Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub

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
São Paulo - Brasil
2015
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
São Paulo - Brasil
2015
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
54 f. : il.; 30 cm.
Dissertação (Mestrado em Ciências e Aplicações Geoespaciais) – Universidade
Presbiteriana Mackenzie, São Paulo, 2015.
Orientador: Prof. Dr. Pierre Kaufmann
Bibliografia: f. 49-54
1. Explosão solar em polarização. 2. Ejeção de massa coronal. 3. Pulsações
sub-mm I. Título
CDD 523.7
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
São Paulo - Brasil
2015
Este trabalho é dedicado a meu avô Francisco e minha avó Bertila,
que conseguiram realizar seu sonho de ver todos os seus filhos se tornarem profissionais.
Agradecimentos
Ao professor Pierre Kaufmann, meu orientador, coordenador do Centro de Rádio 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 observações 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, Eletrodinâmica 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 agradecimento 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, Alberto, 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 confiança
que nós temos.
Ao Walter, meu professor e amigo, minha gratidão pela confiança e motivação
brindada.
A minha mãe Elizabeth, meu pai Arturo, meus irmãos Tiffany e Lalo.
Ao David, Jackson e Daniel, grandes amigos desde que posso lembrar.
À fundação CAPES e a Universidade Presbiteriana Mackenzie pelo importante
apoio financeiro.
“Nada es demasiado maravilloso para ser cierto
si obedece a las leyes de la naturaleza”
- Michael Faraday
Resumo
As emissões em rádio das explosões solares provém informações detalhadas
dos processos de liberação de energia, aceleração de partículas, aquecimento e condições 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 polarímetros 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 observados 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 complementares 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 significativos de 10% no índice de cintilação 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
sub-mm.
Abstract
Solar flares radio emissions provide detailed information on the energy release, particle acceleration, heating processes and plasma conditions at the sites
where the radiation is generated. This study focuses in radio emission from millimeter, sub-millimeter and another complementary wavelengths obtained by recent
observations that might improve the understanding of processes from the low chromosphere to the corona. Here we study a GOES class X1.7 flare 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 coronagraph observed a coronal mass ejection (CME) with possible physical connection
with phenomena observed at radio-frequencies, including changes in polarization degree (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 flare exhibits a complex time structure at microwaves consisting of three major 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 field strength the order of 700 and 2000 G,
respectively. SST detected one impulsive burst and significant 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, suggesting that CME might be a result of a magnetic transient causing an instability
generating the subsequent impulsive structures.
Key-words: Keywords: Polarization solar flare, coronal mass ejection, sub-mm pulsations.
Lista de ilustrações
Figura 1 – Cenário simplificado 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 – 108 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. Modificado de Gurman
(1987) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
Figura 2 – (a) Perfil temporal em 212 e 405 GHz da explosão de 4 de novembro,
2003. O gráfico inserido mostra os dados de OVSA e SST. (b) Representação esquemática do espectro em radiofrequências para comprimentos
métricos a sub-milimétricos em explosões solares. Modificado de Kaufmann et al. (2009) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
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 flute, geram um campo elétrico
indutivo. Modificado de Zaitsev, Stepanov e Melnikov (2013) . . . . . . 24
Figura 4 – Diagrama esquemático de uma estrutura magnética rompida num processo eruptivo. Painel superior: esquema do modelo corda de fluxo/CME
de (Lin; Forbes, 2000), mostrando a erupção da corda de fluxo, a corrente de lamina formada por trás dele, e os arcos pós explosão solar/CME abaixo, bem como os fluxos entrantes e salientes associados
a reconexão. Painel inferior: visão ampliada do arco pós explosão solar/CME (Forbes; Acton, 1996) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
Figura 5 – (a) Refletor 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. Modificado de Kaufmann
et al. (2008). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
Figura 6 – Rádio telescópios milimétricos de polarização instalados no observatório CASLEO nos andes argentinos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
Figura 7 – Rotinas de calibração realizadas pelo SST durante um dia de observação: Calibração da temperatura, Mapas solares, Scan Tau e Scan
Azimuth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
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 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 – Explosão solar classe GOES X1,7 do dia 27 de janeiro de 2012, vista
nos diferentes comprimentos de onda do instrumento AIA. . . . . . . .
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. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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. . . . . . . . .
Figura 13 – Perfis temporais do evento do 27 de janeiro de 2012 em comprimentos de onda de raios-X moles, rádio decimétrico, milimétrico e submilimétrico. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Figura 14 – 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.
Figura 15 – Espectro da emissão nos instantes 18:15 e 18:26 UT. Painel esquerdo:
Tipico espectro giro-síncrotron com máximo em ∼ 5 GHz. Painel direito: Espectro incomum com máximos em ∼ 5 GHz e ∼212 GHz . . .
Figura 16 – Perfil temporal do índice de cintilação extraído dos dados do SST. . . .
