz, foi construído o Telescópio Solar Sub-milimétrico (SST) para operar em 212 e 405 GHz (??).

Mais tarde, dois rádio polarímetros solares para operar em 45 e 90 GHz foram construídos e instalados para completar a lacuna espectral entre as frequências de 20 e 200 GHz, e acrescentando observações de polarização circular nas altas frequências. As observações de explosões solares nessas frequências devem contribuir para uma melhor compreensão da transição espectral entre as frequências bem conhecidas de micro-ondas e as novas componentes que apresentam Ćuxo crescente para frequências sub-milimétricas (Valio et al., 2013).

A lacuna espectral entre a faixa THz e o visível foi complementada com a im-plementação de dois observatórios solares em 30 THz (faixa de 8 - 15 m) no complexo astronômico "El Leocinto"e no Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie, para a qual a atmosfera terrestre apresenta excelente transmissão. Estas observações são ob-tidas usando telescópios de abertura pequena (ou seja, de 15 - 20 cm de diâmetro, que proporcionam uma resolução de cerca de 15Ť) e medem temperaturas do plasma próximo da fotosfera. As imagens em 30 THz são importantes ferramentas observacionais comple-mentares para descrever as características espaciais do plasma quente nas regiões ativas. Algumas de estas observações revelaram um abrilhantamento em torno de regiões ativas apresentando boa associação com as praias de cálcio CaII KIV e magnetogramas de re-giões ativas (Marcon et al., 2008). Além disso, as observações em 30 THz nas áreas das praias brilhantes em torno das manchas solares revelaram pequenas fontes aquecidas ra-pidamente, com duração da ordem de segundos, com associação com explosões de raios-X moles relativamente fracas (Cassiano et al., 2010).

Capítulo 2. Revisão da Literatura 21

componente em micro-ondas, cujo espectro de 1,2 a 18 GHz foi obtido pelo interferômetro solar de Owens Valley (OVSA) (Kaufmann et al.,2004). A natureza da fonte da explosão solar descoberta que produz a componente com um pico largo na banda THz é ainda desconhecida. Os grandes Ćuxos, crescentes com a frequência, podem surgir do plasma frio (103_⊗104 _{K) e denso (>10}13_cm⊗3_{) próximo da fotosfera solar (Ohki; Hudson,1975).}

No entanto, a curta duração dos altos valores de Ćuxo da nova componente de emissão combinado com os pulsos com escalas de sub-segundos trouxeram severas restrições para a interpretação. Kaufmann et al. (2004), sugerem que provavelmente seja devido a um processo de aceleração de partículas para energias consideravelmente mais elevadas do que aqueles que produzem o espectro em micro-ondas. A proporcionalidade global entre o Ćuxo da emissão e a taxa dos pulsos rápidos sugere que elas poderiam ser assinaturas de injeções discretas de energia. Segundo os autores, as duas componentes espectrais e as pulsações de escalas temporais curtas observadas, poderiam favorecer o modelo Compton inverso esfriando os elétrons ultra-relativísticos (dezenas de MeV) com um pico espectral na faixa de THz (Kaufmann et al., 2004;Kaufmann et al., 2012;Kaufmann et al., 1986).

Zaitsev, Stepanov e Kaufmann (2014) propuseram um modelo baseado na aproximação de um arco magnético e seu circuito elétrico equivalente para explicar as rápidas pulsações durante a emissão sub-THz.

Figura 2: (a) PerĄl temporal em 212 e 405 GHz da explosão de 4 de novembro, 2003. O gráĄco inserido mostra os dados de OVSA e SST. (b) Representação esquemática do espectro em radiofrequências para comprimentos métricos a sub-milimétricos em explosões solares. ModiĄcado de Kaufmann et al.(2009)

Capítulo 2. Revisão da Literatura 22

com uma explosão em luz branca muito fraca e é consistente com aquecimento abaixo da temperatura mínima na atmosfera solar. No entanto, há diĄculdades em atribuir o aquecimento aos elétrons acelerados. O Ćuxo máximo em 30 THz é várias vezes maior do que o típico máximo em micro-ondas (10 - 30 GHz), atribuído aos elétrons não-térmicos na coroa. As emissões em 30 THz poderiam ser consistentes com um espectro optica-mente espesso que aumenta de baixas para altas frequências e pode ser parte da mesma componente espectral encontrada em frequências sub-THz.

A descoberta da nova componente de emissão com máximo em algun lugar da faixa THz aumentou o interesse no estudo do Sol nesta faixa, devido às descobertas únicas que poderiam esclarecer os mecanismos físicos responsáveis da radiação na origem das explosões na baixa cromosfera ou fotosfera. Um experimento recente, denominado SOLAR-T, foi construído para estender as observações em frequências de 3 e 7 THz (Kaufmann et al.,2014).

2.2

Mecanismos THz

Surgiram vários modelos tentando clariĄcar os mecanismos responsáveis pela emis-são sub-THz (sub-mm), alguns deles emis-são descritos a seguir. A emisemis-são sub-THz na fase impulsiva foi interpretada em termos do efeito Compton inverso (Kaufmann et al., 1986), mecanismo síncrotron de emissão de pósitrons (Trottet et al., 2008), e emissão girosín-crotron de uma fonte compacta (Kaufmann; Raulin, 2006; Silva et al., 2007). Fleishman e Kontar (2010) usaram o mecanismo Cherenkov de emissão de elétrons na cromosfera para explicar a componente THz. Trottet et al. (2011) mostraram que o bremsstrahlung na cromosfera com uma temperatura de ≍ 104 K contribui para a emissão após a fase impulsiva (dezenas de minutos a horas) em 345 GHz. A possibilidade de emissão baseada no mecanismo de plasma foi investigado por Sakai et al. (2006).

