http://tede.mackenzie.br/jspui/bitstream/tede/3470/5/Lu%C3%ADs%20Olavo%20de%20Toledo%20Fernandes

Texto

(1)UNIVERSIDADE PRESBITERIANA MACKENZIE PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM CIÊNCIAS E APLICAÇÕES GEOESPACIAIS. Luís Olavo de Toledo Fernandes. TENDÊNCIAS ESPECTRAIS DE EXPLOSÕES SOLARES EM FREQUÊNCIAS SUB-THz. São Paulo 2017.

(2) Luís Olavo de Toledo Fernandes. TENDÊNCIAS ESPECTRAIS DE EXPLOSÕES SOLARES EM FREQUÊNCIAS SUB-THz. Tese apresentada ao Programa de PósGraduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais da Universidade Presbiteriana Mackenzie, como requisito à obtenção do título de Doutor em Ciências e Aplicações Geoespaciais.. Orientador: Prof. Dr. Pierre Kaufmann (𝑖𝑛 𝑚𝑒𝑚𝑜𝑟𝑖𝑎𝑚). São Paulo 2017.

(3) F363t. Fernandes, Luis Olavo de Toledo Tendências espectrais de explosões solares em frequências Sub-THz / Luis Olavo de Toledo Fernandes - 2017. 82 f. : il. ; 30 cm Tese (Doutorado em Ciências e Aplicações Geoespaciais) Universidade Presbiteriana Mackenzie, São Paulo, 2017. Orientação: Prof. Dr. Jean-Pierre Raulin Bibliografia: f. 66-69 1. Explosões solares. 2. Sub-THz $bursts$ 3. Transmissão atmosférica Sub-THz. 4. Espectro de explosões em rádio. I. Título. CDD 523.75.

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(5) Este trabalho é dedicado aos meus pais e irmãos, que sempre me orientaram que o conhecimento é fundamental para o sucesso na vida..

(6) Agradecimentos Primeiramente, agradeço ao meu orientador, Professor Dr. Pierre Kaufmann, a quem tive a honra e o privilégio de trabalhar durante 8 anos, entre mestrado e doutorado, em pesquisa em rádio astronomia, me ensinando não apenas os conceitos necessários para minha formação acadêmica, mas também uma lição de vida a cada dia em nosso convívio. Mais que isso, mostrou como sonhar, concretizar e alcançar os objetivos estabelecidos. Sempre de portas e mente abertas para as conversas sobre os mais variados assuntos. Recebeu-me e acolheu-me, sempre atencioso, com energia e astral ímpar. Foi um prazer percorrer ao seu lado nesta etapa importante da minha vida, sem o qual este sonho não estaria sendo concretizado. Será lembrado com carinho e admiração por mim e todos alunos, professores e funcionários do CRAAM Mackenzie. Gostaria de agradecer também aos pesquisadores diretamente ligados à minha linha de pesquisa, com quem tive maior proximidade durante o doutoramento: Prof. Dr. Jean-Pierre Raulin, Prof. Dr. Carlos Guilhermo Gimenez de Castro, Profa. Dra. Adriana Valio, Profa. Dra. Emilia Correia, Profa. Dra. Marta Cassiano, Eng. Amauri Kudaka. Gostaria de agradecer à minha família, que sempre esteve ao meu lado, me apoiando e ajudando sempre que precisei. Em especial à minha mãe Maria Regina, ao pai Helio, e aos irmãos Ana Cândida e Floriano Augusto. Aos amigos mais próximos, que me acompanham a um bom tempo: Daniel, Luiz Felipe, Sérgio, Fernando, Cláudio, Tininha, e Marcon. Aos amigos do Mackenzie, onde trabalhei e estudei durante 8 anos, da Unicamp, onde realizei o mestrado e parte do doutorado, e da Puc-Campinas, onde realizei minha graduação. Agradeço às instituições e agências que apoiaram esta pesquisa: Universidade Presbiteriana Mackenzie, Escola de Engenharia, Centro de Radio Astronomia e Astrofísica Mackenzie – CRAAM, São Paulo; Universidade Estadual de Campinas – UNICAMP, Centro de Componentes Semicondutores – CCS, Campinas; Observatório Solar 𝐵𝑒𝑟𝑛𝑎𝑟𝑑 𝐿𝑦𝑜𝑡 – OSBL, Campinas; e 𝐶𝑜𝑚𝑝𝑙𝑒𝑗𝑜 𝐴𝑠𝑡𝑟𝑜𝑛ó𝑚𝑖𝑐𝑜 ”𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜” – CASLEO, Argentina. Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo – FAPESP, Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia de Sistemas Micro e Nanoeletrônicos INCT-NAMITEC, Fundo Mackenzie de Pesquisa – Mackpesquisa; 𝐶𝑜𝑛𝑠𝑒𝑗𝑜 𝑁 𝑎𝑐𝑖𝑜𝑛𝑎𝑙 𝑑𝑒 𝐼𝑛𝑣𝑒𝑠𝑡𝑖𝑔𝑎𝑐𝑖𝑜𝑛𝑒𝑠 𝐶𝑖𝑒𝑛𝑡í𝑓 𝑖𝑐𝑎𝑠 𝑦 𝑇 é𝑐𝑛𝑖𝑐𝑎𝑠; 𝐴𝑖𝑟 𝐹 𝑜𝑟𝑐𝑒 𝑂𝑓 𝑓 𝑖𝑐𝑒 𝑜𝑓 𝑆𝑐𝑖𝑒𝑛𝑡𝑖𝑓 𝑖𝑐 𝑅𝑒𝑠𝑒𝑎𝑟𝑐ℎ – AFOSR..

(7) "Ora (direis) ouvir estrelas! Certo, Perdeste o senso!"E eu vos direi, no entanto, Que, para ouvi-las, muitas vezes desperto E abro as janelas, pálido de espanto... E conversamos toda a noite, enquanto a Via-Láctea, como um pálio aberto, Cintila. E, ao vir do sol, saudoso e em pranto, Inda as procuro pelo céu deserto. Direis agora: "Tresloucado amigo! Que conversas com elas? Que sentido Tem o que dizem, quando estão contigo? " E eu vos direi: "Amai para entendê-las! Pois só quem ama pode ter ouvido Capaz de ouvir e de entender estrelas". (Olavo Bilac).

(8) Resumo Estudos prévios de explosões solares na faixa sub-THz foram derivados de observações de eventos isolados. Tendências espectrais para uma coleção de eventos sub-THz foram analisadas pela primeira vez. O trabalho consiste no estudo e comparação de um conjunto de 16 explosões solares impulsivas muito bem detectadas, classificadas como fracas ou moderadas, observadas em 0,2 e 0,4 THz pelo Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas (SST – 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑆𝑢𝑏𝑚𝑖𝑙𝑙𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟−𝑤𝑎𝑣𝑒 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒) entre os anos de 2012 e 2014, no parque de 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜, nos Andes Argentinos. Os espectros destas explosões são complementados com dados dos rádio polarímetros (POEMAS - 𝑃 𝑂𝑙𝑎𝑟𝑖𝑧𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛 𝐸𝑚𝑖𝑠𝑠𝑖𝑜𝑛 𝑜𝑓 𝑀 𝑖𝑙𝑙𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟 𝐴𝑐𝑡𝑖𝑣𝑖𝑡𝑦 𝑎𝑡 𝑡ℎ𝑒 𝑆𝑢𝑛) em 45 e 90 GHz, e também com dados em microondas, obtidos pela Rede de Telescópios Solar em Rádio (RSTN – 𝑅𝑎𝑑𝑖𝑜 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒 𝑁 𝑒𝑡𝑤𝑜𝑟𝑘), quando disponíveis. Foram avaliados criticamente os erros e incertezas na estimativa de fluxos na faixa sub-THz, causados pelas técnicas de calibração e correções para transmissão atmosférica, e, assim, introduzido um novo método para obtenção de uma escala de fluxo uniforme, com o mesmo critério para todos os 16 eventos. Os eventos detectados na faixa sub-THz foram analisados e comparados com eventos observados em raios X pelo satélite GOES - 𝐺𝑒𝑜𝑒𝑠𝑡𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛𝑎𝑟𝑦 𝑂𝑝𝑒𝑟𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛𝑎𝑙 𝐸𝑛𝑣𝑖𝑟𝑜𝑛𝑚𝑒𝑛𝑡𝑎𝑙 𝑆𝑎𝑡𝑒𝑙𝑙𝑖𝑡𝑒, classificados como C, M, ou X, para o mesmo período de operação do SST. A análise estatística é referente a este conjunto de explosões solares muito bem detectadas, onde 7 dos 16 eventos exibiram valores de fluxo máximos na faixa entre 5-40 GHz, com fluxos decaindo nas frequências sub-THz (sendo 3 associados à classe X, e 4 à classe M). Nove dos 16 eventos exibiram a componente espectral sub-THz. Destes, 5 eventos apresentaram emissões na faixa subTHz com fluxos crescentes com a frequência, separadamente da componente espectral em microondas (2 classificados como X e 3 como M) e 4 eventos foram detectados apenas nas frequências sub-THz (3 com classificação M e 1 com C). Os resultados sugerem que a componente THz pode estar sempre presente, com uma frequência mínima de inversão espectral crescente em função da energia dos elétrons de emissão. Palavras-chave: Explosões Solares, Sub-THz 𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡𝑠, Transmissão atmosférica Sub-THz, Espectro de Explosões em Rádio..