Figura 17 – Perfil temporal da diferença entre polarização circular direita e esquerda mostrando mudanças notaveis na polarização em torno das
18:15 UT. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
40
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Lista de tabelas
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) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
Lista de abreviaturas e siglas
EUV
Extremo ultravioleta
H-𝛼
Linha de emissão Hidrogênio alfa
SST
Telescópio Solar Sub-milimétrico
CME
Ejecção de massa coronal
LASCO
Coronógrafo Espectrográfico 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
SDO
Observatório Dinâmico Solar
AIA
Arranjo Imageador Atmosférico
Lista de símbolos
𝜈
Frequência da rádio-emissão
𝜆
Comprimento de onda da rádio-emissão
Γ
Fator de Lorentz
𝐵
Intensidade do campo magnético
𝑛
Densidade do plasma
𝐸
Intensidade do campo elétrico
𝜔0
Frequência angular de oscilação
Δ𝜔
Banda estreita de frequência angular
𝐼
Intensidade total da radiação
𝐼𝑝𝑜𝑙
Intensidade da radiação polarizada
𝐼𝑛𝑎𝑡
Intensidade da radiação naturalmente polarizada
𝜒
Orientação da elipse de polarização
𝜀
Excentricidade da elipse de polarização
𝑝
Grau de polarização
𝑝𝑐
Grau de polarização circular
𝜓𝑅𝐿
Diferença de fase entre a radiação com polarização direita menos a
esquerda
𝐼𝑅,𝐿
Intensidade da radiação com polarização direita e esquerda
𝑇𝑅,𝐿
Temperatura da antena com polarização direita e esquerda
𝑇𝑏
Temperatura de brilho
𝑘𝐵
Constante de Boltzmann
𝑐
Velocidade da luz
𝐼𝑥,𝑜
Intensidade para as componentes extra-ordinária e ordinária da radiação
𝑇𝑥,𝑜
Temperatura de brilho com polarização no modo extra-ordinário e ordinário
𝜏𝑥,𝑜
Opacidade para a componente extraordinária e ordinária da radiação
propagando-se num meio magneto-ativo
𝑌
Parâmetro magneto-iônico relacionado à giro-frequência
𝜈𝐵 Giro-frequência
𝛽
Beta do plasma: Razão entre a pressão do gás e a pressão magnética
𝑃
Pressão do gás
𝐾𝑖
Coeficiente de calibração de temperatura para o i-ésimo receptor do
Telescópio Solar Sub-milimétrico
𝑇𝑎𝑛𝑡
Temperatura da antena
𝑇𝑠𝑦𝑠
Temperatura do sistema
𝑇𝑟𝑒𝑐
Temperatura do receptor
𝑇𝑠𝑘𝑦
Temperatura do céu
𝑇𝑠𝑢𝑛
Temperatura do Sol
𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒
Temperatura da fonte
𝜏𝜈
Profundidade ótica para a radiação com frequência 𝜈
𝑆𝜈
Fluxo da radiação com frequência 𝜈
𝜂𝜈
Eficiência de abertura para a frequência 𝜈
𝑆𝑖𝑛𝑑𝑒𝑥
Índice de cintilação
𝜎
Desvio padrão
Sumário
1 Introdução . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.1 Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.2 Descrição dos Capítulos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2 Revisão da Literatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1 Observações de explosões solares em comprimentos de onda milimétricos e
sub-milimétricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 Mecanismos THz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 Polarização na propagação das rádio emissões . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 Ejeções de massa coronal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
20
3 Instrumentação e Metodologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1 Instrumentação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1 Telescópio Solar Sub-milimétrico . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.2 Rádio telescópios solares milimétricos de polarização . . . . . . . .
3.1.3 Rede de Rádio Telescópios Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.4 Rádio Espectrômetro Solar Green Bank . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.5 Satélite GOES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.6 Instrumento WIND-WAVES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.7 Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo . . . . . . . . . . .
3.1.8 Instrumento AIA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 Metodologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2.1 Redução dos dados do Telescópio Solar Sub-milimétrico . . . . . . .
3.2.2 Redução dos dados dos Rádio telescópios milimétricos solares de
polarização . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2.3 Redução dos dados dos instrumentos complementares . . . . . . . .
32
32
32
33
33
33
34
34
34
34
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38
39
4 Análise e Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5 Conclusões . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
Referências . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
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 identificada 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.
Muitos modelos foram desenvolvidos para explicar a liberação e o transporte de
energia durante as explosões solares. Os detalhes destes processos estão longe de serem
compreendidos plenamente, embora a interação dos arcos magnéticos, resultando em reconexão de campos magnéticos com direções opostas, é muitas vezes considerado como o
principal mecanismo para a liberação de energia (Kopp; Pneuman, 1976). Neste processo,
a energia magnética é convertida em calor e em energia cinética das partículas carregadas
que são aceleradas até energias relativísticas. As partículas aceleradas se precipitam ao
longo das linhas de campo magnético da parte coronal do arco aos seus pés, mas podem também ser aceleradas para fora em regiões de campo magnético aberto. Os elétrons
energéticos que espiralam ao longo do campo magnético emitem radiação girosíncrotron
e síncrotron predominantemente nos comprimentos de micro-ondas, milimétricos e submilimétricos. Esta mesma população de elétrons produz raios-X duros e raios-𝛾 por meio
de interações (com íons) oticamente finas e/ou espessas ao longo do arco e/ou nos pés do
arco, respectivamente, dependendo da densidade do meio e do tempo de vida dos elétrons
no arco (Kane et al., 1980). Radiação ultravioleta extrema (EUV) e visível (por exemplo
Capítulo 1. Introdução
17
H-𝛼) são emitidas por um plasma mais denso na parte superior da cromosfera que é aquecida 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. Configurações semelhantes têm sido propostos por Pneuman (1980),Cliver
(1983), Hagyard, Moore e Emslie (1984) e Dennis (1985).
Figura 1: Cenário simplificado 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 – 108 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. Modificado 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 explosões 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 fluxo 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-𝛾 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,
1979; Kundu; Vlahos, 1982).
Capítulo 1. Introdução
18
1.1 Objetivos
∙ Identificar 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 atmosférica 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 definido 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 polarímetros 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
As emissões em comprimentos de onda milimétricos e sub-milimétricos das explosões solares fornecem informação importante sobre os processos de aceleração dos elétrons
para energias relativísticas e dos plasmas quentes na região explosiva. Apesar deste fato,
Capítulo 1. Introdução
19
há somente algumas observações acima de 100 GHz. A presente dissertação está focada
principalmente em estudar a natureza pulsante das emissões sub-milimétricas relacionadas com o lançamento de uma ejeção de massa coronal e as mudanças da polarização das
emissões milimétricas relacionadas com a propagação da mesma ejeção de massa coronal.
A dissertação consta de cinco capítulos, o presente capítulo mostra a introdução e os
objetivos da pesquisa. No capítulo 2 é feita uma revisão da literatura das observações
em comprimentos sub-milimétricos e os mecanismos propostos para esta emissão, além
disso, é mostrado o estado do arte das observações em frequências THz. No capítulo 3
são descritas a instrumentação e metodologia usada para a preparação da pesquisa. No
capítulo 4 são apresentados os resultados e o análise do evento. Finalmente no capítulo 5
são apresentadas as conclusões.
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 fim 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 fluxo crescente para frequências sub-milimétricas
(Valio et al., 2013).