Trottet et al. (2008) e Kaufmann et al. (2009) consideraram a possibilidade de explicar a emissão sub-THz por meio do mecanismo síncrotron de elétrons e pósitrons ultra-relativísticos (⊙ 10 MeV) num campo magnético �. O máximo de emissão para o mecanismo síncrotron ocorre para a frequência Ümax ≡1,2×106_�Γ2 _{Hz, sendo Γ o fator}

de Lorentz. Com Γ ≡ 20 e � ⊙1000 G, a frequência Ümax está localizada na faixa THz. No entanto, a origem de um número suĄciente de elétrons com energias ⊙ 10 MeV em eventos THz não foi investigada.

Capítulo 2. Revisão da Literatura 23

pelo menos 1012_cm⊗3 _{para proporcionar uma grande profundidade ótica em frequências}

menores a 200 GHz (Silva et al.,2007).

Com base no mecanismo de girosíncrotron, Melnikov, Costa e Simoes (2013) pro-puseram um modelo que leva em conta o efeito Razin e inomogeneidades na distribuição espacial de elétrons energéticos. O modelo permitiu explicar o aparecimento simultâneo de picos espectrais em sub-THz e micro-ondas para um único arco magnético, em uma região com baixa intensidade de campo magnético e tamanhos de fonte comparáveis aos observados. Eles consideraram aumentos na densidade de elétrons relativísticos na parte inferior do arco magnético, onde a taxa entre a densidade de plasma � e a intensidade de campo magnético � são suĄcientemente grandes para atingir a frequência de Razin ÜR = 20�/� ≡200 GHz. Neste caso, as componentes espectrais sub-THz e micro-ondas da emissão são geradas em diferentes partes do arco magnético, próximo aos pés e no topo, respectivamente. A parte de frequências menores do pico espectral em sub-THz da emissão girosíncrotron é causada pelo efeito Razin e sua fonte é opticamente Ąna permi-tindo que o pico da emissão sub-THz seja obtido como a emissão total de um conjunto extenso de arcos magnéticos com um tamanho total de até dezenas de segundos de arco. As explosões sub-THz moderadamente intensas (⊘100 SFU) podem ser explicadas pela emissão girosíncrotron.

Fleishman e Kontar (2010) investigaram a possibilidade de emissão Cherenkov direta por elétrons acelerados na cromosfera. Os átomos e moléculas na cromosfera par-cialmente ionizada fazem uma contribuição positiva para a permissividade do meio, que poderá ser superior à unidade. Neste caso, a velocidade da partícula seria maior do que a velocidade de fase da luz no meio e a emissão Cherenkov é possível. O Ćuxo Cherenkov dos elétrons relativísticos, com um espectro de energia de lei de potência em 400 GHz fornecidos por esses autores,≍ 5× 107 SFU, parece estar superestimado porque não é considerada a absorção pelas camadas de plasma superiores, a região de transição e a coroa. No entanto, o mecanismo de aceleração de elétrons com energias mais elevadas de 10 MeV ainda é desconhecido. Uma diĄculdade com este modelo é que ele requer átomos neutros presentes na cromosfera/fotosfera.

Baseado no mecanismo de plasma, Zaitsev, Stepanov e Melnikov (2013) sugerem que a fonte da emissão está localizada nos pés cromosféricos do arco magnético, onde a densidade eletrônica deve alcançar �≡1015cm⊗3. Para proporcionar o grau de ionização elevado necessário para frequências de LangmuirÜp ≡200⊗400 GHz e reduzir a absorção bremsstrahlung da emissão sub-THz quando escapa da fonte é requerido aquecimento cromosférico, em alturas de 500 km, a temperaturas coronais (≍ 105 _{K). Os autores}

Capítulo 2. Revisão da Literatura 24

do plasma cromosférico externo ao interior do arco magnético provocando a geração de um campo elétrico indutivo. Este campo causa aceleração de elétrons que não escapam da cromosfera, proporcionando excitação de ondas de plasma e aquecimento in situ do plasma.

Figura 3: Cenário esquemático do extremo de um arco magnético. São mostradas a fonte de emissão sub-THz (cor cinza) e a região de absorção (hachurada) localizadas acima da fonte. As linguetas de plasma, penetrando no arco devido à instabilidade tipo Ćute, geram um campo elétrico indutivo. ModiĄcado de Zaitsev, Stepanov e Melnikov(2013)

Baseado no aumento na emissão síncrotron coerente em comprimentos de onda maiores em aceleradores de laboratório, Klopf et al. (2014) apresentaram um mecanismo para produzir o duplo espectro. A instabilidade conhecida como microbunching surge da perturbação que produzem as modulações de densidade dos feixes de elétrons, dando origem a emissão síncrotron coerente em banda larga em comprimentos de onda com-paráveis ao tamanho característico da estrutura microbunching. A intensidade espectral desta radiação síncrotron coerente (CSR) pode ultrapassar muito a radiação síncrotron incoerente (ISR) que alcança seu máximo em maiores frequências, produzindo um espec-tro de dois máximos. Estas simulações consideram uma energia limiar abaixo da qual o microbunching não é possível por causa da repulsão de Coulomb. Apenas uma pequena fração das cargas radiantes aceleradas para energias acima do limiar é requerida para pro-duzir a componente de micro-ondas observada em vários eventos. O mecanismo CSR/ISR pode ocorrer em conjunto com outros processos de emissão, produzindo a componente de micro-ondas.