(9) Abstract Previous sub-THz studies were derived from single event observations. Spectral trends for a larger collection of sub-THz bursts have been analyzed for the first time. It consists of a set of 16 moderate to small impulsive solar radio bursts observed at 0.2 and 0.4 THz by the Solar Submillimeter-wave Telescope (SST) between 2012 and 2014 at El Leoncito, in the Argentinean Andes.The peak burst spectra included data from new solar patrol radio telescopes (45 and 90 GHz),and were complemented with microwave data obtained by the RSTN, when available. We evaluate critically errors and uncertainties in subTHz flux estimates caused by calibration techniques and the corrections for atmospheric transmission, and introduce a new method to obtain uniform flux scale criterion for all 16 events. The sub-THz bursts were searched during reported GOES soft x-ray events of class C or larger, during periods of the SST observations. Seven out of 16 events exhibit spectral maxima in the range 5-40 GHz with fluxes decaying at sub-THz frequencies (3 of them associated to GOES class X, and 4 to class M). Nine out of 16 events exhibited the sub-THz spectral component. From these, 5 events exhibited the sub-THz emission fluxes increasing with frequency separated from the microwave spectral component (2 classified as X and 3 as M) and 4 events have been detected at sub-THz frequencies only (3 classified as M and 1 as C). The results suggest that the THz component might be always present, with the minimum turn-over frequency increasing as a function of the energy of the emitting electrons. In view of the peculiar nature of many sub-THz bursts events, their better understanding requires further investigations of bursts examined on the standpoint of SST observations alone. Keywords: Solar Flares, Sub-THz bursts, Sub-THz atmospheric transmission, Radiobursts spectra..

(10) Sumário Lista de ilustrações . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 Lista de tabelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1. INTRODUÇÃO. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22. 2 2.1 2.1.1 2.2 2.2.1 2.2.2 2.2.3 2.2.4 2.3 2.3.1 2.3.2 2.3.3. OBSERVAÇÕES SOLARES NA FAIXA SUB-THZ . . . . . . . . . . Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas - SST . . . . . . . . . Operação do SST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Radio propagação em frequências sub-THz: Opacidade Atmosférica Método da varredura do céu em elevação - 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 . . . . . . . . . . . . Método absoluto ou extinção . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Método do brilho aparente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Comparação entre os métodos 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, absoluto e brilho aparente . . . . . Método convencional para determinação de fluxo . . . . . . . . . . . Calibração em temperatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Múltiplos Feixes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Determinação de Fluxo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 27 27 31 32 33 34 35 35 38 38 38 39. 3 3.1 3.1.1 3.1.2 3.1.3 3.1.4 3.2. MÉTODO DA CONVERSÃO DIRETA DE 𝐴𝐷𝐶 ′ 𝑠 EM FLUXO EM FREQUÊNCIAS SUB-THZ COM O SST . . . . . . . . . . . . . . . Incertezas na determinação do fluxo submilimétrico . . . . . . . . . Opacidade atmosférica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Placas calibradoras . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ganho dos receptores . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Múltiplos feixes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Descrição do método da conversão direta de 𝐴𝐷𝐶 ′ 𝑠 em fluxo . . . .. 40 40 40 41 41 41 42. 4 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5. ANÁLISE DE EVENTOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Explosão solar ocorrida no dia 13 de março de 2012 . . . . . Explosão solar ocorrida no dia 17 de fevereiro de 2013 . . . . Explosão solar ocorrida no dia 12 de abril de 2013 . . . . . . Espectros das 16 explosões solares . . . . . . . . . . . . . . . . Discussão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 45 46 47 48 51 55. 5. VALIDAÇÃO DO MÉTODO DA CONVERSÃO DIRETA DE 𝐴𝐷𝐶 ′ 𝑠 EM FLUXO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . ..

(11) 5.1 5.2. Explosão solar ocorrida no dia 4 de novembro de 2003 . . . . . . . . 57 Explosão solar ocorrida no dia 2 de novembro de 2003 . . . . . . . . 58. 6 6.1 6.2. CONCLUSÕES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 Perspectivas Futuras . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 Principais Contribuições . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64. REFERÊNCIAS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66. APÊNDICE A – PUBLICAÇÃO 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟𝑃 ℎ𝑦𝑠𝑖𝑐𝑠 . . . . . . . . . . . . 70.

(12) Lista de ilustrações Figura 1 – Explosão solar registrada no dia 4 de novembro de 2003. (A): Perfil temporal da explosão em 0,4, 0,2 THz e 15,6 GHz. (B): Pulsações superimpostas correlacionadas entre 212 e 405 GHz com duração inferior a 1 segundo. (C): Espectro da explosão para diferentes intervalos de tempo, apresentando fluxo crescente para as frequências sub-THz (Kaufmann et al., 2004). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 2 – Espectro de algumas explosões solares observadas no século passado. Em laranja observa-se o comportamento típico e em preto o perfil incomum de algumas explosões, no qual o fluxo de emissão aumenta com a frequência. Devido à falta de dispositivos THz, não existiam observações de explosões em frequências acima de 100 GHz (Kaufmann, 1996). Figura 3 – (A): Perfil temporal da explosão solar ocorrida no dia 27 de outubro de 2014 em diferentes frequências. (B): Imagens de uma região ativa solar obtidas com o satélite SDO na faixa do ultravioleta extremo, luz branca, telescópio Hasta em 𝐻−𝛼, e na faixa do infravermelho médio. (C): Espectro de emissão da explosão às 14:22 UT (Kaufmann et al., 2015). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 4 – (A): Sítio onde está instalado o SST no parque de 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜, nos Andes Argentinos. (B): Vista interna da redoma onde está instalado o SST. O telescópio instalado dentro da redoma consiste em uma antena 𝐶𝑎𝑠𝑠𝑒𝑔𝑟𝑎𝑖𝑛, caixa com os receptores, montagem para rastreio e fonte de alimentação elétrica (Kaufmann et al., 2008). . . . . . . . . . . . . . Figura 5 – (A): Vista interna da caixa contendo os radiômetros do SST. (1) Espelho rotativo que recebe a radiação do espelho secundário da antena e direciona para os receptores. Este espelho pode ter diversas posições, e também direcionar as fontes internas de calibração para os receptores. (2) Grade polarizadora que divide a radiação para os dois conjuntos de detectores. (3) Conjunto corneta e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟 operando em 0,4 THz. (4) Conjunto corneta e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠 em 0,2 THz. (5) Absorvedor que fornece a temperatura interna da caixa (ambiente). (6) Fonte de calor para calibração do sistema (Kaufmann et al., 2008). . . . . . . . . . . . . . .. 23. 24. 25. 27. 28.

(13) Figura 6 – (A): Exemplo da posição dos feixes do SST no disco solar, com o 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟 formado pelos feixes 2, 3 e 4, e o feixe 1 distante, todos em 0,2 THz. No centro do 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟, o feixe 5, distante do feixe 6, ambos operando em 0,4 THz. (B): Conjunto cornetas e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠, que operam em 0,4 THz (Kaufmann et al., 2008). (C): Varredura de Vênus em azimute e elevação para um dos feixes 0,2 THz, na parte superior, e 0,4 THz, na parte inferior (Kaufmann et al., 2001). . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 7 – (A): Imagem apresenta a distância entre o SST e o local onde foi instalado o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ para medidas em 0,4 THz. (B): Feixe em 0,4 THz resultante da medida com o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ , em minutos de arco. (C): Diagrama de espalhamento para determinação da precisão de apontamento (Kaufmann et al., 2008). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 8 – (A): Acompanhamento da região ativa pelo site 𝑁 𝑂𝐴𝐴 − 𝑆𝑊 𝑃 𝐶, com fluxos em raios X e acompanhamento das regiões ativas. (B): Programa 𝑄𝑁 𝑋 para operação do telescópio. (C): Armazenamento de dados no servidor local. (D): Posicionador da 𝑂𝑟𝑏𝑖𝑡 para operação da antena. (E): Horários e comandos para ativação, calibrações e desativação do telescópio. (F): Servidor de dados para publicação na internet. . . . . Figura 9 – (A): Aproximação geométrica para uma atmosfera plana. 𝑇𝑜𝑏𝑠 é a temperatura observada (antena), 𝑇𝑓 a temperatura da fonte (neste caso o céu), e H o ângulo de elevação (Melo et al., 2003). (B): Exemplo de varredura do céu em elevação entre 0 e 90∘ . No eixo das ordenadas, é mostrada a temperatura observada, e na abcissa o ângulo de elevação. Quanto maior o caminho óptico, maior a temperatura. . . . . . . . . Figura 10 – Exemplo de resultados obtidos por duas varreduras solares sucessivas, em diferentes ângulos de elevação, próximos, para determinação da opacidade pelo método absoluto ou extinção (Melo et al., 2003). . . . . . Figura 11 – Correlação entre as medidas de opacidade em 0,2 e 0,4 THz utilizando (A) o método do brilho aparente e (B) o método ′′ 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 ′′ . Estas medidas foram obtidas durante um ano de observações em 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜 (Melo et al., 2005). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 12 – Correlação entre as medidas de opacidade em 0,2 e 0,4 THz utilizando os métodos (A) absoluto ou extinção, (B) ′′ 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 ′′ e (C) brilho aparente. Estas medidas foram obtidas entre abril e setembro de 2001, no site de 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜/𝐶𝐴𝑆𝐿𝐸𝑂 (Melo et al., 2003). . . . . . . . . . .. . 29. . 30. . 31. . 34. . 34. . 36. . 37.