A lacuna espectral entre a faixa THz e o visível foi complementada com a implementação 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 obtidas usando telescópios de abertura pequena (ou seja, de 15 - 20 cm de diâmetro, que
proporcionam uma resolução de cerca de 15”) e medem temperaturas do plasma próximo
da fotosfera. As imagens em 30 THz são importantes ferramentas observacionais complementares 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 regiões 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 rapidamente, com duração da ordem de segundos, com associação com explosões de raios-X
moles relativamente fracas (Cassiano et al., 2010).
A primeira evidência apresentando características únicas na faixa sub-milimétrica
foi a grande explosão solar de 4 de novembro de 2003 classe GOES X28, sendo a maior já
detectada (Figura 2a). Foi encontrada uma nova componente espectral da explosão, apresentando fluxos consideravelmente maiores em 405 GHz em comparação a 212 GHz, com
um pico espectral situado na região THz. Esta nova componente de emissão é distinta da
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 fluxos, crescentes com a frequência, podem surgir do plasma
frio (103 − 104 K) e denso (> 1013 cm−3 ) próximo da fotosfera solar (Ohki; Hudson, 1975).
No entanto, a curta duração dos altos valores de fluxo 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 fluxo 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) Perfil temporal em 212 e 405 GHz da explosão de 4 de novembro, 2003. O gráfico inserido
mostra os dados de OVSA e SST. (b) Representação esquemática do espectro em radiofrequências para
comprimentos métricos a sub-milimétricos em explosões solares. Modificado de Kaufmann et al. (2009)
Kaufmann et al. (2013) detectaram uma intensa explosão impulsiva em 30 THz
no dia 13 de março de 2012. Esta emissão exibiu notável coincidência temporal com picos
observados nos comprimentos de onda em micro-ondas, milimétricos, sub-milimétricos,
visível, ultravioleta extremo (EUV) e raios-X duros (HXR). O local de emissão coincide
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 dificuldades em atribuir o
aquecimento aos elétrons acelerados. O fluxo 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 opticamente 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 clarificar os mecanismos responsáveis pela emissão sub-THz (sub-mm), alguns deles são descritos a seguir. A emissão 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 girosíncrotron 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 𝐵. O máximo de emissão para o
mecanismo síncrotron ocorre para a frequência 𝜈𝑚𝑎𝑥 ≈ 1, 2 × 106 𝐵 Γ2 Hz, sendo Γ o fator
de Lorentz. Com Γ ≈ 20 e 𝐵 ≥ 1000 G, a frequência 𝜈𝑚𝑎𝑥 está localizada na faixa THz.
No entanto, a origem de um número suficiente de elétrons com energias ≥ 10 MeV em
eventos THz não foi investigada.
Geralmente, recorre-se ao mecanismo girosíncrotron de elétrons medianamente relativísticos para interpretar a emissão micro-ondas (Figura 2b). Este mecanismo pode
explicar algumas das características observadas na emissão sub-THz. No entanto, seriam
necessários parâmetros extremos na fonte. A fonte deveria ser compacta (≤ 1′′ ) com um
campo magnético 𝐵 ≈ 4500 G e uma densidade de elétrons, com energias 50 keV, de
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) propuseram 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 𝑛 e a intensidade
de campo magnético 𝐵 são suficientemente grandes para atingir a frequência de Razin
𝜈𝑅 = 20 𝑛/𝐵 ≈ 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 fina permitindo 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 parcialmente 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 fluxo 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 dificuldade 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 𝑛 ≈ 1015 cm−3 . Para proporcionar o grau de ionização
elevado necessário para frequências de Langmuir 𝜈𝑝 ≈ 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
mostraram que a aceleração dos elétrons e o aquecimento do plasma na fonte sub-THz
pode ocorrer quando o modo ballooning da instabilidade tipo flute se desenvolve nos pés do
arco magnético deformando este último (Figura 3). Esta instabilidade leva à penetração
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 subTHz (cor cinza) e a região de absorção (hachurada) localizadas acima da fonte. As linguetas de plasma,
penetrando no arco devido à instabilidade tipo flute, geram um campo elétrico indutivo. Modificado 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 comparáveis 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 espectro 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 produzir 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.
A tabela 1 resume os possíveis mecanismos responsáveis da emissão sub-THz mencionados acima, acompanhada com os argumentos a favor e em contra.
Capítulo 2. Revisão da Literatura
25
Mecanismo
Free-free (1,3,8)
Pros
Mecanismo conhecido
Síncrotron e- (2, 3, 8)
Síncrotron e+ (2, 3)
Mecanismo conhecido
Mecanismo conhecido,
Correlação com raios-𝛾
Cherenkov (4)
Correlação com raios-𝛾
Microbunching (5,9)
Correlação com raios-𝛾
Emissão de plasma (6,7)
Correlação com raios-𝛾,
Alta luminosidade
Correlação com raios-𝛾
Compton inverso (4)
Contras
Conflito com SXR para a
fase impulsiva
Parâmetros extremos
Parâmetros extremos,
Conflito com a intensidade
de raios-𝛾
Propriedades dielétricas
desconhecidas, Partículas
altamente relativísticas
requeridas
Mecanismo pouco
conhecido
Absorção free-free
Entorno de fótons
insuficiente
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 orientação das linhas do fluxo 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 𝐸(𝑡) = 𝐸0 (𝑡)𝑒−𝑖𝜔0 𝑡 , sendo 𝐸0 (𝑡) a amplitude complexa do campo
elétrico, 𝜔0 o valor médio da frequência em uma banda estreita (Δ𝜔). As componentes ortogonais 𝑥 e 𝑦, projeção do campo elétrico no plano do frente de onda, oscilam do seguinte
modo:
𝐸𝑥 (𝑡) = 𝐸0𝑥 (𝑡)𝑒−𝑖𝜔0 𝑡+𝑖𝜓𝑥 (𝑡)
𝐸𝑦 (𝑡) = 𝐸0𝑦 (𝑡)𝑒−𝑖𝜔0 𝑡+𝑖𝜓𝑦 (𝑡)
(2.1)
As escalas de tempo características das fases 𝜓𝑥 , 𝜓𝑦 e as amplitudes 𝐸0𝑥 , 𝐸0𝑦 variam lentamente quando comparadas com o seu período de oscilação 2𝜋/𝜔0 . Portanto, a projeção
do vetor 𝐸(𝑡) no plano 𝑥 − 𝑦 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 𝐸𝑥 (𝑡) e 𝐸𝑦 (𝑡) na componente não polarizadas (também chamada caótica
ou naturalmente polarizada) são não-coerentes e seguem a condição 𝐸𝑥 (𝑡)𝐸𝑦* (𝑡) = 0, em
que a barra denota a média sobre um intervalo Δ𝑡 ≫ 1/Δ𝜔. Alternativamente, 𝐸𝑥 (𝑡)
Capítulo 2. Revisão da Literatura
26
e 𝐸𝑦 (𝑡) são coerentes na componente polarizada e seguem a condição 𝐸𝑥 (𝑡)𝐸𝑦* (𝑡) ̸= 0.