Capítulo 2. Revisão da Literatura 25

Mecanismo Pros Contras

Free-free (1,3,8) Mecanismo conhecido ConĆito com SXR para a fase impulsiva Síncrotron e- (2, 3, 8) Mecanismo conhecido Parâmetros extremos

Síncrotron e+ (2, 3) Mecanismo conhecido, Correlação com raios-Ò

Parâmetros extremos, ConĆito com a intensidade

de raios-Ò

Cherenkov (4) Correlação com raios-Ò Propriedades dielétricas desconhecidas, Partículas

altamente relativísticas requeridas Microbunching (5,9) Correlação com raios-Ò Mecanismo pouco

conhecido Emissão de plasma (6,7) Correlação com raios-Ò,

Alta luminosidade

Absorção free-free Compton inverso (4) Correlação com raios-Ò Entorno de fótons

insuĄciente

Tabela 1: Sumário de mecanismos que podem produzir emissões THz. (1)Bastian, Benz e Gary (1998); (2)Silva et al. (2007); (3)Trottet et al. (2008); (4)Fleishman e Kontar (2010); (5)Kaufmann e Raulin

(2006); (6)Sakai et al.(2006); (7)Zaitsev, Stepanov e Melnikov(2013); (8)Kaufmann et al.(2009); (9)Klopf et al. (2014)

2.3

Polarização na propagação das rádio emissões

Por convenção, a polarização de ondas eletromagnéticas é uma expressão da ori-entação das linhas do Ćuxo do campo elétrico. Assim, a direção da polarização em ondas eletromagnéticas é ao longo da direção de oscilação do campo elétrico. O campo elétrico pode ser descrito como �(�) = �0(�)�⊗iω0t, sendo �0(�) a amplitude complexa do campo

elétrico, æ0 o valor médio da frequência em uma banda estreita (Δæ). As componentes

or-togonais�e�, projeção do campo elétrico no plano do frente de onda, oscilam do seguinte modo:

�x(�) =�0x(�)�⊗iω0t+iψx(t)

�y(�) = �0y(�)�⊗iω0t+iψy(t)

(2.1)

As escalas de tempo características das fasesåx,åy e as amplitudes�0x,�0y variam len-tamente quando comparadas com o seu período de oscilação 2Þ/æ0. Portanto, a projeção

do vetor �(�) no plano �⊗� circunscreve uma elipse.

Geralmente, a radiação solar é formada por duas componentes uma polarizada e outra não polarizada. Estas componentes têm espectros de frequências contínuos, mas as oscilações �x(�) e �y(�) na componente não polarizadas (também chamada caótica ou naturalmente polarizada) são não-coerentes e seguem a condição �x(�)�*

Capítulo 2. Revisão da Literatura 26

e �y(�) são coerentes na componente polarizada e seguem a condição �x(�)�*

y(�) ̸= 0.

Esta última condição para a radiação polarizada é explicada pelo fato que a taxa �y/�x é independente do tempo, isto é, a taxa das amplitudes �0y/�0x e a diferença de fase åxy = åx ⊗ åy, na Equação 2.1, permanecem constantes. Assim, a elipse circunscrita pelo vector de campo elétrico varia de tal maneira que a sua orientação e excentricidade permanecem Ąxas.

A radiação polarizada pode ser caracterizada por três parâmetros: intensidade�pol, orientação da elipse de polarização ä e excentricidade �. Por outro lado, a radiação não polarizada se caracteriza pela variação caótica da orientação e excentricidade da elipse de polarização. Deste modo, a componente não polarizada pode ser descrita por um único parâmetro, a intensidade�nat. Em geral, a radiação pode ser caracterizada completamente por quatro valores: a intensidade total � = �nat+�pol, o grau de polarização � = �pol/�, a excentricidade � da elipse de polarização e a orientação ä. O caso � = 0 corresponde à radiação não polarizada e �= 1 à radiação completamente polarizada. Qualquer outro valor de � entre 0 e 1 representa radiação parcialmente polarizada.

O formalismo de Stokes está diretamente relacionado aos instrumentos de medição e portanto um formalismo natural para ser usado na interpretação das rádio observações. A polarização da radiação é descrita com os parâmetros de Stokes �, �, � e � os quais estão relacionados com as grandezas deĄnidas acima �, �, � e ä segundo:

� =�,

�=��cos 2àcos 2ä, � =��cos 2àsin 2ä, � =��sin 2à

(2.2)

Estas fórmulas, onde à = arctan�, podem ser consideradas como a deĄnição dos parâmetros de Stokes.

Antenas usadas em rádio astronomia podem detectar polarização circular à es-querda e à direita. As intensidades destas componentes iguais a �R = �OR2 +�nat/2 e �L = �OL2 +�nat/2, onde �0R e �0L são as amplitudes Ćutuantes do campo elétrico com polarização direita e esquerda com um tempo característico Δ� ≍ 1/Δæ e diferença de fase constante denotado por åRL. Neste caso, os parâmetros de Stokes estão relacionados com as grandezas deĄnidas acima através das fórmulas:

� =�R+�L

�= 2�0R�0LcosåRL, � = 2�0R�0LsinåRL, � =�R⊗�L

Capítulo 2. Revisão da Literatura 27

Se somente alguns dos parâmetros de Stokes são determinados por medições de polarização, é impossível ter informação completa da polarização da radiação observada. Por exemplo somente as intensidades �R e �L, de duas componentes circularmente pola-rizadas, são medidas em rádio observações. Como resultado, é possível calcular o grau de polarização circular

�c = �R⊗�L �R+�L =

�

� (2.4)

Esta grandeza está relacionada com o grau de polarização � =�pol/� da seguinte maneira

�c =�sin 2à (2.5)

O valor absoluto de �c é igual a � somente quando à = ∘Þ/4, ou seja quando �=� = 0 (Zhelezniakov, 1970)

Em condições solares e estelares, os modos característicos do plasma (modo ex-traordinário e ordinário) são usualmente circulares exceto quando a propagação é quase perpendicular ao campo magnético. O sentido observado da polarização usualmente reĆete o sentido do campo magnético na região de emissão (Dulk,1985).

Assim, foram consideradas as condições quando � = � = 0 e usando a apro-ximação de Rayleigh-Jeans � = 2�B�bÜ2/�2, sendo �B a constante de Boltzmann, �b a temperatura de brilho,Ü a rádio frequência e�a velocidade da luz. O grau de polarização será:

�= �R⊗�L

�R+�L, (2.6)

sendo �R e �L as temperaturas de brilho com polarização circular à direita e à esquerda respectivamente.