(14) Figura 13 – Exemplo de procedimentos que fazem parte da rotina observacional diária do SST em 0,2 THz ilustrando: (1) A calibração em temperatura (ambiente e quente); (2) Um mapa solar; (3) Varredura em elevação do céu; (4) Varredura do disco solar, seguido por rastreio da região ativa localizada no limbo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40 Figura 14 – Diagrama esquemático mostrando (A) a varredura do disco solar com um dos feixes do SST, (B) fornecendo uma curva de resposta em 𝐴𝐷𝐶𝑠, posteriormente convertida em fluxo para cada canal. . . . . . . . . . . 43 Figura 15 – Painel para a explosão solar ocorrida no dia 13 de março de 2012. Peril temporal com fluxo emitido em (A) 45 GHz, (B) 90 GHz, (C) 212 GHZ (0,2 THz), (D) 405 GHz (0,4 THz). (E) Apresenta uma imagem adaptada do disco solar obtida pelo satélite SDO utilizando o equipamento AIA no comprimento de onda de 131 angstroms com os feixes do SST sobrepostos na região ativa NOAA 11429 (ℎ𝑡𝑡𝑝 : //𝑤𝑤𝑤.𝑙𝑚𝑠𝑎𝑙.𝑐𝑜𝑚/𝑠𝑜𝑙𝑎𝑟𝑠𝑜𝑓 𝑡/𝑠𝑠𝑤/). (F) O perfil temporal em RaiosX obtido pello satélite GOES. (G) Apresenta o espectro da explosão solar em rádio utilizando a rede 𝑅𝑆𝑇 𝑁 (△) e os rádio polarímetros (+) e na faixa sub-THz utilizando o SST (∙), com um perfil típico, com o pico em microondas e decrescente com o incremento da frequência. . . 47 Figura 16 – Painel para a explosão solar ocorrida no dia 17 de fevereiro de 2013. Peril temporal com fluxo emitido em (A) 45 GHz, (B) 90 GHz, (C) 212 GHZ (0,2 THz), (D) 405 GHz (0,4 THz). (E) Apresenta uma imagem adaptada do disco solar obtida pelo satélite SDO utilizando o equipamento AIA no comprimento de onda de 131 angstroms com os feixes do SST sobrepostos na região ativa NOAA 11675 (ℎ𝑡𝑡𝑝 : //𝑤𝑤𝑤.𝑙𝑚𝑠𝑎𝑙.𝑐𝑜𝑚/𝑠𝑜𝑙𝑎𝑟𝑠𝑜𝑓 𝑡/). (F) O perfil temporal em Raios-X obtido pello satélite GOES. (G) Apresenta o espectro da explosão solar em rádio utilizando a rede 𝑅𝑆𝑇 𝑁 (△) e os rádio polarímetros (+), com o pico em microondas e crescente para as frequências do SST (∙). 49 Figura 17 – Painel para a explosão solar ocorrida no dia 12 de abril de 2013. Peril temporal com fluxo emitido em (A) 45 GHz, (B) 90 GHz, (C) 212 GHZ (0,2 THz), (D) 405 GHz (0,4 THz). (E) Apresenta uma imagem adaptada do disco solar obtida pelo satélite SDO utilizando o equipamento AIA no comprimento de onda de 131 angstroms com os feixes do SST próximos a região ativa NOAA 11718 (ℎ𝑡𝑡𝑝 : //𝑤𝑤𝑤.𝑙𝑚𝑠𝑎𝑙.𝑐𝑜𝑚/𝑠𝑜𝑙𝑎𝑟𝑠𝑜𝑓 𝑡/). (F) O perfil temporal em Raios-X obtido pello satélite GOES. (G) Apresenta o espectro da explosão solar sem emissão em rádio, apenas com um limite inferior detectado na faixa sub-THz (∙). As setas para cima indicam um valor mínimo detectado. . . . . . . . . . . . . . . . . 50.

(15) Figura 18 – Os espectros encontrados neste estudo foram divididos em 3 categorias: Tipo I é o espectro típico, o Tipo II é o espectro onde temos o pico em microondas e a inversão do espectral, e o Tipo III, com emissão apenas na faixa sub-THz. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 19 – Tipo I: Espectros das explosões solares que apresentaram um perfil típico, em rádio utilizando a rede 𝑅𝑆𝑇 𝑁 (△) e os rádio polarímetros (+) e na faixa sub-THz utilizando o SST (∙), com o pico em microondas e decrescente com o aumento da frequência. Observa-se este comportamento nas explosões solares ocorridas nos dias (A) X1.7 em 27 de janeiro de 2012, (B) M1.3 em 6 de março de 2012, (C) M7.9 em 13 de março de 2012, (D) X2.8 em 13 de maio de 2013, (E) M1.0 em 5 de novembro de 2013, (F) M2.4 em 7 de novembro de 2013, e (G) X1.6 em 22 deoutubro de 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 20 – Tipo II: Espectros das explosões solares que apresentaram um perfil incomum, em rádio utilizando a rede 𝑅𝑆𝑇 𝑁 (△) e os rádio polarímetros (+) e na faixa sub-THz utilizando o SST (∙), com o pico em microondas e com uma inversão espectral, ou seja, com o aumento do fluxo de emissão com a frequência. Observa-se este comportamento nas explosões solares ocorridas nos dias (A) e (B) M5.0 em 22 de outubro de 2012, (C) M1.9 em 17 de fevereiro de 2013, (D) X2.0 em 27 de outubro 2014, e (E) X1.6 em 7 de novembro de 2014. . . . . . . . . . . . . . . Figura 21 – Tipo III: Espectros das explosões solares que apresentaram emissão apenas na faixa sub-THz utilizando o SST (∙), sem uma emissão relacionada em microondas ou superimposta a uma componente lenta. Foram encontrados 3 espectros crescente com a frequência e um decrescente. Observa-se este comportamento nas explosões solares ocorridas nos dias (A) M4.7 em 9 de maio de 2012, (B) M3.3 em 12 de abril de 2013, (C) C8.3 em 28 de janeiro de 2014, e (D) M2.9 em 5 de novembro de 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 22 – Perfil temporal da explosão solar, ocorrida no dia 4 de novembro de 2003, em 15,6 GHz, 0,2 e 0,4 THz. Os fluxos nas frequências do SST foram calculados pelo método tradicional, obtendo-se a temperatura de antena calibrada, opacidade atmosférica, e assim estimando-se a densidade de fluxo. As linhas tracejadas representam os períodos no artigo, onde foram estudas as pulsações nas faixas sub-THz. (Kaufmann et al., 2004) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 23 – Perfil temporal da explosão solar ocorrida no dia 4 de novembro de 2003 em 0,2 e 0,4 THz, com fluxos calculados pelo método da conversão direta de 𝐴𝐷𝐶 para fluxo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . 51. . 52. . 53. . 54. . 58. . 59.

(16) Figura 24 – Perfil temporal da explosão solar ocorrida no dia 2 de novembro de 2003 em 0,2 e 0,4 THz, com fluxos calculados pelo método atual. As linhas tracejadas representam os períodos no artigo onde foram estudados os espectros nas faixas sub-THz.(Silva et al., 2007) . . . . . . . . . . . . Figura 25 – Perfil temporal da explosão solar ocorrida no dia 2 de novembro de 2003 em 0,2 e 0,4 THz, com fluxos calculados pelo método da conversão direta de 𝐴𝐷𝐶 para fluxo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 26 – Artigo página 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 27 – Artigo página 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 28 – Artigo página 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 29 – Artigo página 4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 30 – Artigo página 5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 31 – Artigo página 6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 32 – Artigo página 7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 33 – Artigo página 8 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 34 – Artigo página 9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 35 – Artigo página 10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 36 – Artigo página 11 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Figura 37 – Artigo página 12 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . 60. . . . . . . . . . . . . .. 60 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81.

(17) Lista de tabelas Tabela 1 – Lista de eventos impulsivos sub-THz analisados durante eventos GOES em raios X de classe C ou superiores, para períodos de observação conjunta com SST entre os anos de 2012 e 2014. . . . . . . . . . . . . . 45 Tabela 2 – Lista de eventos impulsivos detectados na faixa sub-THz analisados durante eventos GOES em raios X de classe C ou superiores, para períodos de observação conjunta com SST entre os anos de 2012 e 2014. As explosões solares tiveram seus respectivos espetros classificados em 3 categorias: Tipo I, Tipo II, e Tipo III. . . . . . . . . . . . . . . . . . 55.