Esta última condição para a radiação polarizada é explicada pelo fato que a taxa 𝐸𝑦 /𝐸𝑥
é independente do tempo, isto é, a taxa das amplitudes 𝐸0𝑦 /𝐸0𝑥 e a diferença de fase
𝜓𝑥𝑦 = 𝜓𝑥 − 𝜓𝑦 , 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 fixas.
A radiação polarizada pode ser caracterizada por três parâmetros: intensidade 𝐼𝑝𝑜𝑙 ,
orientação da elipse de polarização 𝜒 e excentricidade 𝜀. 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 𝐼𝑛𝑎𝑡 . Em geral, a radiação pode ser caracterizada completamente
por quatro valores: a intensidade total 𝐼 = 𝐼𝑛𝑎𝑡 + 𝐼𝑝𝑜𝑙 , o grau de polarização 𝑝 = 𝐼𝑝𝑜𝑙 /𝐼,
a excentricidade 𝜀 da elipse de polarização e a orientação 𝜒. O caso 𝑝 = 0 corresponde
à radiação não polarizada e 𝑝 = 1 à radiação completamente polarizada. Qualquer outro
valor de 𝑝 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 𝐼, 𝑄, 𝑈 e 𝑉 os quais
estão relacionados com as grandezas definidas acima 𝐼, 𝑝, 𝜀 e 𝜒 segundo:
𝐼 = 𝐼,
𝑄 = 𝑝𝐼 cos 2𝜎 cos 2𝜒,
(2.2)
𝑈 = 𝑝𝐼 cos 2𝜎 sin 2𝜒,
𝑉 = 𝑝𝐼 sin 2𝜎
Estas fórmulas, onde 𝜎 = arctan 𝜀, podem ser consideradas como a definição dos
parâmetros de Stokes.
Antenas usadas em rádio astronomia podem detectar polarização circular à es2
+ 𝐼𝑛𝑎𝑡 /2 e
querda e à direita. As intensidades destas componentes iguais a 𝐼𝑅 = 𝐸𝑂𝑅
2
𝐼𝐿 = 𝐸𝑂𝐿 + 𝐼𝑛𝑎𝑡 /2, onde 𝐸0𝑅 e 𝐸0𝐿 são as amplitudes flutuantes do campo elétrico com
polarização direita e esquerda com um tempo característico Δ𝑡 ∼ 1/Δ𝜔 e diferença de
fase constante denotado por 𝜓𝑅𝐿 . Neste caso, os parâmetros de Stokes estão relacionados
com as grandezas definidas acima através das fórmulas:
𝐼 = 𝐼𝑅 + 𝐼𝐿
𝑄 = 2𝐸0𝑅 𝐸0𝐿 cos 𝜓𝑅𝐿 ,
𝑈 = 2𝐸0𝑅 𝐸0𝐿 sin 𝜓𝑅𝐿 ,
𝑉 = 𝐼𝑅 − 𝐼𝐿
(2.3)
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 𝐼𝑅 e 𝐼𝐿 , de duas componentes circularmente polarizadas, são medidas em rádio observações. Como resultado, é possível calcular o grau de
polarização circular
𝑝𝑐 =
𝑉
𝐼𝑅 − 𝐼𝐿
=
𝐼𝑅 + 𝐼𝐿
𝐼
(2.4)
Esta grandeza está relacionada com o grau de polarização 𝑝 = 𝐼𝑝𝑜𝑙 /𝐼 da seguinte
maneira
𝑝𝑐 = 𝑝 sin 2𝜎
(2.5)
O valor absoluto de 𝑝𝑐 é igual a 𝑝 somente quando 𝜎 = ±𝜋/4, ou seja quando
𝑄 = 𝑈 = 0 (Zhelezniakov, 1970)
Em condições solares e estelares, os modos característicos do plasma (modo extraordinário e ordinário) são usualmente circulares exceto quando a propagação é quase
perpendicular ao campo magnético. O sentido observado da polarização usualmente reflete
o sentido do campo magnético na região de emissão (Dulk, 1985).