Por outro lado, segundo a relação de dispersão (fórmula de Appleton-Hartree) da radiação em um meio em presença de campo magnético (birrefringente), a radiação se divide em uma componente ordinária e outra extraordinária. Assim, o grau de polarização é deĄnido como:

�= �x⊗�o

�x+�o, (2.7)

sendo �x e �o as intensidades para as componentes ordinária e extraordinária da radiação. Usando a aproximação de Rayleigh-Jeans, é possível expressar o grau de pola-rização em termos da temperatura:

�= �x⊗�o �x+�o

= �⊗τo ⊗�⊗τx 2⊗�⊗τo ⊗�⊗τx,

Capítulo 2. Revisão da Literatura 28

sendo �x e �o as temperaturas de brilho com polarização nos modos extraordiná-rio e ordináextraordiná-rio, respectivamente, áo e áx as profundidades óticas para o raio ordinário e extraordinário. Para um plasma oticamente Ąno (á ⪯1), é representado por:

�= áx⊗áo

áx+áo (2.9)

O grau de polarização é importante pois as explosões com polarização são indica-dores dos fenômenos que acontecem no Sol envolvendo mudanças na topologia do campo magnético nos locais de propagação.

A teoria magneto iônica pode ser usada para descrever estes fenômenos. No caso da propagação quase longitudinal (longitudes heliográĄcas < 70◇_{) o grau de polarização} pode ser escrito em função do parâmetro magneto-iônico �L:

�= 2�L 1 +�2

L

, (2.10)

sendo�L=ÜBcos�/Ü, ÜB = 2,8×106_{� a giro-frequência,� o campo magnético,}

Ü a frequência das ondas (neste caso Ü é 45 e 90 GHz) e � o ângulo entre a direção do campo magnético e a propagação das ondas. Diferenciando a Equação 2.10, é calculada a variação de campo magnético,��, devido a um grau de polarização do excesso de emissão, ��:

��= 2(1 +�L2) (1 +�2

L)2

��L, (2.11)

com ��L= 2,8×106��cos�/Ü (Zhelezniakov, 1970).

2.4

Ejeções de massa coronal

As ejeções de massa coronal solar (CME) são uma notável manifestação da ativi-dade solar vista na coroa solar, onde o plasma coronal e o campo magnético são lançados para o espaço interplanetário, que representa uma atividade signiĄcativa para o clima espa-cial próximo da Terra (Mittal; Narain,2010). Assim, as CME são um aspecto importante da dinâmica coronal e interplanetária. Estatisticamente, as CME estão frequentemente associadas à erupção de proeminências e explosões solares, mas às vezes eles ocorrem com baixa ou nenhuma atividade observada na superfície (Webb,1992). As CME transportam massas em torno de 1015_{g, a velocidades radiais no intervalo de 200 até 2000 km/s, o que}

corresponde a energias cerca de ≍1031 erg, comparáveis à energia total das mais grandes explosões solares (Webb, 2000).

Capítulo 2. Revisão da Literatura 29

compreensão da origem e evolução inicial das CME é decorrente de observações em luz branca com o uso de coronógrafos em satélites e em solo. Todas estas observações são baseadas no espalhamento Thomson da radiação fotosférica emitida pelo plasma lançado para o meio interplanetário Webb(2000).

A expansão da CME desde a coroa solar para o meio interplanetário pode ser acom-panhada por emissões em rádio, desde micro-ondas até comprimentos de onda métricos e decamétricos (Gergely et al., 1984; Gary et al., 1984; Klein et al., 1999; Gopalswamy; Thompson,2000;Klein; Mouradian,2002). A probabilidade de correlação entre as CME e as explosões em micro-ondas (1,4 - 15,4 GHz) parece aumentar com a densidade de Ćuxo em rádio, tornando-se da ordem de 70% para Ćuxos superiores a 500 SFU (Dougherty; Zirin; Hsu, 2002).

Provavelmente, uma CME ocorre quando o equilíbrio entre as forças magnética e mecânica é perturbado. O campo magnético domina o plasma na maior parte da coroa, quer dizer Ñ = 8Þ�/�2 _{⪯1, sendo Ñ o beta do plasma, � a pressão do gás e� o campo}

magnético (Klimchuk,2001). Os processos de criação de uma CME começam muito antes que se forme a estrutura coronal capaz de produzi-la. Assim, é possível observar atividade em pequena ou grande escala associada com a CME. A relação entre CME e explosões solares ainda é incerta, mas as observações sugerem que pelo menos algumas explosões parecem ser uma consequência das CME (Kahler, 1992). A Figura 4 mostra o cenário geral da perda catastróĄca do equilíbrio, ocorrendo numa conĄguração magnética, que estica o campo magnético fechado e cria uma estrutura tipo Kopp-Pneuman (Lin,2004).

Muitas CME não estão associadas com explosões solares, e embora a taxa de ocor-rência das CME siga aproximadamente o ciclo solar, não existe uma associação clara entre suas ocorrências e o número de manchas solares (Howard et al.,1985;Webb,2000;St. Cyr et al., 2000). Existem muitas abordagens para explicar as causas físicas que originam as CME, as quais são aplicáveis para a observação de eventos especíĄcos, considerando de-sestabilização dosstreamerscoronais de grande escala ou Ćuxo de plasma produzido pelas rupturas dos Ąlamentos (Wu et al.,2000). No entanto, outras indicações mostram que tais rupturas não podem ser uma causa geral para todas as CME (Simnett,2000).

Algumas indicações mostram que os períodos de lançamento estão intimamente relacionados com aumentos fracos no Ćuxo de raios-X moles dezenas de minutos antes das explosões maiores (Harrison,1986). Além disso, precursores térmicos e não-térmicos têm sido observados. Às vezes, é difícil decidir se uma liberação de energia da pré-explosão é um verdadeiro precursor ou uma explosão separada. Mesmo uma explosão menor prévia pode levar a uma maior explosão subsequente ao desestabilizar as estruturas maiores na região da explosão (Klimchuk, 2001).