(18) Lista de abreviaturas e siglas ADC. 𝐴𝑛𝑎𝑙𝑜𝑔𝑖𝑐-𝑡𝑜-𝑑𝑖𝑔𝑖𝑡𝑎𝑙 𝑐𝑜𝑢𝑛𝑡𝑠.. AFOSR. 𝐴𝑖𝑟 𝐹 𝑜𝑟𝑐𝑒 𝑂𝑓 𝑓 𝑖𝑐𝑒 𝑂𝑓 𝑆𝑐𝑖𝑒𝑛𝑡𝑖𝑓 𝑖𝑐 𝑅𝑒𝑠𝑒𝑎𝑟𝑐ℎ.. bit. 𝑏𝑖𝑛𝑎𝑟𝑦 𝑑𝑖𝑔𝑖𝑡.. CASLEO. 𝐶𝑜𝑚𝑝𝑙𝑒𝑗𝑜 𝐴𝑠𝑡𝑟𝑜𝑛ó𝑚𝑖𝑐𝑜 ”𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜”.. cm. centímetro.. CNPq. Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico.. CONICET. 𝐶𝑜𝑛𝑠𝑒𝑗𝑜 𝑁 𝑎𝑐𝑖𝑜𝑛𝑎𝑙 𝑑𝑒 𝐼𝑛𝑣𝑒𝑠𝑡𝑖𝑔𝑎𝑐𝑖𝑜𝑛𝑒𝑠 𝐶𝑖𝑒𝑛𝑡í𝑓 𝑖𝑐𝑎𝑠 𝑦 𝑇 é𝑐𝑛𝑖𝑐𝑎𝑠.. CRAAM. Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie.. dB. 𝑑𝑒𝑐𝑖𝑏𝑒𝑙.. E. Leste.. EUV. 𝐸𝑥𝑡𝑟𝑒𝑚𝑒 𝑈 𝑙𝑡𝑟𝑎𝑣𝑖𝑜𝑙𝑒𝑡.. exp. função exponencial.. FAPESP. Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo.. GHz. Gigahertz.. GOES. 𝐺𝑒𝑜𝑒𝑠𝑡𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛𝑎𝑟𝑦 𝑂𝑝𝑒𝑟𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛𝑎𝑙 𝐸𝑛𝑣𝑖𝑟𝑜𝑛𝑚𝑒𝑛𝑡𝑎𝑙 𝑆𝑎𝑡𝑒𝑙𝑙𝑖𝑡𝑒.. HMI. 𝐻𝑒𝑙𝑖𝑜𝑠𝑒𝑖𝑠𝑚𝑖𝑐 𝑎𝑛𝑑 𝑀 𝑎𝑔𝑛𝑒𝑡𝑖𝑐 𝐼𝑚𝑎𝑔𝑒𝑟.. HPBW. 𝐻𝑎𝑙𝑓 𝑃 𝑜𝑤𝑒𝑟 𝐵𝑒𝑎𝑚 𝑊 𝑖𝑑𝑡ℎ.. Hz. 𝐻𝑒𝑟𝑡𝑧.. H-alpha. 𝐻𝑦𝑑𝑟𝑜𝑔𝑒𝑛 𝐴𝑙𝑝ℎ𝑎.. INCT-NAMITEC Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia de Sistemas Micro e Nanoeletrônicos. m. metro.. MeV. Mega Elétron-volts.. MHz. Megahertz..

(19) mm. milímetro.. N. Norte.. NOAA. 𝑁 𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛𝑎𝑙 𝑂𝑐𝑒𝑎𝑛𝑖𝑐 𝑎𝑛𝑑 𝐴𝑡𝑚𝑜𝑠𝑝ℎ𝑒𝑟𝑖𝑐 𝐴𝑑𝑚𝑖𝑛𝑖𝑠𝑡𝑟𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛.. OSBL. Observatório Solar ”𝐵𝑒𝑟𝑛𝑎𝑟𝑑𝐿𝑦𝑜𝑡”.. POEMAS. 𝑃 𝑜𝑙𝑎𝑟𝑖𝑧𝑎𝑡𝑖𝑜𝑛 𝐸𝑚𝑖𝑠𝑠𝑖𝑜𝑛 𝑜𝑓 𝑀 𝑖𝑙𝑙𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟 𝐴𝑐𝑡𝑖𝑣𝑖𝑡𝑦 𝑎𝑡 𝑡ℎ𝑒 𝑆𝑢𝑛.. RHESSI. 𝑅𝑒𝑢𝑣𝑒𝑛 𝑅𝑎𝑚𝑎𝑡𝑦 𝐻𝑖𝑔ℎ 𝐸𝑛𝑒𝑟𝑔𝑦 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑆𝑝𝑒𝑐𝑡𝑟𝑜𝑠𝑐𝑜𝑝𝑖𝑐 𝐼𝑚𝑎𝑔𝑒𝑟.. RSTN. 𝑅𝑎𝑑𝑖𝑜 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒 𝑁 𝑒𝑡𝑤𝑜𝑟𝑘.. r.m.s.. 𝑟𝑜𝑜𝑡-𝑚𝑒𝑎𝑛-𝑠𝑞𝑢𝑎𝑟𝑒.. S. Sul.. SDO. 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝐷𝑦𝑛𝑎𝑚𝑖𝑐𝑠 𝑂𝑏𝑠𝑒𝑟𝑣𝑎𝑡𝑜𝑟𝑦.. sen. seno.. SFU. 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝐹 𝑙𝑢𝑥 𝑈 𝑛𝑖𝑡.. SST. 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑆𝑢𝑏𝑚𝑖𝑙𝑙𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟-𝑤𝑎𝑣𝑒 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒.. sub-THz. sub-Terahertz.. 𝑆𝑊 𝑃 𝐶. 𝑆𝑝𝑎𝑐𝑒 𝑊 𝑒𝑎𝑡ℎ𝑒𝑟 𝑃 𝑟𝑒𝑑𝑖𝑐𝑡𝑖𝑜𝑛 𝐶𝑒𝑛𝑡𝑒𝑟. THz. Terahertz.. UT. 𝑈 𝑛𝑖𝑣𝑒𝑟𝑠𝑎𝑙 𝑡𝑖𝑚𝑒.. W. Oeste.. W. 𝑊 𝑎𝑡𝑡.. 𝜇m. Micrometro.. 𝐴𝐷𝐶1. Valor em ADC medida do céu em elevação 1.. 𝐴𝐷𝐶2. Valor em ADC medida do céu em elevação 2.. 𝐴𝐷𝐶𝑎𝑚𝑏. Valor em ADC da placa calibradora ambiente.. 𝐴𝐷𝐶ℎ𝑜𝑡. Valor em ADC da placa calibradora quente.. 𝐴𝑒. Área efetiva.. 𝐴𝑧𝑓. Posiçao em azimute da fonte..

(20) 𝐴𝑧𝑖. Posição em azimute do feixe i em relação a antena.. C. Velocidade da onda eletromagnética [m/s].. D. Diâmetro da antena.. data.adcval(i). Dados em ADC fornecidos pelo SST para cada canal i.. 𝐸𝑙𝑓. Posição em elevação da fonte.. 𝐸𝑙𝑖. Posição em elevação do feixe i em relação à antena.. erg. Unidade de energia no sistema CGS.. F. Distância focal.. f. Frequência [Hz].. G. Gauss. H. Ângulo de elevação.. k. Constante de Boltzmann.. 𝑘𝑡. Coeficiente de calibração em temperatura.. 𝑘𝑓. Coeficiente calibração em fluxo.. S. Fluxo.. 𝑆⊙. Fluxo do Sol.. 𝑇𝑎𝑚𝑏. Temperatura da placa calibradora ambiente [K].. 𝑇𝑏. Temperatura de brilho [K].. 𝑇𝑐𝑎𝑙(𝑖). Temperatura calibrada para feixe i [K].. 𝑇𝑐𝑒𝑢. Temperatura do céu [K].. 𝑇𝑓. Temperatura da fonte [K].. 𝑇ℎ𝑜𝑡. Temperatura da placa calibradora quente.. 𝑇𝑜𝑏𝑠. Temperatura de antena observada.. ′ 𝑇𝑜𝑏𝑠. Diferença temperatura de antena observada céu/Sol.. 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖). Temperatura observada para cada feixe [K].. 𝑇⊙. Temperatura do Sol..

(21) Ω𝑓 𝑒𝑖𝑥𝑒. Ângulo sólido do feixe.. Ω⊙. Ângulo sólido do Sol.. 𝜃𝑓 𝑒𝑖𝑥𝑒. Tamanho angular do feixe.. 𝜃⊙. Tamanho angular do Sol.. Δ𝐴𝐷𝐶. Variação de ADC.. Ω. Elemento de ângulo sólido [sr].. 𝛾. Gama.. 𝜆. Comprimento de onda [m].. 𝜏. Opacidade atmosférica.. 𝜂. Eficiência.. 𝜎. Tamanho angular do feixe Gaussiano..

(22) 22. 1 Introdução As explosões solares são caracterizadas por um abrilhantamento súbito nas chamadas regiões ativas, observadas pela primeira vez por Carrington e Hodgson, identificada como explosão em luz branca (Carrington, 1859a; Carrington, 1859b). São os fenômenos mais energéticos da atmosfera solar, liberando altas quantidades de energia, da ordem de 1026 -1032 ergs, em dezenas de segundos. Elétrons e prótons são acelerados até altas energias, de dezenas a centenas de MeVs, produzindo aquecimento do plasma e dissipando energia no meio interplanetário (Trottet, 1996). Assim, são emitidas radiações em toda a faixa do espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio, infravermelho, visível, ultravioleta, raios X e raios 𝛾. O espectro de uma explosão solar e sua distribuição espacial fornecem informações importantes para o diagnóstico do processo de liberação de energia, aceleração de partículas, aquecimento e para inferir os parâmetros físicos do plasma local (Dulk, 1985). As explosões solares podem ser divididas temporalmente em 3 fases: precursora, impulsiva e gradual, nas quais mecanismos diferentes de emissão podem estar atuando simultaneamente, apresentando um espectro resultante de todas as componentes. As fases impulsiva e gradual estão geralmente relacionadas a emissões não térmicas e térmicas, respectivamente. O principal mecanismo para liberação de energia em explosões solares não está completamente compreendido e comprovado, embora acredita-se que a interação entre arcos magnéticos resulte na mudança da configuração magnética da região ativa, pelo processo de reconexão magnética, convertendo esta energia em calor e acelerando partículas carregadas até energias relativísticas (Kopp; Pneuman, 1976). Diversos modelos foram propostos para explicar o processo de liberação e transporte de energia durante explosões solares, sendo o mais aceito até o momento, modelo no qual as partículas aceleradas se deslocam ao longo das linhas de campo dos arcos magnéticos, em ambas as direções. Os elétrons energéticos que espiralam ao longo do campo magnético emitem radiação 𝑔𝑖𝑟𝑜𝑠𝑖𝑛𝑐𝑟𝑜𝑡𝑟𝑜𝑛 e 𝑠𝑖𝑛𝑐𝑟𝑜𝑡𝑜𝑛 predominantemente na faixa de microondas, milimétrico e sub-milimétrico (Bastian; Benz; Gary, 1998). Estes elétrons são acelerados ao longo dos arcos magnéticos precipitando-se nas regiões de plasma mais densas nas camadas inferiores, emitindo raios X duros e raios 𝛾 (Kane et al., 1980). Com isso, o plasma local é também aquecido e evapora para dentro dos arcos magnéticos esfriando-se lentamente por condução, emitindo raios X moles na fase gradual da explosão, pelo mecanismo 𝑏𝑟𝑒𝑚𝑠𝑠𝑡𝑟𝑎ℎ𝑙𝑢𝑛𝑔 térmico. Os elétrons acelerados podem, também, escapar para o meio interplanetário devido à presença de linhas de campo abertas (Pick; Vilmer, 2008). Observações em múltiplas frequências são importantes para o diagnóstico de explosões solares. Assim, é possível compreender os processos físicos que originaram a aceleração.