Assim, foram consideradas as condições quando 𝑄 = 𝑈 = 0 e usando a aproximação de Rayleigh-Jeans 𝐼 = 2𝑘𝐵 𝑇𝑏 𝜈 2 /𝑐2 , sendo 𝑘𝐵 a constante de Boltzmann, 𝑇𝑏 a
temperatura de brilho, 𝜈 a rádio frequência e 𝑐 a velocidade da luz. O grau de polarização
será:
𝑝=
𝑇𝑅 − 𝑇𝐿
,
𝑇𝑅 + 𝑇𝐿
(2.6)
sendo 𝑇𝑅 e 𝑇𝐿 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 definido como:
𝑝=
𝐼𝑥 − 𝐼𝑜
,
𝐼𝑥 + 𝐼𝑜
(2.7)
sendo 𝐼𝑥 e 𝐼𝑜 as intensidades para as componentes ordinária e extraordinária da
radiação. Usando a aproximação de Rayleigh-Jeans, é possível expressar o grau de polarização em termos da temperatura:
𝑝=
𝑇𝑥 − 𝑇𝑜
𝑒−𝜏𝑜 − 𝑒−𝜏𝑥
=
,
𝑇𝑥 + 𝑇𝑜
2 − 𝑒−𝜏𝑜 − 𝑒−𝜏𝑥
(2.8)
Capítulo 2. Revisão da Literatura
28
sendo 𝑇𝑥 e 𝑇𝑜 as temperaturas de brilho com polarização nos modos extraordinário e ordinário, respectivamente, 𝜏𝑜 e 𝜏𝑥 as profundidades óticas para o raio ordinário e
extraordinário. Para um plasma oticamente fino (𝜏 ≪ 1), é representado por:
𝑝=
𝜏𝑥 − 𝜏𝑜
𝜏𝑥 + 𝜏𝑜
(2.9)
O grau de polarização é importante pois as explosões com polarização são indicadores 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 heliográficas < 70∘ ) o grau de polarização
pode ser escrito em função do parâmetro magneto-iônico 𝑌𝐿 :
𝑝=
2𝑌𝐿
,
1 + 𝑌𝐿2
(2.10)
sendo 𝑌𝐿 = 𝜈𝐵 cos 𝜃/𝜈, 𝜈𝐵 = 2, 8 × 106 𝐵 a giro-frequência, 𝐵 o campo magnético,
𝜈 a frequência das ondas (neste caso 𝜈 é 45 e 90 GHz) e 𝜃 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, 𝑑𝐵, devido a um grau de polarização do excesso de emissão,
𝑑𝑝:
𝑑𝑝 =
2(1 + 𝑌𝐿2 )
𝑑𝑌𝐿 ,
(1 + 𝑌𝐿2 )2
(2.11)
com 𝑑𝑌𝐿 = 2, 8 × 106 𝑑𝐵 cos 𝜃/𝜈 (Zhelezniakov, 1970).
2.4 Ejeções de massa coronal
As ejeções de massa coronal solar (CME) são uma notável manifestação da atividade solar vista na coroa solar, onde o plasma coronal e o campo magnético são lançados
para o espaço interplanetário, que representa uma atividade significativa para o clima espacial 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).
A maior parte do material ejetado da CME vem da baixa coroa, embora mais frio,
material mais denso, provavelmente de origem cromosférica, também pode ser ejetado. A
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 acompanhada 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 fluxo
em rádio, tornando-se da ordem de 70% para fluxos 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 𝛽 = 8𝜋𝑃/𝐵 2 ≪ 1, sendo 𝛽 o beta do plasma, 𝑃 a pressão do gás e 𝐵 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 catastrófica do equilíbrio, ocorrendo numa configuração 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 ocorrência 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 específicos, considerando desestabilização dos streamers coronais de grande escala ou fluxo de plasma produzido pelas
rupturas dos filamentos (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 fluxo 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).
No entanto, como foi dito, há também indícios de CME, sem qualquer conexão
com explosões solares (Webb, 2000). As CME podem ocorrer mesmo durante a fase do
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 fluxo/CME de (Lin; Forbes, 2000), mostrando a erupção da corda
de fluxo, a corrente de lamina formada por trás dele, e os arcos pós explosão solar/CME abaixo, bem
como os fluxos 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 submilimétricos mostraram a ocorrência de pulsos rápidos de sub-segundos durante as explosões 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-𝛾)
(Kaufmann et al., 2001; Kaufmann et al., 2002). Estes pulsos sub-milimétricos solares recém 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.,
2000) e nas regiões ativas quiescentes (Williams et al., 2001). A origem física dessas pulsações levanta uma série de questionamentos para as interpretações térmicas e não-térmicas
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 instabilidades do plasma de pequena escala em regiões ativas acionadas por instabilidades magnéticas 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 corrente 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 fim de verificar
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.
As pesquisas atuais são focadas na previsão das fases iniciais ou assinaturas que
precedem o lançamento das CME. O progresso na compreensão dos processos físicos envolvidos requer o diagnóstico das CME observadas pelos coronógrafos juntamente com
outras evidências de atividade solar, condições de Sol quiescente e fenômenos relacionados com explosões solares, bem como estudos teóricos para explicar como essas enormes
massas de plasma são formadas, ejetadas e impulsionadas para longe do Sol.
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 4’ e 2’ para 212 e 405 GHz, respectivamente)
projetado no disco solar, entanto que os outros dois feixes (1 e 6) são projetados num local
afastado 6’. 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 fluxo 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) Refletor 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. Modificado de
Kaufmann et al. (2008).
*
HPBW: Half Power Beam Width (Largura de feixe de meia potência)
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 refletor 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 telescópios estão equipados com modernos radiômetros sem conversão de frequência intermediaria, resultando em uma baixa temperatura do sistema. Assim, os telescópios têm uma alta
sensibilidade de 4 e 20 SFU, considerando eficiências 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
Os dados em comprimentos métricos e decimétricos foram tomados do Rádio Espectrômetro Solar Green Bank (GBSRBS) nas faixas de 100 - 300 MHz e 300 - 1200 MHz.
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 explosões 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 – 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 instrumentos 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
fim permitir a observação da emissão extremadamente fraca da região coronal (Brueckner
et al., 1995).
3.1.8 Instrumento AIA
O Arranjo Imageador Atmosférico (AIA), a bordo do satélite Observatório Dinâmico Solar (SDO), fornece imagens simultâneas do disco solar completo, desde a coroa e
região de transição até 0,5 R⊙ acima do limbo solar com uma resolução espacial de 1,5” e
resolução temporal de 12 s. O instrumento AIA consiste de quatro telescópios que usam
incidência normal, ótica multicamada para prover imagens de faixa estreita em sete faixas
no ultravioleta extremo (EUV) centradas em linhas específicas: Fe XVIII (94 Å), Fe VIII,
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, calibração da temperatura, mapas solares, scan tau e scan azimuth. A Figura 7 mostra o
perfil 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 temperatura, Mapas solares, Scan Tau e Scan 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 coeficientes 𝐾𝑖 = Δ𝑇𝑖 /Δ𝐴𝐷𝐶𝑖 , onde Δ𝑇𝑖 é a diferença de temperatura em graus Kelvin entre
as duas fontes calibradoras para o i-ésimo feixe, e Δ𝐴𝐷𝐶𝑖 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 coeficientes de calibração 𝐾𝑖
diferentes, um para cada feixe.
