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 processa- das a Ąm 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 extrapola- ção 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 (Figura9) classe GOES X1,7 ocorrida no dia 27 de janeiro de 2012, a partir das 17:37 UT e atingindo seu máximo as 18:35 UT na região ativa AR1402 (N33W85) no limbo solar.
Figura 9: Explosão solar classe GOES X1,7 do dia 27 de janeiro de 2012, vista nos diferentes comprimentos de onda do instrumento AIA.
Esta explosão solar tinha associada uma CME observada pelo coronógrafo C2 de LASCO com primeira aparição às 18:27 UT. As imagens do coronógrafo mostraram um arco propagando-se para o exterior com uma velocidade de 2500 km s⊗1 e aceleração de
160 m s⊗2 (Figura 10). O instante do lançamento da CME, 18:14 UT, foi inferido pela
extrapolação linear das observações do coronógrafo C2 de LASCO no limbo solar. O tempo real do lançamento da CME pode ter acontecido antes devido que para a extrapolação não foi considerada uma possível fase de aceleração que é provável ter ocorrido no início.
A Figura11mostra 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 Figura13são mostrados perĄs temporais descrevendo a atividade solar durante o evento. A seta indica o instante extrapolado do lançamento da CME. O Ćuxo em raios-X moles na faixa de 1 Ű 8 Å do GOES (curva vermelha) e a sua derivada (curva preta) são mostrados no painel superior. O Ćuxo 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 Ćuxo 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 Ćuxo da RSTN exibe estruturas complexas "A", "B" e "C". No período "A" é possível observar atividade com características pulsantes.
A emissão em comprimentos milimétricos registrada pelos rádio polarímetros em 45 e 90 GHz exibe pequenos excessos de 40 K (140 SFU) e 10 K (172 SFU), respectivamente, consistentes com as emissões em comprimentos milimétricos detectadas pela RSTN e com a derivada do Ćuxo em raios-X moles na faixa de 1 Ű 8 Å.
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 á 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 Ćuxo 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: PerĄs temporais do evento do 27 de janeiro de 2012 em comprimentos de onda de raios-X moles, rádio decimétrico, milimétrico e sub-milimétrico.
superposta com uma imagem do instrumento AIA em 94 Å.
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 Ćuxos 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 giro- síncrotron com máximo em ≍ 5 GHz. Painel direito: Espectro incomum com máximos em ≍ 5 GHz e ≍212 GHz
Na Figura16são 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 relacio- nados 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: PerĄl temporal do índice de cintilação extraído dos dados do SST.
A Figura17 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: PerĄl temporal da diferença entre polarização circular direita e esquerda mostrando mudanças notaveis na polarização em torno das 18:15 UT.
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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 (�source¶R♢+�source¶L♢)/2 e o grau de polarização, proporcional a (�source¶R♢⊗�source¶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 Ćuxo em raios-X moles é proporcional ao Ćuxo em raios-X duros. Na Figura13(Painel superior) é possível observar que os máximos da derivada do Ćuxo 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 predomi- nante na região é conveniente analisar o fenômeno usando as condições de rádio propaga- ção 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 envol- vam 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 emer- gente 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 re- gião 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).
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