(23) Capítulo 1. Introdução. 23. de partículas e radiação emitidas em várias frequências do espectro eletromagnético. A componente impulsiva de explosões solares na faixa de rádio está relacionada a emissão de plasma e 𝑔𝑖𝑟𝑜𝑠𝑖𝑛𝑐𝑟𝑜𝑡𝑟𝑜𝑛. Emissão em comprimentos de onda métricos e decimétricos apresentam densidades de fluxo decrescentes com a frequência, e atribuída a emissões de plasma na média e alta coroa. Emissões em microondas são atribuídas a perdas por giroemissão (𝑔𝑖𝑟𝑜𝑠𝑖𝑛𝑐𝑟𝑜𝑡𝑟𝑜𝑛) no campo magnético, enquanto os elétrons acelerados movimentam-se em regiões mais densas produzindo raios X duros e raios 𝛾 por perdas por colisão. O máximo espectral em rádio está geralmente na faixa de microondas, entre 10 e 20 GHz, dependendo da energia e densidade dos elétrons acelerados e da intensidade de campo magnético (Bastian; Benz; Gary, 1998; Dulk, 1985; Kundu; Vlahos, 1982). A extensão das observações solares para a faixa sub-THz e THz de frequências poderá levar a um melhor entendimento dos mecanismos envolvidos durante o processo das explosões solares. A nova componente espectral foi descoberta com fluxos sub-THz crescentes com a frequência, ocorrendo ao mesmo tempo, mas separadamente, da conhecida componente espectral em microondas, trazendo sérios desafios para interpretação (Kaufmann et al., 2004; Silva et al., 2007; Fleishman; Kontar, 2010; Krucker et al., 2013). A Figura 1 apresenta a primeira evidência de uma explosão solar com emissão sub-THz obtida com o Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas (𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑆𝑢𝑏𝑚𝑖𝑙𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟-𝑤𝑎𝑣𝑒 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒 − 𝑆𝑆𝑇 ).. Figura 1 – Explosão solar registrada no dia 4 de novembro de 2003. (A): Perfil temporal da explosão em 0,4, 0,2 THz e 15,6 GHz. (B): Pulsações superimpostas correlacionadas entre 212 e 405 GHz com duração inferior a 1 segundo. (C): Espectro da explosão para diferentes intervalos de tempo, apresentando fluxo crescente para as frequências sub-THz (Kaufmann et al., 2004)..

(24) Capítulo 1. Introdução. 24. A Figura 2 apresenta o resultado de algumas observações anteriores, de eventos solares explosivos, em frequências até 100 GHz, ocorridas no século passado. Estes eventos já indicavam uma tendência espectral com fluxos crescentes ou constantes com a frequência, com alguns casos exibindo estruturas espectrais distintas em frequências acima de 100 GHz (Shimabukuro, 1970; Croom, 1971; Akabane et al., 1973; Zirin; Tanaka, 1973; Roy, 1979; Kaufmann et al., 1985; White et al., 1992).. Figura 2 – Espectro de algumas explosões solares observadas no século passado. Em laranja observa-se o comportamento típico e em preto o perfil incomum de algumas explosões, no qual o fluxo de emissão aumenta com a frequência. Devido à falta de dispositivos THz, não existiam observações de explosões em frequências acima de 100 GHz (Kaufmann, 1996). Mais recentemente, eventos impulsivos também foram observados em 30 THz, com fluxos muito maiores que os emitidos na faixa de microondas. Um exemplo é apresentado na Figura 3 (Kaufmann et al., 2013; Kaufmann et al., 2015)..

(25) Capítulo 1. Introdução. 25. Figura 3 – (A): Perfil temporal da explosão solar ocorrida no dia 27 de outubro de 2014 em diferentes frequências. (B): Imagens de uma região ativa solar obtidas com o satélite SDO na faixa do ultravioleta extremo, luz branca, telescópio Hasta em 𝐻−𝛼, e na faixa do infravermelho médio. (C): Espectro de emissão da explosão às 14:22 UT (Kaufmann et al., 2015). Entretanto, praticamente todos os estudos na faixa sub-THz até o momento, foram baseados em observações de um evento singular, ou seja, estudo de caso em diferentes circunstâncias observacionais. As principais motivaçoes que levaram a realização deste trabalho foram: A falta de informações sobre o espectro de explosões solares na faixa subTHz; analise espectral das explosões solares na faixa sub-THz e THz para melhor entender os mecanismos de emissão envolvidos nos processos de liberação de energia; otimização do período observacional com o SST, equipamento construído para observações solares na faixa sub-THz, fornecendo estas informações a pesquisadores e alunos envolvidos em física solar. Os principais objetivos: Desenvolvimento de um novo método de conversão direta de leituras de conversão analógico para digital (𝐴𝐷𝐶) dos dados obtidos com o SST, eliminando as principais fontes de imprecisão na determinação de fluxos em frequências sub-THz; obtenção do espectro para uma série de eventos, utilizando o mesmo critério de calibração para todos os eventos considerados; realização de um estudo comparativo entre os espectros encontrados. Neste trabalho foram realizadas comparações entre tendências espectrais para um conjunto de eventos observados em 0,2 e 0,4 THz utilizando o 𝑆𝑆𝑇.

(26) Capítulo 1. Introdução. 26. (Kaufmann et al., 2001; Kaufmann et al., 2008), complementado por observações em 45 e 90 GHz, utilizando os Rádio Telescópios Polarímetros (𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑃 𝑎𝑡𝑟𝑜𝑙 𝑃 𝑜𝑙𝑎𝑟𝑖𝑚𝑒𝑡𝑒𝑟𝑠 − 𝑃 𝑂𝐸𝑀 𝐴𝑆) (Valio et al., 2013), e em microondas, pela Rede de Rádio para Telescópios Solares (𝑅𝑎𝑑𝑖𝑜 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟 𝑇 𝑒𝑙𝑒𝑠𝑐𝑜𝑝𝑒 𝑁 𝑒𝑡𝑤𝑜𝑟𝑘 − 𝑅𝑆𝑇 𝑁 ) (Guidice, 1979). Incertezas na determinação do fluxo em frequências sub-THz foram revisadas detalhadamente. As fontes de erros foram analisadas separadamente para o desenvolvimento de uma nova metodologia de calibração dos dados, fazendo com que estas incertezas fossem minimizadas ou excluídas. Assim, foi elaborado um método de conversão direta de 𝐴𝐷𝐶 para fluxo, mais conveniente, para calibração dos dados e obtenção de uma escala básica e uniforme, para todos os eventos analisados neste trabalho. Esta metodologia foi aplicada a uma série de eventos bem detectados pelo SST e seus espectros foram comparados..

(27) 27. 2 Observações solares na faixa sub-THz 2.1 Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas - SST O Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas está instalado no Complexo Astronômico de ′′ 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜′′ , em San Juan, Andes Argentinos, a 2550 metros de altitude, onde o conteúdo de vapor de água precipitável é da ordem de 2 à 3 mm ao longo do ano. A Figura 4 apresenta o sítio do 𝐶𝑜𝑚𝑝𝑙𝑒𝑗𝑜 𝐴𝑠𝑡𝑟𝑜𝑛ó𝑚𝑖𝑐𝑜 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜 e o rádio telescópio instalado em operação dentro da redoma de proteção.. Figura 4 – (A): Sítio onde está instalado o SST no parque de 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜, nos Andes Argentinos. (B): Vista interna da redoma onde está instalado o SST. O telescópio instalado dentro da redoma consiste em uma antena 𝐶𝑎𝑠𝑠𝑒𝑔𝑟𝑎𝑖𝑛, caixa com os receptores, montagem para rastreio e fonte de alimentação elétrica (Kaufmann et al., 2008). O SST está instalado sobre uma base de concreto, dentro de uma redoma 𝐺𝑜𝑟𝑒−𝑇 𝑒𝑥 com transmitância de 92 e 96 % em 0,2 e 0,4 THz, respectivamente, atuando como filtro e protegendo a antena da radiação visível e infravermelha próxima. Consiste em uma antena do tipo 𝐶𝑎𝑠𝑠𝑒𝑔𝑟𝑎𝑖𝑛 em uma montagem 𝑎𝑙𝑡 − 𝑎𝑧𝑖𝑚𝑢𝑡𝑎𝑙 com refletor primário de 1,5 metro de diâmetro, razão focal F/D = 8, e superfície aluminizada com rugosidade quadrática média superficial (r.m.s.) de 20 microns. O sistema de detecção é formado por radiômetros heteródinos, sendo que dois receptores operam em 0,740 mm (405 GHz ou 0,4 THz), produzindo feixes com 𝐻𝑎𝑙𝑓 𝑃 𝑜𝑤𝑒𝑟 𝐵𝑒𝑎𝑚 𝑊 𝑖𝑑𝑡ℎ (𝐻𝑃 𝐵𝑊 ) de aproximadamente 2 minutos de arco; e quatro receptores operam em 1,415 mm (212 GHz ou 0,2 THz), produzindo feixes com 𝐻𝑃 𝐵𝑊 de aproximadamente 4 minutos de arco..