Capítulo 2. Revisão da Literatura 30

Figura 4: Diagrama esquemático de uma estrutura magnética rompida num processo eruptivo. Painel superior: esquema do modelo corda de Ćuxo/CME de (Lin; Forbes,2000), mostrando a erupção da corda de Ćuxo, a corrente de lamina formada por trás dele, e os arcos pós explosão solar/CME abaixo, bem como os Ćuxos entrantes e salientes associados a reconexão. Painel inferior: visão ampliada do arco pós explosão solar/CME (Forbes; Acton,1996)

mínimo solar, cerca de uma vez a cada dois dias (Yashiro et al., 2002). Por isso, muitas vezes é difícil associar as CME com outros fenômenos solares, na superfície ou na coroa, por causa de sua própria complexidade. Há indícios de CME aparentemente acionadas com outros fenômenos em locais remotos no disco solar, de forma semelhante as chamadas explosões solares simultâneas (sympathetic flares) (Biesecker; Thompson,2000), algumas vezes, sem nenhum tipo de atividade solar na região onde a CME poderia ter sido lançada. Uma possibilidade interessante é a sugestão de acionamento remoto da CME por ondas Moreton na superfície solar (Webb, 2000; St. Cyr et al., 2000).

Resultados recentes obtidos da atividade solar em comprimentos de onda sub-milimétricos mostraram a ocorrência de pulsos rápidos de sub-segundos durante as ex-plosões solares, com uma taxa de ocorrência aproximadamente proporcional à totalidade das emissões das explosões solares em faixas de energia mais elevadas (raios-X e raios-Ò) (Kaufmann et al.,2001;Kaufmann et al.,2002). Estes pulsos sub-milimétricos solares re-cém descobertos podem ter uma natureza similar às pulsações de escalas de sub-segundos encontradas na faixa óptica durante as explosões solares (Wang et al.,2000;Trottet et al.,

Capítulo 2. Revisão da Literatura 31

(Raulin et al., 2003). Eles podem ter conexão com micro-explosões, ondas ou tremores, com possível papel importante no aquecimento da coroa solar (Sturrock; Uchida, 1981;

Lin et al., 1984;Sturrock et al., 1984; Zharkova; Kosovichev, 2000).

Os pulsos rápidos sub-milimétricos podem ser representativos de várias instabili-dades do plasma de pequena escala em regiões ativas acionadas por instabiliinstabili-dades magné-ticas de grande escala em regiões ativas com a complexidade crescente (Sturrock,1986). A combinação de pequenas e grandes instabilidades pode desempenhar um papel importante no lançamento e na aceleração de grandes massas de gás ionizado como é observado na coroa solar e no espaço interplanetário (Kaufmann et al., 2003). Recentemente, Zaitsev, Stepanov e Kaufmann (2014) propuseram um modelo para explicar essas pulsações na emissão sub-THz aproximando um arco a um circuito elétrico equivalente e explicaram a taxa de repetição das pulsações. Usando a taxa de repetição das pulsações durante a explosão solar do dia 4 de novembro de 2003, eles encontraram uma diminuição da cor-rente elétrica de 1,7×1012 A, no máximo da explosão solar, para 4×1010 A, logo após da explosão. Este modelo é consistente com o mecanismo de emissão de plasma sub-THz sugerido por Zaitsev, Stepanov e Melnikov (2013). No entanto, as questões parecem ser mais controversas porque o tempo de lançamento da CME para o evento ocorreu quase 10 minutos antes do início da explosão solar.

Além de ter uma associação estabelecida entre explosões em rádio tipo II e ondas de choque coronais (por exemplo CME). A conexão física entre explosões métricas tipo II, explosões solares e CME são pouco compreendidas. Cunha-Silva, Fernandes e Selhorst

(2015) investigaram as condições físicas das fontes de duas explosões métricas tipo II associadas com a expansão das CME. Eles compararam as alturas dos frentes de choque das rádio emissões com emissões de ondas EUV associadas com as CME, a Ąm de veriĄcar a relação entre os choques e as CME. Eles encontraram, para os dois eventos, que as alturas dos frentes das ondas EUV eram compatíveis com as alturas da emissão rádio obtidas usando dois modelos de densidade nas frequências da emissão rádio tipo II.

32

3 Instrumentação e Metodologia

3.1

Instrumentação

3.1.1 Telescópio Solar Sub-milimétrico

O Telescópio Solar Sub-milimétrico (SST), mostrado na Figura 5a, observa o Sol em 212 e 405 GHz por meio de seis receptores independentes (receptores do 1 ao 4 em 212 GHz, e 5 e 6 em 405 GHz), com uma resolução temporal de 1 ms, fornecendo uma sensibilidade de ≍3 K. Na Figura 5b é mostrado o arranjo focal dos seis receptores que produz um cluster de quatro feixes (receptores 2 ao 5) superpostos a aproximadamente a largura de feixe de meia potência (HPBW* _{de 4Š e 2Š para 212 e 405 GHz, respectivamente)}

projetado no disco solar, entanto que os outros dois feixes (1 e 6) são projetados num local afastado 6Š. A disposição dos feixes permite estimar o local do centroide de emissão para uma fonte pequena (comparada com a HPBW), que é usado na sequência para calcular a densidade do Ćuxo da fonte. O SST está instalado no complexo astronômico "El Leoncito", nos andes de argentinos. Os dados são armazenados em arquivos com informação do sinal em unidades digitais nominais para cada receptor (radiômetro), seu tempo correspondente e informação instrumental (Kaufmann et al., 2002; Raulin et al., 2003; Kaufmann et al.,

2008).

Figura 5: (a) ReĆetor Cassegrain de 1,5m de diâmetro dentro do redoma Gore Tex de 3 m de diâmetro, com a porta removida para manutenção. (b) Seis feixes do SST projetados no disco solar. ModiĄcado de

Kaufmann et al.(2008).