A temperatura total do sistema 𝑇𝑠𝑦𝑠 medida pelo SST durante um período de
observação contêm contribuições do receptor, do céu e da fonte no Sol, esta última atenuada pela atmosfera terrestre. Para cada receptor i a temperatura do sistema pode ser
†
ADC: Analogic to Digital Converter (Unidades digitais nominais)
Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia
36
representada por:
𝑇𝑠𝑦𝑠,𝑖 = 𝑇𝑟𝑒𝑐,𝑖 + 𝑇𝑠𝑘𝑦,𝑖 (1 − 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙 ) + 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒,𝑖 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙 ,
(3.1)
sendo 𝑇𝑟𝑒𝑐,𝑖 a temperatura do receptor (tipicamente 2000 K para os receptores em
212 GHz), 𝑇𝑠𝑘𝑦 a temperatura da céu (tipicamente 280 K), 𝜏 mede a opacidade do céu na
direção do zênite, 𝐸𝑙 o ângulo de elevação, e 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒 a temperatura da fonte observada no
Sol.
Quando se observa uma região ativa, 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒 contêm tanto contribuição do Sol
quieto quanto de uma explosão solar em processo, descrita da seguinte maneira:
𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒,𝑖 = 𝜂𝑖 𝑇𝑄𝑆,𝑖 + 𝜖𝑖 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡,𝑖 ,
(3.2)
sendo 𝑇𝑄𝑆,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)), 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡,𝑖 a contribuição de uma
explosão ponderada sobre o área do feixe, e 𝜖𝑖 a eficiência 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 eficiência da ordem da unidade, por
outro lado terá uma menor eficiência quando o feixe é apontado no limbo. Para lidar com
isso, foi incluído o fator 𝜂𝑖 modificando a contribuição do Sol quieto para cada feixe. Melo
et al. (2005) encontraram que para apontamentos perto do centro do disco solar 𝜂𝑖 ≈ 0, 5
em 212 GHz e 𝜂𝑖 ≈ 0, 6 em 405 GHz, enquanto que para apontamentos perto do limbo 𝜂𝑖
pode ser 50% menor.
A opacidade atmosférica 𝜏 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 finalidade de calcular a opacidade no zênite
𝜏 e a temperatura do céu 𝑇𝑠𝑘𝑦 . O SST realiza vários scan tau ao longo de um dia de
observação.
Com efeito, as grandezas 𝑇𝑠𝑦𝑠,𝑖 , 𝑇𝑟𝑒𝑐,𝑖 , 𝑇𝑠𝑘𝑦,𝑖 , 𝜏 , 𝐸𝑙 e 𝜖𝑖 são todas medidas, assim a
contribuição de temperatura de uma explosão solar pode ser determinada por:
𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡,𝑖 =
𝑇𝑠𝑦𝑠,𝑖 − 𝑇𝑟𝑒𝑐,𝑖 − 𝑇𝑠𝑘𝑦,𝑖 (1 − 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙 ) − 𝜂𝑖 𝑇𝑄𝑆 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙
𝜖𝑖 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙
(3.3)
Uma vez que 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡,𝑖 é determinado para cada feixe, pode ser aplicada a técnica dos
múltiplos feixes, e assim determinar o fluxo total 𝑆𝜈 da explosão solar e sua posição 𝐴𝑧𝑠
Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia
37
e 𝐸𝑙𝑠 . Quando os feixes são considerados Gaussianos e de igual eficiência de abertura 𝜖𝑖 ,
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:
(︃
𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡
)︃
(𝐴𝑧𝑖 − 𝐴𝑧𝑠 )2 + (𝐸𝑙𝑖 − 𝐸𝑙𝑠 )2
,
= 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡,𝑖 × 𝑒𝑥𝑝
2𝜎𝑒2
(3.4)
sendo 𝐴𝑧𝑖 e 𝐸𝑙𝑖 o azimute e a elevação das posições projetadas do feixe i, e 𝜎𝑒2 =
2
𝜎𝑏,𝑖
+𝜎𝑠2 a convolução do feixe com a fonte, sendo 𝜎𝑏,𝑖 a largura Gaussiana do feixe i. Então,
são necessárias quatro medições independentes e cada largura 𝜎𝑏,𝑖 para determinar o fluxo
𝑆𝜈 , a posição 𝐴𝑧 e 𝐸𝑙, e a largura da fonte 𝜎𝑠 ; quando somente estão disponíveis medições
de trés feixes independentes, se considera que 𝜎𝑏,𝑖 ≫ 𝜎𝑠 . Assim, é obtida uma temperatura
de antena 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡 corrigida pela atenuação atmosférica e pela posição, determinada das
observações independentes dos diferentes feixes.
As temperaturas da antena corrigidas são convertidas para unidades de fluxo solar
(1 SFU = 10−22 W m−2 Hz−1 ) usando a aproximação de Rayleigh-Jeans
2𝑘𝐵 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡 𝜈 2
Ω𝑏𝑒𝑎𝑚
𝑐2
2𝑘𝐵 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡
=
,
𝜂𝜈 𝐴𝑔𝑒𝑜
𝑆𝜈 =
(3.5)
sendo 𝑘𝐵 a constante de Boltzmann, 𝜈 a frequência (𝜈 = 212 e 405 GHz), 𝑐 a
velocidade da luz, Ω𝑏𝑒𝑎𝑚 o ângulo sólido ocupado pelo feixe, 𝜂𝜈 a eficiência de abertura,
𝐴𝑔𝑒𝑜 a área geométrica da antena e 𝑇𝑏𝑢𝑟𝑠𝑡 a temperatura da antena. Este procedimento
pode fornecer o fluxo, 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 fluxo 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,
𝑆𝑖𝑛𝑑𝑒𝑥 . Este índice é definido como a razão do desvio padrão das flutuações dos dados de
40 ms normalizado com a diferença do valor médio do sinal para o Sol e o nível do céu,
ou seja 𝑆𝑖𝑛𝑑𝑒𝑥 = 𝜎3𝑠 /(𝑇𝑠𝑢𝑛 − 𝑇𝑠𝑘𝑦 ), tomadas cada 3 segundos.