(28) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 28. O sistema para detecção de radiação está instalado dentro de uma caixa fechada, no foco do refletor secundário da antena. A caixa está apresentada na Figura 5, com os detectores heteródinos, conjunto de cornetas e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠 e o sistema interno de calibração. A caixa contendo os receptores está instalada na parte posterior da antena, fixa em um posicionador de precisão 𝑎𝑙𝑡 − 𝑎𝑧𝑖𝑚𝑢𝑡𝑎𝑙 dirigido por um controlador com 𝑒𝑛𝑐𝑜𝑑𝑒𝑟 com precisão de ± 1,8 segundos de arco (3,6 segundos de arco).. Figura 5 – (A): Vista interna da caixa contendo os radiômetros do SST. (1) Espelho rotativo que recebe a radiação do espelho secundário da antena e direciona para os receptores. Este espelho pode ter diversas posições, e também direcionar as fontes internas de calibração para os receptores. (2) Grade polarizadora que divide a radiação para os dois conjuntos de detectores. (3) Conjunto corneta e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟 operando em 0,4 THz. (4) Conjunto corneta e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠 em 0,2 THz. (5) Absorvedor que fornece a temperatura interna da caixa (ambiente). (6) Fonte de calor para calibração do sistema (Kaufmann et al., 2008). Os radiômetros operam simultaneamente e estão localizados no plano focal da antena. Os feixes 2, 3 e 4 em 0,2 THz estão parcialmente sobrepostos, formando um 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟 a 9 minutos de arco distantes do feixe 1, também operando em 0,2 THz. O feixe 5 está localizado no centro desse 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟, distante de 9 minutos de arco do feixe 6, ambos em 0,4 THz. Assim, os feixes 1 e 6 estão apontando para uma direção fora da região de interesse (ativa), servindo como sinal de referência e também utilizados para técnicas de calibração para o tratamento dos dados referentes à radiação recebida nos feixes sobre a região ativa. Na Figura 6: (A) está apresentada uma imagem com a disposição dos feixes superpostos no disco solar; (B) o conjunto cornetas e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠 em 0,4 THz; (C) as curvas de resposta para varreduras em azimute e elevação de Vênus em 0,2 e 0,4 THz..

(29) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 29. Figura 6 – (A): Exemplo da posição dos feixes do SST no disco solar, com o 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟 formado pelos feixes 2, 3 e 4, e o feixe 1 distante, todos em 0,2 THz. No centro do 𝑐𝑙𝑢𝑠𝑡𝑒𝑟, o feixe 5, distante do feixe 6, ambos operando em 0,4 THz. (B): Conjunto cornetas e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠, que operam em 0,4 THz (Kaufmann et al., 2008). (C): Varredura de Vênus em azimute e elevação para um dos feixes 0,2 THz, na parte superior, e 0,4 THz, na parte inferior (Kaufmann et al., 2001). Foram realizadas diversas campanhas para testes instrumentais e otimização do sistema, juntamente com medidas solares e de transmissão atmosférica. O modelo de apontamento para rastreio foi elaborado e o desempenho da antena medido e calculado. A melhor precisão de apontamento encontrada é de 1 minuto de arco. A largura de feixe em meia potência (𝐻𝑃 𝐵𝑊 ) e a eficiência de abertura foram determinadas utilizando varreduras de planetas com temperaturas conhecidas e tamanho angular muito pequenos, em relação ao 𝐻𝑃 𝐵𝑊 do feixe (da ordem de 10 vezes). O 𝐻𝑃 𝐵𝑊 encontrado foi de 4 minutos de arco para 0,2 THz e 2 minutos de arco para 0,4 THz. A eficiência de feixe aproximada para as duas frequências é de 80 %. A eficiência de abertura é de 20 % para 0,4 THz e 35 % para 0,2 THz (Kaufmann et al., 2001; Kaufmann et al., 2008). A Figura 7: (A) apresenta o sítio de ′′ 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜′′ , onde o SST está instalado, juntamente com o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ para medidas em 0,4 THz; (B) um exemplo do feixe em 0,4 THz resultante da medida com o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ . O 𝐻𝑃 𝐵𝑊 é a curva escura, com.

(30) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 30. um tamanho de 2x3 minutos de arco; (C) o diagrama de espalhamento para determinação da precisão de apontamento, que forneceu parâmetros para elaboração do 𝑝𝑜𝑖𝑛𝑡𝑖𝑛𝑔 𝑚𝑜𝑑𝑒𝑙 para correção do apontamento.. Figura 7 – (A): Imagem apresenta a distância entre o SST e o local onde foi instalado o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ para medidas em 0,4 THz. (B): Feixe em 0,4 THz resultante da medida com o ′′ 𝐵𝑒𝑎𝑐𝑜𝑛′′ , em minutos de arco. (C): Diagrama de espalhamento para determinação da precisão de apontamento (Kaufmann et al., 2008)..

(31) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 31. 2.1.1 Operação do SST Para operação do telescópio SST, são realizadas rotinas de verificações e sequências de comandos, para o início das observações solares diárias. Esta rotina operacional pode ser executada na sala de operações ou remotamente pela 𝑖𝑛𝑡𝑒𝑟𝑛𝑒𝑡. A primeira decisão a ser tomada é a escolha da região ativa a ser observada, baseado no reporte fornecido pelo SWPC - 𝑆𝑝𝑎𝑐𝑒 𝑊 𝑒𝑎𝑡ℎ𝑒𝑟 𝑃 𝑟𝑒𝑑𝑖𝑐𝑡𝑖𝑜𝑛 𝐶𝑒𝑛𝑡𝑒𝑟, onde a posição da mancha é escolhida tendo como base os relatórios de atividade solar obtidos em diversos sites: 𝑁 𝑂𝐴𝐴 − 𝑆𝑊 𝑃 𝐶, 𝑆𝑜𝑙𝑎𝑟𝑀 𝑜𝑛𝑖𝑡𝑜𝑟, 𝑆𝑝𝑎𝑐𝑒𝑊 𝑒𝑎𝑡ℎ𝑒𝑟, por exemplo. Definida a região ativa a ser rastreada, deve-se definir uma posição próxima ao centro como Sol calmo. O operador da antena executa então os comandos necessários no controle 𝑄𝑁 𝑋 para a realização de um procedimento completo de calibração, conforme será visto mais adiante. Simultâneamente, um computador armazenas os dados fornecidos pelos receptores e outro computador publica os dados em um site da internet para a comunidade científica ℎ𝑡𝑡𝑝 : //𝑤𝑤𝑤.𝑐𝑎𝑠𝑙𝑒𝑜.𝑔𝑜𝑣.𝑎𝑟/𝑠𝑠𝑡/𝑠𝑠𝑡.𝑝ℎ𝑝. A Figura 8 apresenta os equipamentos instalados para operação do SST.. Figura 8 – (A): Acompanhamento da região ativa pelo site 𝑁 𝑂𝐴𝐴 − 𝑆𝑊 𝑃 𝐶, com fluxos em raios X e acompanhamento das regiões ativas. (B): Programa 𝑄𝑁 𝑋 para operação do telescópio. (C): Armazenamento de dados no servidor local. (D): Posicionador da 𝑂𝑟𝑏𝑖𝑡 para operação da antena. (E): Horários e comandos para ativação, calibrações e desativação do telescópio. (F): Servidor de dados para publicação na internet..