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 33

3.1.2 Rádio telescópios solares milimétricos de polarização

Na Figura 6 são mostrados os telescópios de medida de POlarização de Emissão Milimétrica da Atividade Solar (POEMAS), compostos de dois rádio telescópios com medida de polarização circular (à esquerda e à direita) em 45 e 90 GHz (6,67 mm e 3,34 mm). O telescópio em 45 GHz usa um reĆetor de abertura de 44 cm e o telescópio em 90 GHz usa lentes com um diâmetro de 16,5 cm. O campo de visão de ambos telescópios foi concebido para ser maior do que o disco solar ≍ 1,5◇ HPBW, permitindo a detecção de explosões solares em todo o disco.

Figura 6: Rádio telescópios milimétricos de polarização instalados no observatório CASLEO nos andes argentinos.

Os dados são obtidos com uma resolução temporal de 10 ms. Ambos rádio telescó-pios estão equipados com modernos radiômetros sem conversão de frequência intermedia-ria, resultando em uma baixa temperatura do sistema. Assim, os telescópios têm uma alta sensibilidade de 4 e 20 SFU, considerando eĄciências de abertura calculadas de 50∘5% e 75∘8%, em 45 e 90 GHz, respectivamente (Valio et al., 2013).

3.1.3 Rede de Rádio Telescópios Solares

Os dados em micro-ondas foram obtidas pela Rede de Rádio Telescópios Solares (RSTN) em 0,2; 0,4; 0,6; 1,4; 2,7; 5,0; 8,8 e 15 GHz, observações em comprimentos métricos e decamétricos na faixa de 25 - 180 MHz. A RSTN é mantida e operada pela agência meteorológica da força aérea dos Estados Unidos, e consiste de observatórios na Austrália, Itália e Estados Unidos (Massachusetts, Novo México e Havaí). A missão desta rede é monitorar as explosões solares, tempestades de ruído e outras liberações de energia do Sol durante 24 horas (Guidice, 1979).

3.1.4 Rádio Espectrômetro Solar Green Bank

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 34

O GBSRBS é um projeto concebido para fornecer espectros dinâmicos de alta qualidade e servir como uma plataforma de desenvolvimento para transmissores e receptores de banda ultra-larga. A espectroscopia dinâmica é uma ferramenta importante para observar ex-plosões solares na coroa solar (Bastian et al.,2005).

3.1.5 Satélite GOES

O satélite ambiental operacional geoestacionário GOES 15 possui um equipamento para captação de raios-X solares para detecção de explosões solares e outros fenômenos que afetam o clima espacial. A resolução temporal dos dados de raios-X é de 3 s (NOAA,

2013).

3.1.6 Instrumento WIND-WAVES

Os dados para as rádio frequências de 0,01 a 10 MHz foram obtidos do experimento WAVES abordo do satélite WIND, que é constituído por três antenas ortogonais de campo elétrico e três magnetômetros de bobina ortogonais. Os campos elétricos são medidos por cinco receptores diferentes: um receptor de baixa frequência chamado FFT (0,3 Hz - 11 kHz), um receptor de ruído térmico chamado TNR (4 Ű 256 kHz), um rádio receptor RAD1 (20 - 1040 kHz), um rádio receptor RAD2 (1,075 - 13,825 MHz) e um amostrador temporal chamado TDS (Bougeret et al., 1995).

3.1.7 Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo

O Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo (LASCO) é um dos 11 instru-mentos incluídos no Satélite Solar e Observatório Heliosférico (SOHO). O instrumento LASCO é um conjunto de dois coronógrafos que grava imagens (visível) da coroa solar de 1,1 até 32 raios solares. Um raio solar corresponde a cerca de 700 000 km ou 16 minutos de arco. Um coronógrafo é um telescópio utilizado para bloquear a luz do disco solar, a Ąm permitir a observação da emissão extremadamente fraca da região coronal (Brueckner et al., 1995).

3.1.8 Instrumento AIA

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 35

XXI (131 Å), Fe IX (171 Å), Fe XII, XXIV (193 Å), Fe XIV (211 Å), He II (304 Å), e Fe XVI (335 Å) (Lemen et al., 2012).

3.2

Metodologia

3.2.1 Redução dos dados do Telescópio Solar Sub-milimétrico

Durante um dia de observação, o SST realiza algumas rotinas observacionais, ca-libração da temperatura, mapas solares, scan tau e scan azimuth. A Figura 7 mostra o perĄl temporal da potência recebida em unidades ADC† _{para um período de calibração.}

Figura 7: Rotinas de calibração realizadas pelo SST durante um dia de observação: Calibração da tem-peratura, Mapas solares,Scan Tau eScan Azimuth

A conversão para temperatura é feita (durante a rotina calibração da temperatura mostrada na Figura 7) usando duas fontes calibradoras com diferentes temperaturas (≍ 300 K e 430 K), que iluminam completamente os receptores. Assim, são calculados os coe-Ącientes�i = Δ�i/Δ���i, onde Δ�i é a diferença de temperatura em graus Kelvin entre as duas fontes calibradoras para o i-ésimo feixe, e Δ���i é a diferença de temperatura em unidades digitais nominais (ADC) entre os dois calibradores. Portanto, a diferença obtida no sinal pode ser convertida em temperatura. Há seis coeĄcientes de calibração�i diferentes, um para cada feixe.

A temperatura total do sistema �sys medida pelo SST durante um período de observação contêm contribuições do receptor, do céu e da fonte no Sol, esta última ate-nuada pela atmosfera terrestre. Para cada receptor i a temperatura do sistema pode ser

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 36

representada por:

�sys,i =�rec,i+�sky,i(1⊗�⊗τ /sinEl) +�source,i�⊗τ /sinEl, (3.1)

sendo�rec,i a temperatura do receptor (tipicamente 2000 K para os receptores em 212 GHz), �sky a temperatura da céu (tipicamente 280 K),á mede a opacidade do céu na direção do zênite, �� o ângulo de elevação, e�source a temperatura da fonte observada no Sol.