Alternativamente, os dados do SST podem ser visualizados no endereço eletrônico
do CASLEO (2013), onde são mostradas para os seis feixes do SST as posições no disco
solar, atenuação atmosférica, temperaturas de antena corrigidas e índices de cintilação.
Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia
38
3.2.2 Redução dos dados dos Rádio telescópios milimétricos solares de polarização
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 dia ideal de observação se os
telescópios não tivessem este efeito. A fim de corrigir este efeito, é escolhido e suavizado
o perfil temporal de um dia anterior ou posterior de observação sem eventos registrados,
na sequencia é subtraído do perfil temporal do dia de interesse. Além disso, inversões na
polarização em 45 GHz, indicadas com as zetas na Figura 8, foram identificadas.
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 observação ideal onde 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 observacional 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:
𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅,𝐿} =
𝑇𝑅,𝐿 − 𝑇𝑠𝑘𝑦{𝑅,𝐿} (1 − 𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙 )
,
𝑒−𝜏 / sin 𝐸𝑙
(3.6)
sendo 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅,𝐿} a temperaturas de antena com polarização à direita e à esquerda
corrigidas pela opacidade, 𝑇𝑅,𝐿 as temperaturas de antena com polarização à direita e à
esquerda sem corrigir pela opacidade, 𝑇𝑠𝑘𝑦{𝑅,𝐿} a temperatura do céu‡ , 𝜏 a opacidade e
𝐸𝑙 a elevação.
‡
A temperatura do céu 𝑇𝑠𝑘𝑦 {𝑅,𝐿} é calculada junto com a opacidade com o procedimento chamado
Scan Tau
Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia
39
Finalmente, as temperaturas da antena corrigidas 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅,𝐿} são convertidas para
unidades de fluxo solar usando a aproximação de Rayleigh-Jeans
𝑆𝜈 =
2𝑘𝐵 𝑇𝐴
,
𝜂𝜈 𝐴𝑔𝑒𝑜
(3.7)
sendo 𝑘𝐵 a constante Boltzmann, 𝑇𝐴 a semi-soma das temperaturas de antena medidas
em polarização circular direita e esquerda (𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅} + 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝐿} )/2, 𝜂𝜈 a eficiência de
abertura e 𝐴𝑔𝑒𝑜 a área geométrica dos telescópios.
O grau de polarização definido pela equação 2.6 é determinado usando o perfil
temporal da semi-diferença das temperaturas de antena (𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅} − 𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{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.
No entanto, as imagens obtidas pelo coronógrafo C2 de LASCO foram processadas a fim de estimar o tempo de lançamento da CME. Primeiramente, foram medidas
as alturas dos frentes de expansão, usando as diferenças de imagens, em relação ao raio
solar. Por ultimo, foi feita uma extrapolação linear desas alturas (11 pontos) para obter
o tempo aproximado do lançamento da CME. Alternativamente, foi feita uma extrapolação quadrática obtendo a aceleração da CME, mesmo assim, para o presente estudo foi
desconsiderada à aceleração nas fases iniciais do lançamento.
40
4 Análise e Resultados
O estudo foi focado em uma explosão solar (Figura 9) 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.
A Figura 11 mostra o espectro dinâmico para ondas decamétricas (0,01 - 10 MHz)
obtido pelo instrumento WIND-WAVES, o espectro presenta a emissão tipo IV (onda
de choque magneto-hidrodinâmica) com início ao redor das 18:14 UT, o que está em
concordância com o instante de lançamento inferido pela extrapolação linear.
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.
Na Figura 13 são mostrados perfis temporais descrevendo a atividade solar durante
o evento. A seta indica o instante extrapolado do lançamento da CME. O fluxo em raios-X
moles na faixa de 1 – 8 Å do GOES (curva vermelha) e a sua derivada (curva preta) são
mostrados no painel superior. O fluxo da emissão em raios-X moles começou a aumentar
em torno das 17:37 UT atingindo o máximo nível em torno das 18:35 UT. O fluxo em
comprimentos de onda de rádio começou rapidamente a aumentar em torno das 18:08
UT. Em comprimentos de onda métricos e decimétricos da RSTN (0,2 até 1,5 GHz)
é possível ver atividade no período "A", antes do possível lançamento da CME, para
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 fluxo 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 fluxo em raios-X moles na faixa de 1 – 8 Å.
No painel inferior da Figura 13 são mostrados os excessos de emissão detectados
pelo SST para os feixes 4 (212 GHz) e 5 (405 GHz). A pesar das boas condições de
céu no local onde está instalado o SST, a atenuação atmosférica medida para o dia do
evento foi alta. Foram calculadas, antes do evento às 16:26 UT, profundidades óticas 𝜏
de 0,45 e 2,51 nepers para 212 e 405 GHz respectivamente. Assim, pode ser observado
um excesso de emissão às 18:26 UT de 923 K (323 SFU) e 217 K (134 SFU) para 212 e
405 GHz, respectivamente. Estes excessos foram corrigidos pela atenuação atmosférica e
pela posição com a técnica de múltiplos feixes. A emissão neste período é consistente com
as observações dos rádios polarímetros, RSTN e a derivada do fluxo de raios-X moles do
GOES. A posição dos feixes do SST no período das 18:26 UT é mostrada na Figura 14
Capítulo 4. Análise e Resultados
43
Figura 13: Perfis 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.
Na Figura 15 são mostrados os espectros rádio para os períodos dos máximos de
emissão registrados pelos rádio-polarímetros (45 e 90 GHz) e o SST (212 e 405 GHz). O
painel esquerdo (18:15 UT) mostra um tipico espectro de emissão giro-síncrotron com um
máximo em ∼ 5 GHz. Por outro lado, no painel direito (18:26 UT) é mostrado um espectro
incomum, onde claramente são observados dois máximos, um em ∼ 5 GHz e o outro em
∼212 GHz. A natureza de este duplo espectro é desconhecida, mas é provável que tenha
Capítulo 4. Análise e Resultados
44
Figura 14: 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.
relação com os espectros com fluxos aumentando para altas frequências já observados por
Kaufmann et al. (2004).