(32) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 32. Os dados do SST são gravados em 4 tipos de arquivos: Arquivos 𝐹 𝑎𝑠𝑡 (dados com 5 ms), 𝐼𝑛𝑡𝑒𝑔𝑟𝑎𝑡𝑒𝑑 (dados com 40 ms), 𝐼𝑛𝑠𝑡𝑟𝑢𝑚𝑒𝑛𝑡𝑎𝑙 (informações instrumentais a cada segundo), e 𝐿𝑜𝑔 (dados processados a cada 15 minutos). Os dados 𝐼𝑛𝑡𝑒𝑔𝑟𝑎𝑡𝑒𝑑 são as leituras digitalizadas do 6 radiômetros, amostrados a cada 40 milisegundos, e outras informações, como o tempo, o apontamento, o 𝑜𝑓 𝑓 𝑠𝑒𝑡, e o erro também são guardados nestes arquivos. Os dados 𝐹 𝑎𝑠𝑡 são similares aos dados 𝐼𝑛𝑡𝑒𝑔𝑟𝑎𝑡𝑒𝑑, porém com uma cadência de 5 milisegundos. Os dados 𝑛𝑠𝑡𝑟𝑢𝑚𝑒𝑛𝑡𝑎𝑙 fornecem uma amostra por segundo, sendo um arquivo por dia. Este arquivo contém diversas informações sobre os instrumentos que compõem o SST. Por último, o arquivo Log é um arquivo de registro, que guarda dados já processados em forma de imagens e informações já processadas das observações, e dados da estação meteorológica. São armazenados um arquivo por dia com uma cadência de 15 minutos. Os dados fornecidos pelo SST estão disponíveis para visualização utilizando o 𝑣𝑖𝑠𝑢𝑎𝑙𝑖𝑧𝑎𝑑𝑜𝑟′′ do CRAAM no site: ℎ𝑡𝑡𝑝 : //𝑤𝑤𝑤.𝑐𝑎𝑠𝑙𝑒𝑜.𝑔𝑜𝑣.𝑎𝑟/𝑠𝑠𝑡/𝑠𝑠𝑡.𝑝ℎ𝑝. Estes dados já estão calibrados e transformados em temperatura de antena. Os dados brutos podem ser solicitados aos funcionários locais para download. Com a utilização de softwares, como IDL ou Phyton, é possível acessar estes arquivos fornecidos pelo SST, abri-los e trabalhar os dados para uma melhor apresentação, aplicando filtros, médias, medianas, correções, calibrações, alisamentos, ou qualquer outra técnica para realçar uma detecção e mostra-la de forma mais clara.. ′′. Foi desenvolvido em conjunto com os professores e pesquisadores do CRAAM um banco de dados do SST e dos Patrollers. Um programa de computador coleta os dados produzidos pelos equipamentos e os armazena num servidor localizado no Mackenzie, garantindo a redundância.. 2.2 Radio propagação em frequências sub-THz: Opacidade Atmosférica A atmosfera terrestre atua como um filtro para a radiação emitida pelo Sol, apresentando janelas parcialmente transparentes em certas bandas de frequência. A transmissão atmosférica nas frequências de operação do SST é particularmente crítica para o sítio localizado a 2550 metros de altitude, com 2 a 3 mm de vapor de água precipitável. O efeito de atenuação na propagação de ondas eletromagnéticas na atmosfera terrestre acontece devido à absorção causada por moléculas de oxigênio (vapor d’água). A opacidade atmosférica é a maior fonte de imprecisão na determinação dos fluxos em frequências sub-THz utilizando o SST. A relação utilizada para obter a emissão/absorção atmosférica é derivada das equações de transferência radiativa, expressa em termos de temperatura (Kraus, 1984):.

(33) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. ′ 𝑇𝑜𝑏𝑠 = 𝑇𝑐𝑒𝑢 (1 − exp(−. 33. 𝜏 𝜏 )) + 𝜂𝑇⊙ (exp(− )), 𝑠𝑒𝑛(𝐻) 𝑠𝑒𝑛(𝐻). (2.1). ′ em que 𝑇𝑜𝑏𝑠 é a temperatura de antena observada, 𝑇𝑐𝑒𝑢 é a temperatura do céu, 𝜏 é a opacidade atmosférica zenital, H é o ângulo de elevação, e 𝑇⊙ é a temperatura do Sol (fonte), sendo que o primeiro termo a direita da Equação 2.1 é a emissão/absorção do céu, e o segundo termo é a temperatura da fonte externa atenuada pela propagação na atmosfera em um determinado ângulo de elevação H. Este estudo é baseado no excesso de temperaturas em relação a temperatura do céu, que é dado pela Equação 2.2:. 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖) = 𝜂𝑇⊙ (exp(−. 𝜏 )), 𝑠𝑒𝑛(𝐻). (2.2). em que 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖) é o excesso de temperatura observada em cada canal i. Existem 3 métodos mais conhecidos para determinação da opacidade atmosférica. O método de varredura do céu em elevação ou 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, no qual são realizadas medidas de temperatura do céu para diferentes ângulos de elevação, porém não fornece medidas confiáveis para valores altos de opacidade, principalmente em 0,4 THz, sendo assim considerado ineficiente para condições de céu parcialmente opaco. O método absoluto, ou extinção, é o mais preciso pois utiliza o Sol como fonte para determinação da diferença de temperatura entre o céu e o Sol, para baixos ângulos de elevação, e assim determinar a opacidade. E o último método é chamado de brilho aparente, no qual a opacidade é determinada a partir da temperatura de brilho do Sol, dada pela equação de transferência radiativa. Os métodos estão descritos nas subseções a seguir.. 2.2.1 Método da varredura do céu em elevação - 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 No método 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, a opacidade atmosférica é deduzida da variação da temperatura de antena observada para diferentes ângulos de elevação, como ilustrado na Figura 9. O melhor ajuste da curva da temperatura observada em função do ângulo de elevação permite inferir a opacidade atmosférica zenital (Figura 9 B). É um método rápido e prático para ser executado quando a abertura do detector é muito pequena para medir algum sinal externo a atmosfera (Sol ou Lua), ou utilizando grandes refletores que não poderiam ser apontados para o Sol. Este método apresenta grandes erros para valores de opacidade atmosférica zenital, acima de 1,0 nepers. A Equação 2.3 é utilizada para o cálculo da opacidade pelo método do 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔.. 𝑇𝑜𝑏𝑠 = 𝑇𝑐𝑒𝑢 (1 − exp(−. 𝜏 )). 𝑠𝑒𝑛(𝐻). (2.3).

(34) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 34. Figura 9 – (A): Aproximação geométrica para uma atmosfera plana. 𝑇𝑜𝑏𝑠 é a temperatura observada (antena), 𝑇𝑓 a temperatura da fonte (neste caso o céu), e H o ângulo de elevação (Melo et al., 2003). (B): Exemplo de varredura do céu em elevação entre 0 e 90∘ . No eixo das ordenadas, é mostrada a temperatura observada, e na abcissa o ângulo de elevação. Quanto maior o caminho óptico, maior a temperatura.. 2.2.2 Método absoluto ou extinção O método absoluto é o mais preciso para a determinação da transmissão atmosférica, sendo que 𝜏 , é determinado a partir de varreduras solares sucessivas com baixos ângulos de elevação, como ilustrado na Figura 10. O problema deste método é que a antena precisaria desapontar da fonte e, assim, interromper a observação durante as medidas sucessivas. A opacidade é dada pela Equação 2.4:. 𝜏=. 𝑙𝑛 𝑇𝑇𝑜𝑏𝑠2 𝑜𝑏𝑠1 1 𝑠𝑒𝑛𝐻1. −. 1 𝑠𝑒𝑛𝐻2. 1 𝑙𝑛 𝐴𝐷𝐶 𝐴𝐷𝐶2 = 1 , − 𝑠𝑒𝑛1𝐻2 𝑠𝑒𝑛𝐻1. (2.4). em que 𝑇𝑜𝑏𝑠1 e 𝑇𝑜𝑏𝑠2 são valores médios da temperatura de antena observada do Sol nos ângulos de elevação H1 e H2, respectivamente, e 𝐴𝐷𝐶1 e 𝐴𝐷𝐶2 as respectivas variações em 𝐴𝐷𝐶.. Figura 10 – Exemplo de resultados obtidos por duas varreduras solares sucessivas, em diferentes ângulos de elevação, próximos, para determinação da opacidade pelo método absoluto ou extinção (Melo et al., 2003)..

(35) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 35. 2.2.3 Método do brilho aparente O método do brilho aparente utiliza a equação de transferência radiativa para determinação da opacidade juntamente com a temperatura de antena observada do Sol, 𝑇𝑜𝑏𝑠 , tomada em qualquer ângulo de elevação, considerando parâmetros definidos e constantes, como o produto da temperatura de brilho do Sol, 𝑇⊙ , pela eficiência, 𝜂. 𝑇𝑜𝑏𝑠 = 𝜂𝑇⊙ .. (2.5). A Equação 2.5 mostra que a temperatura observada do Sol, calibrada, para cada um dos receptores do SST é igual ao produto da eficiência 𝜂 pela temperatura do Sol. Entretanto, a eficiência 𝜂 para cada um dos feixes não é bem conhecida, assim como a temperatura do Sol.. 𝜂𝑇⊙ = 𝑇𝑜𝑏𝑠 exp(. 𝜏 ). 𝑠𝑒𝑛(𝐻). (2.6). Com isto, todos os canais são calibrados em temperatura corrigida. Isolando ”tau”, a opacidade é dada por:. 𝜏 = −𝑠𝑒𝑛(𝐻)𝑙𝑛(. 𝑇𝑜𝑏𝑠 ). 𝜂𝑇⊙. (2.7). Assim, como a temperatura do Sol nestas frequências e a eficiência 𝜂 não são bem determinados, o produto 𝜂𝑇⊙ pode ser medido em dias com opacidades muito baixas. Uma vez conhecido este produto, a Equação 2.7 permite estimar 𝜏 .. 2.2.4 Comparação entre os métodos 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, absoluto e brilho aparente Para medir a transmissão atmosférica, foram apresentados 3 métodos mais utilizados com o SST. Conforme descrito por Melo et al. (2005), foi realizada uma série de medidas entre março de 2002 e fevereiro de 2003, em 0,2 e 0,4 THz. A Figura 11 apresenta a correlação entre as opacidades em 0,2 e 0,4 THz em nepers, nos dias em que foi possível medir nas duas frequências. Foram obtidas 978 medidas utilizando o método de brilho aparente, em 319 dias (Figura 11 A) e 373 medidas utilizando o método 𝑡𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, em 211 dias (Figura 11 B) (Melo et al., 2005). A relação entre as medidas de opacidade atmosférica para as frequências de 0,2 e 0,4 THz pode ser obtida para valores muito maiores pelo método do brilho aparente, já que utiliza o Sol como fonte. Para o método do 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, as medidas acima de 1,0 neper para 0,4 THz trazem uma grande incerteza, precisando ser obtida por outros métodos. A Figura 12 apresenta o resultado de uma série de medidas obtidas durante 6 meses (abril a setembro de 2001), correlacionando a opacidade entre 0,2 e 0,4 THz uti-.