Quando se observa uma região ativa, �source contêm tanto contribuição do Sol quieto quanto de uma explosão solar em processo, descrita da seguinte maneira:

�source,i =Öi�QS,i+�i�burst,i, (3.2)

sendo�QS,i a temperatura do Sol quieto (medições de 5900 e 5100 K em 212 e 405 GHz, respectivamente, foram feitas por Silva et al.(2005)),�burst,i a contribuição de uma explosão ponderada sobre o área do feixe, e �i a eĄciência de abertura para uma fonte compacta (valores típicos de 0,35 em 212 GHz e 0,20 em 405 GHz). Quando o feixe é apontado no centro do disco solar, então o Sol quieto ilumina grande parte dos lóbulos laterais do feixe, assim a sua contribuição tem uma eĄciência da ordem da unidade, por outro lado terá uma menor eĄciência quando o feixe é apontado no limbo. Para lidar com isso, foi incluído o fatorÖi modiĄcando a contribuição do Sol quieto para cada feixe.Melo

et al. (2005) encontraram que para apontamentos perto do centro do disco solarÖi ≡0,5 em 212 GHz e Öi ≡0,6 em 405 GHz, enquanto que para apontamentos perto do limbo Öi pode ser 50% menor.

A opacidade atmosférica á é medida quando o SST realiza uma das rotinas de calibração chamada scan tau (Figura 7), que consiste em fazer uma varredura com o telescópio na direção da elevação, desde o zênite ate aproximadamente o horizonte. O efeito da elevação na opacidade atmosférica aparente é a causa principal de quanta potência é recebida pelo telescópio, esta dependência com a elevação pode ser ajustada usando um modelo de atmosfera plano-paralelo, com a Ąnalidade de calcular a opacidade no zênite á e a temperatura do céu �sky. O SST realiza vários scan tau ao longo de um dia de observação.

Com efeito, as grandezas�sys,i, �rec,i, �sky,i, á,�� e�i são todas medidas, assim a contribuição de temperatura de uma explosão solar pode ser determinada por:

�burst,i = �sys,i⊗�rec,i⊗�sky,i(1⊗�

⊗τ /sinEl_)⊗Ö

i�QS�⊗τ /sinEl

�i�⊗τ /sinEl (3.3)

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 37

e ��s. Quando os feixes são considerados Gaussianos e de igual eĄciência de abertura �i, pode ser usado um método analítico (Costa et al.,1995;Giménez de Castro et al., 1999). Uma vez que a posição é determinada, esta pode ser usada para corrigir a temperatura pela posição da explosão. Para feixes Gaussianos idênticos, a correção é dada por:

�burst =�burst,i���

⎠

(��i⊗��s)2+ (��i ⊗��s)2 2à2

e

⎜

, (3.4)

sendo ��i e ��i o azimute e a elevação das posições projetadas do feixe i, e à2

e = à2

b,i+às2a convolução do feixe com a fonte, sendoàb,i a largura Gaussiana do feixei. Então, são necessárias quatro medições independentes e cada larguraàb,i para determinar o Ćuxo �ν, a posição�� e��, e a largura da fonteàs; quando somente estão disponíveis medições de trés feixes independentes, se considera queàb,i ⪰às. Assim, é obtida uma temperatura de antena �burst corrigida pela atenuação atmosférica e pela posição, determinada das observações independentes dos diferentes feixes.

As temperaturas da antena corrigidas são convertidas para unidades de Ćuxo solar (1 SFU = 10⊗22 _{W m}⊗2 _Hz⊗1_{) usando a aproximação de Rayleigh-Jeans}

�ν =

2�B�burstÜ2 �2 Ωbeam

= 2�B�burst Öν�geo ,

(3.5)

sendo �B a constante de Boltzmann, Ü a frequência (Ü = 212 e 405 GHz), � a velocidade da luz, Ωbeam o ângulo sólido ocupado pelo feixe, Öν a eĄciência de abertura, �geo a área geométrica da antena e �burst a temperatura da antena. Este procedimento pode fornecer o Ćuxo, posição e em alguns casos a largura da fonte para cada instante medido, ou seja com a resolução temporal de adquisição dos dados. No entanto, em alguns eventos, somente um ou dois feixes detectam a emissão da explosão, e nem o Ćuxo nem a posição podem ser determinados sem ambiguidades (Krucker et al.,2013).

Um índice útil para a detecção rápida de pulsações de distintas naturezas como de origem solar, variações de opacidade atmosférica ou instrumental é o índice de cintilação, �index. Este índice é deĄnido como a razão do desvio padrão das Ćutuações dos dados de 40 ms normalizado com a diferença do valor médio do sinal para o Sol e o nível do céu, ou seja �index =à3s/(�sun⊗�sky), tomadas cada 3 segundos.

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 38

3.2.2 Redução dos dados dos Rádio telescópios milimétricos solares de

pola-rização

O sistema de adquisição dos rádio polarímetros milimétricos armazena os dados já convertidos em temperatura, no entanto é necessário realizar tarefas de correção. Foi encontrado que para elevações majores de 60◇_{, o disco solar está parcialmente deslocado} do centro do feixe, causando diminuições no ganho dos rádio telescópios. Assim, os dados presentam variações diurnas periódicas durante um dia de observação como é mostrado na Figura 8, a curva preta pontilhada mostra como seria um diaideal de observação se os telescópios não tivessem este efeito. A Ąm de corrigir este efeito, é escolhido e suavizado o perĄl temporal de um dia anterior ou posterior de observação sem eventos registrados, na sequencia é subtraído do perĄl temporal do dia de interesse. Além disso, inversões na polarização em 45 GHz, indicadas com as zetas na Figura 8, foram identiĄcadas.