Figura 15: Espectro da emissão nos instantes 18:15 e 18:26 UT. Painel esquerdo: Tipico espectro girosíncrotron com máximo em ∼ 5 GHz. Painel direito: Espectro incomum com máximos em ∼ 5 GHz e
∼212 GHz
Na Figura 16 são mostrados os dados do SST dos feixes 4 (212 GHz) e 5 (405 GHz)
em unidades do índice de cintilação. Os dados do índice de cintilação foram suavizados
Capítulo 4. Análise e Resultados
45
com uma média móvel sobre 5 s. Aumentos de 10% no índice de cintilação (indicando
a presença de pulsações) foram observados no período antes do lançamento da CME,
enquanto que durante o instante do lançamento da CME uma notável diminuição das
pulsações é observada. Os subsequentes aumentos no índice de cintilação estão relacionados com a mesma explosão solar. Além disso, foram observados aumentos no índice
de cintilação sem nenhuma associação aparente com os aumentos das emissões descritas
acima.
Figura 16: Perfil temporal do índice de cintilação extraído dos dados do SST.
A Figura 17 mostra a diferença entre os excessos de temperatura com polarização
circular direita e esquerda, estas diferenças são proporcionais aos graus de polarização.
Foram obtidos graus de polarização de 0,09 e 0,12 para o excesso de emissão as 18:15
UT, 45 e 90 GHz respectivamente, a partir dos rádio polarímetros usando a Equação
2.6. Mudanças na intensidade do campo magnético de 700 e 2000 G, para 45 e 90 GHz
respectivamente, foram calculadas usando a Equação 2.11.
Capítulo 4. Análise e Resultados
46
Figura 17: Perfil temporal da diferença entre polarização circular direita e esquerda mostrando mudanças
notaveis na polarização em torno das 18:15 UT.
47
5 Conclusões
No contexto da descrição do evento em múltiplos comprimentos de onda, um dos
principais objetivos do presente trabalho foi explorar o fenômeno de polarização usando
os rádio polarímetros solares operando em 45 e 90 GHz associando-os com a emissões
detectadas pelo SST e sua possível conexão física com o lançamento de uma CME.
As explosões solares com polarização são otimos indicadores de fenômenos, que
ocorrem no Sol, envolvendo mudanças do campo magnético na região de propagação
das ondas. Tendo em conta os campos magnéticos estimados (700 e 2000 G para 45
e 90 GHz, respectivamente) e usando a teoria magneto-iônica parece que o gradiente
nessas duas frequências próximas é grande. O fato interessante é que o excesso de emissão
(𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅} +𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝐿} )/2 e o grau de polarização, proporcional a (𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝑅} −𝑇𝑠𝑜𝑢𝑟𝑐𝑒{𝐿} )/2,
nessas frequências coincide temporalmente com o possível momento do lançamento da
CME (∼18:15 UT), sugerindo que a CME esteja associado a um transiente magnético,
ocasionando uma instabilidade que gerou as estruturas impulsivas subsequentes.
Os aumentos das pulsações sub-milimétricas nos períodos antes da CME, durante
os períodos impulsivos da explosão solar e períodos sem alguma atividade mensurável,
sugerem que estes fenômenos não são uma característica única do período do lançamento
de uma CME. Consequentemente, os esforços de diagnóstico têm que ser dirigidos a
investigar a natureza física dessas pulsações sub-milimétricas. O modelo desenvolvido
por Zaitsev, Stepanov e Kaufmann (2014), mencionado na seção 2.2, é uma tentativa de
explicar estas pulsações.
Embora os dados de raios-X duros não estavam disponíveis para a data do evento
analisado, foi considerado o efeito Neupert, no qual a derivada do fluxo em raios-X moles é
proporcional ao fluxo em raios-X duros. Na Figura 13 (Painel superior) é possível observar
que os máximos da derivada do fluxo de raios-X moles coincidem com os períodos para os
quais são observados estruturas impulsivas nos rádio polarímetros às 18:15 UT e no SST
às 18:26 UT, o que sugere emissões muito energéticas nesses períodos.
Como a polarização resultante depende da direção do campo magnético predominante na região é conveniente analisar o fenômeno usando as condições de rádio propagação dentro de um meio magneto-iônico e adicionando as contribuições para a profundidade
ótica extraordinária e ordinária introduzidas por Zhelezniakov (1970). Por esta razão, o
comportamento das ondas milimétricas e sub-milimétricas será analisado posteriormente
com esta teoria usando a solução numérica para valores típicos de concentração de elétrons,
campo magnético e temperatura. Assim, é esperado que o grau de polarização circular,
como também sua dependência com a frequência podem ser previstos mais realisticamente
Capítulo 5. Conclusões
48
com o modelo de Zhelezniakov (1970).
Os resultados dão uma visão das ordens de grandeza dos campos magnéticos nas
regiões para 45 e 90 GHz, até agora somente foi usada a aproximação quase-longitudinal
para um meio magneto-iônico. Por tanto, é necessário introduzir outros efeitos que envolvam mudanças na polarização quando a radiação se propaga. Pode-se considerar o efeito
do acoplamento magnético neste meio. À medida que as ondas se propagam, mudando
o ângulo entre sua propagação e as linhas do campo magnético, a radiação atravessará
regiões em condições quase transversais. A polarização característica da radiação emergente será circular nas regiões de propagação quase longitudinais e tenderá a ser linear
nas regiões com propagação quase trans-versal. Quando há uma lenta variação de uma região quase longitudinal para uma quase transversal, ocorre um fenômeno de acoplamento
magneto-iônico entre as duas formas de propagação. Isto foi estudado com detalhe por
Cohen (1960) e Takakura (1961) e será objeto de desenvolvimento posterior, aplicado a
emissões em comprimentos milimétricos.
Para aprofundar nesta pesquisa está prevista a participação do novo projeto de
observação solar para completar parcialmente a lacuna espectral entre 0,4 e 30 THz (a)
Novos telescópios em solo em 0,67; 0,85; 1,3 e 1,5 THz (HATS) e (b) os fotômetros em
3 e 7 THz em vôos em balão estratosférico sobre a Antártica (SOLAR-T) (Kaufmann et
al., 2014).
49
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