(36) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 36. Figura 11 – Correlação entre as medidas de opacidade em 0,2 e 0,4 THz utilizando (A) o método do brilho aparente e (B) o método ′′ 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 ′′ . Estas medidas foram obtidas durante um ano de observações em 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜 (Melo et al., 2005). lizando os 3 métodos descritos anteriormente. O método absoluto apresentou um coeficiente relativamente próximo ao coeficiente obtido com o método do brilho solar (5,1 e 5,5, respectivamente), apesar de maior dispersão das medidas. O método do brilho solar apresentou menor dispersão na correlação entre as medidas nas duas frequências (Melo et al., 2003). Comparando os três métodos, verificamos que o método absoluto apresenta menor incerteza na determinação da opacidade, por não utilizar a temperatura de antena para a calibração, nem a eficiência 𝜂, podendo ser calculado apenas com as diferenças em 𝐴𝐷𝐶 entre as medidas e os ângulos de elevação, conforme descrito na subseção 2.2.2. O.

(37) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 37. Figura 12 – Correlação entre as medidas de opacidade em 0,2 e 0,4 THz utilizando os métodos (A) absoluto ou extinção, (B) ′′ 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 ′′ e (C) brilho aparente. Estas medidas foram obtidas entre abril e setembro de 2001, no site de 𝐸𝑙 𝐿𝑒𝑜𝑛𝑐𝑖𝑡𝑜/𝐶𝐴𝑆𝐿𝐸𝑂 (Melo et al., 2003). método do brilho aparente permite a determinação da opacidade medindo diretamente a temperatura do Sol, dependendo apenas do produto 𝜂T⊙ . O método 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔 é muito impreciso para valores de opacidade maiores que 1,0 nepers para 0,4 THz..

(38) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 38. 2.3 Método convencional para determinação de fluxo 2.3.1 Calibração em temperatura Para calibração e determinação da temperatura de antena, necessária para o cálculo do fluxo de explosões solares na faixa submilimétrica, foram adotadas as seguintes etapas: primeiramente, as leituras medidas em cada feixe são gravadas em unidades de 𝐴𝐷𝐶, ou seja, unidade de conversão analógico para digital, utilizando um conversor 16 𝑏𝑖𝑡𝑠. Apontando os feixes, conjunto cornetas e 𝑚𝑖𝑥𝑒𝑟𝑠, para as placas calibradoras quente e ambiente, e conhecendo as temperaturas destas placas, é possível converter os dados de 𝐴𝐷𝐶 para temperatura, utilizando a Equação 2.8:. 𝑘𝑡 =. (𝐴𝐷𝐶ℎ𝑜𝑡 − 𝐴𝐷𝐶𝑎𝑚𝑏 ) , (𝑇ℎ𝑜𝑡 − 𝑇𝑎𝑚𝑏 ). (2.8). em que 𝑘𝑡 é a escala para conversão dos dados em 𝐴𝐷𝐶 para temperatura, 𝐴𝐷𝐶ℎ𝑜𝑡 é o valor em 𝐴𝐷𝐶 quando observam a placa quente, 𝐴𝐷𝐶𝑎𝑚𝑏 é o valor em 𝐴𝐷𝐶 quando observam a placa a temperatura ambiente, 𝑇ℎ𝑜𝑡 é a temperatura da placa quente e 𝑇𝑎𝑚𝑏 da placa ambiente. Com isto, é possível estabelecer uma escala de calibração para cada canal, e, assim, converter os dados de 𝐴𝐷𝐶 para temperatura (Equação 2.9):. 𝑇𝑐𝑎𝑙(𝑖) =. 𝑑𝑎𝑡𝑎.𝑎𝑑𝑐𝑣𝑎𝑙(𝑖) , 𝑘. (2.9). em que 𝑇𝑐𝑎𝑙(𝑖) é a temperatura calibrada para o canal (i) convertido de 𝐴𝐷𝐶 para temperatura. O segundo passo da calibração consiste em determinar a opacidade atmosférica para cada um dos feixes (ver seção 2.2). O terceiro passo consiste em aplicar a Equação 2.10 para obter o valor de temperatura observada para cada canal (i).. 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖) = 𝑇𝑐𝑎𝑙(𝑖) exp(−. 𝜏 (𝑖) ). 𝑠𝑒𝑛(𝐻). (2.10). 2.3.2 Múltiplos Feixes A técnica de múltiplos feixes é utilizada para determinar a posição do centróide de emissão de uma explosão solar em relação aos três feixes em 0,2 THz. Para isto, deve-se considerar que o tamanho da fonte é muito pequeno quando comparado com o tamanho do feixe (Giménez de Castro et al., 1999). Os três canais operando em 0,2 THz estão parcialmente sobrepostos e as medidas fornecidas pelos radiômetros estão calibradas em temperatura (em Kelvin), corrigidas para transmissão atmosférica. Conforme descrito anteriormente, os feixes em 0,2 THz rastreiam a região ativa selecionada para observação. Cada feixe em 0,2 THz pode ser considerado aproximação de um feixe Gaussiano, com uma dimensão de HPBW aproximada de 4 minutos de arco. A relação entre as temperaturas.

(39) Capítulo 2. Observações solares na faixa sub-THz. 39. de antena observadas para estes três feixes permite determinar a posição da explosão solar no plano do céu. O excesso de temperatura para cada feixe pode ser calculado a partir da Equação 2.11 abaixo (Costa et al., 1995; Giménez de Castro et al., 1999):. 𝑇𝑓 = 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖) exp(. (𝐴𝑧𝑖 − 𝐴𝑧𝑓 )2 + (𝐸𝑙𝑖 − 𝐸𝑙𝑓 )2 ), 2 2𝜎(𝑖). (2.11). em que 𝑇𝑓 é a temperatura da explosão, 𝑇𝑜𝑏𝑠(𝑖) é a temperatura em Kelvin para o canal i, 𝐴𝑧𝑖 é o azimute do feixe i em relação a antena, 𝐴𝑧𝑓 é o azimute da fonte emissora, 𝐸𝑙𝑖 a elevação do feixe i em relação a antena, e 𝐸𝑙𝑓 elevação da fonte, 𝜎 é o 𝐻𝑃 𝐵𝑊 do feixe Guassiano. Assim, temos um sistema de 3 equações com 3 incógnitas (𝑇𝑓 , 𝐴𝑧𝑓 e 𝐸𝑙𝑓 ). A resolução deste sistema permite encontrar os ângulos de azimute e elevação da fonte explosiva e, assim, aplicar a correção para a posição da explosão determinando a temperatura 𝑇𝑓 . Em seguida, o feixe de 0,4 THz também é corrigido considerando a mesma posição para a emissão nas duas frequências. Esta técnica só pode ser aplicada quando os 3 feixes detectarem a explosão solar.. 2.3.3 Determinação de Fluxo O excesso em temperatura calibrada e corrigido encontrada durante as explosões solares para as frequências 0,2 e 0,4 THz é convertido em fluxo (Unidade de fluxo solar, 1 SFU = 10−22 Wm−2 Hz−1 ). Para isto é utilizada a Equação 2.12 (Kraus, 1984):. 𝑆=. 2𝑘𝑇𝑓 , 𝐴𝑒. (2.12). em que 𝑆 é o fluxo, 𝑘 é a constante de Boltzmann, 𝐴𝑒 é a área efetiva, e 𝑇𝑓 o excesso de temperatura de antena detectado no evento..

(40) 40. 3 Método da Conversão Direta de 𝐴𝐷𝐶 ′𝑠 em Fluxo em Frequências sub-THz com o SST 3.1 Incertezas na determinação do fluxo submilimétrico A precisão das observações solares em frequências sub-THz é importante devido à existência de diversas fontes de erros e incertezas na determinação de fluxos, que se tornam particularmente críticos para pequenas explosões ou pequenas variações de fluxo em grandes eventos. Isto inclui incertezas na transmissão atmosférica e sua variabilidade temporal, calibração em temperatura, determinação de ganho dos feixes da antena, e incertezas na posição da fonte quando utilizada a técnica de múltiplos feixes sobrepostos. A Figura 13 apresenta um exemplo dos procedimentos que fazem parte da rotina observacional diária do SST, ilustrando um dos seis feixes.. Figura 13 – Exemplo de procedimentos que fazem parte da rotina observacional diária do SST em 0,2 THz ilustrando: (1) A calibração em temperatura (ambiente e quente); (2) Um mapa solar; (3) Varredura em elevação do céu; (4) Varredura do disco solar, seguido por rastreio da região ativa localizada no limbo.. 3.1.1 Opacidade atmosférica O espectro das explosões solares em altas frequências é fortemente afetado pelas incertezas associadas à determinação da opacidade atmosférica, e isso é crítico, em particular, para frequências de 0,4 THz. Conforme visto no Capítulo 2.2, a opacidade atmosférica pode ser determinada pelo método 𝑇 𝑖𝑝𝑝𝑖𝑛𝑔, brilho aparente, ou absoluto (Figura 13)..