Figura 8: Efeito instrumental de apontamento, causando diminuição do ganho nos rádio polarímetros milimétricos e variação no sentido da polarização em 45 GHz. A curva preta pontilhada mostra um dia de observaçãoidealonde o ganho vária com o ângulo de elevação. As inversões na polarização em 45 GHz

são indicadas com as setas.

A opacidade do céu em 45 e 90 GHz é estimada por meio de uma rotina observa-cional chamada scan tau, que é realizada quatro vezes por dia. Ate agora, as medições de opacidade foram de 0,03 - 0,08 Nepers em 45 GHz e de 0,02 - 0,06 Nepers em 90 GHz. A correção pela atenuação atmosférica é realizada usando a seguinte equação:

�source¶R,L♢ = �R,L⊗�sky¶R,L♢(1⊗�

⊗τ /sinEl₎

�⊗τ /sinEl , (3.6)

sendo�source¶R,L♢ a temperaturas de antena com polarização à direita e à esquerda corrigidas pela opacidade, �R,L as temperaturas de antena com polarização à direita e à esquerda sem corrigir pela opacidade, �sky¶R,L♢ a temperatura do céu‡_{, á a opacidade e}

�� a elevação.

‡ _{A temperatura do céuT}

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 39

Finalmente, as temperaturas da antena corrigidas�source¶R,L♢ são convertidas para unidades de Ćuxo solar usando a aproximação de Rayleigh-Jeans

�ν = 2�B�A Öν�geo

, (3.7)

sendo �B a constante Boltzmann, �A a semi-soma das temperaturas de antena medidas em polarização circular direita e esquerda (�source¶R♢ +�source¶L♢)/2, Öν a eĄciência de abertura e �geo a área geométrica dos telescópios.

O grau de polarização deĄnido pela equação 2.6 é determinado usando o perĄl temporal da semi-diferença das temperaturas de antena (�source¶R♢ ⊗�source¶R,L♢)/2. Na sequencia, as variações no campo magnético nas regiões da propagação das ondas são calculados usando a equação 2.11.

3.2.3 Redução dos dados dos instrumentos complementares

Os dados complementares da RSTN, GBSRBS, satélite GOES, WIND-WAVES e instrumento AIA foram obtidos já calibrados e prontos para ser plotados.

40

4 Análise e Resultados

O estudo foi focado em uma explosão solar (Figura9) classe GOES X1,7 ocorrida no dia 27 de janeiro de 2012, a partir das 17:37 UT e atingindo seu máximo as 18:35 UT na região ativa AR1402 (N33W85) no limbo solar.

Figura 9: Explosão solar classe GOES X1,7 do dia 27 de janeiro de 2012, vista nos diferentes comprimentos de onda do instrumento AIA.

Esta explosão solar tinha associada uma CME observada pelo coronógrafo C2 de LASCO com primeira aparição às 18:27 UT. As imagens do coronógrafo mostraram um arco propagando-se para o exterior com uma velocidade de 2500 km s⊗1 _{e aceleração de}

160 m s⊗2 _{(Figura 10). O instante do lançamento da CME, 18:14 UT, foi inferido pela}

extrapolação linear das observações do coronógrafo C2 de LASCO no limbo solar. O tempo real do lançamento da CME pode ter acontecido antes devido que para a extrapolação não foi considerada uma possível fase de aceleração que é provável ter ocorrido no início.

Capítulo 4. Análise e Resultados 41

Figura 10: CME observada pelo coronógrafo C2 de LASCO com primeira aparição as 18:27 UT. Painel esquerdo: Extrapolação linear dos frentes de expansão da CME, onde foi calculada a velocidade de 2500 km s−1 _{e o instante do lançamento 18:14 UT, alternativamente foi obtida a aceleração por meio de uma}

extrapolação quadrática. Painéis central e direito: Diferença de imagens para dois instantes durante o evento.

Figura 11: Espectro dinâmico para ondas decamétricas, observado pelo instrumento WIND-WAVES, mostrando a emissão tipo IV com inicio ao redor das 18:14 UT.

Similarmente, o espectro dinâmico em ondas métricas (25 - 180 MHz), na Figura

12, mostra duas explosões rádio tipo III em torno das 18:10 UT e das 18:14 UT, que poderiam ser representativas de uma deriva rápida de elétrons. Na sequencia, é observada uma emissão rádio, indicada com as curvas vermelhas pontilhadas, que parece ser de tipo II (18:15 UT - 18:30 UT) acompanhada de emissão tipo IV em frequências mais baixas. O inicio de estas emissões rádio (18:10 UT - 18:14 UT) coincide temporalmente com o instante extrapolado do lançamento da CME.

Capítulo 4. Análise e Resultados 42

Figura 12: Espectro dinâmico para ondas métricas observado pela RSTN. O espectro mostra duas emissões rádio tipo III as 18:10 UT e 18:14 UT, entre as 18:15 UT e 18:30 UT é possível observar o que pareceria ser uma emissão tipo II (linha vermelha pontilhada) acompanhada de emissão tipo IV. A seta indica o instante do lançamento da CME.

depois praticamente desaparecer, exceto por uma emissão impulsiva em 0,2 GHz que provavelmente esta associada com a propagação da CME. Em comprimentos milimétricos o Ćuxo da RSTN exibe estruturas complexas "A", "B" e "C". No período "A" é possível observar atividade com características pulsantes.

A emissão em comprimentos milimétricos registrada pelos rádio polarímetros em 45 e 90 GHz exibe pequenos excessos de 40 K (140 SFU) e 10 K (172 SFU), respectivamente, consistentes com as emissões em comprimentos milimétricos detectadas pela RSTN e com a derivada do Ćuxo em raios-X moles na faixa de 1 Ű 8 Å.

Capítulo 4. Análise e Resultados 43

Figura 13: PerĄs temporais do evento do 27 de janeiro de 2012 em comprimentos de onda de raios-X moles, rádio decimétrico, milimétrico e sub-milimétrico.

superposta com uma imagem do instrumento AIA em 94 Å.