Durante um dia de observação, o SST realiza algumas rotinas observacionais, ca- libração da temperatura, mapas solares, scan tau e scan azimuth. A Figura 7 mostra o perĄl temporal da potência recebida em unidades ADC† para um período de calibração.
Figura 7: Rotinas de calibração realizadas pelo SST durante um dia de observação: Calibração da tem- peratura, Mapas solares, Scan Tau 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 coe- Ącientes �i = Δ�i/Δ���i, onde Δ�i é a diferença de temperatura em graus Kelvin entre as duas fontes calibradoras para o i-ésimo feixe, e Δ���i é a diferença de temperatura em unidades digitais nominais (ADC) entre os dois calibradores. Portanto, a diferença obtida no sinal pode ser convertida em temperatura. Há seis coeĄcientes de calibração �i diferentes, um para cada feixe.
A temperatura total do sistema �sys medida pelo SST durante um período de observação contêm contribuições do receptor, do céu e da fonte no Sol, esta última ate- nuada pela atmosfera terrestre. Para cada receptor i a temperatura do sistema pode ser
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representada por:
�sys,i = �rec,i+ �sky,i(1 ⊗ �⊗τ / sin El) + �source,i�⊗τ / sin El, (3.1) sendo �rec,i a temperatura do receptor (tipicamente 2000 K para os receptores em 212 GHz), �sky a temperatura da céu (tipicamente 280 K), á mede a opacidade do céu na direção do zênite, �� o ângulo de elevação, e �source a temperatura da fonte observada no Sol.
Quando se observa uma região ativa, �source contêm tanto contribuição do Sol quieto quanto de uma explosão solar em processo, descrita da seguinte maneira:
�source,i = Öi�QS,i+ �i�burst,i, (3.2) sendo �QS,i a temperatura do Sol quieto (medições de 5900 e 5100 K em 212 e 405 GHz, respectivamente, foram feitas por Silva et al.(2005)), �burst,i a contribuição de uma explosão ponderada sobre o área do feixe, e �i a eĄciência de abertura para uma fonte compacta (valores típicos de 0,35 em 212 GHz e 0,20 em 405 GHz). Quando o feixe é apontado no centro do disco solar, então o Sol quieto ilumina grande parte dos lóbulos laterais do feixe, assim a sua contribuição tem uma eĄciência da ordem da unidade, por outro lado terá uma menor eĄciência quando o feixe é apontado no limbo. Para lidar com isso, foi incluído o fator Öi modiĄcando a contribuição do Sol quieto para cada feixe.Melo et al. (2005) encontraram que para apontamentos perto do centro do disco solar Öi ≡0, 5 em 212 GHz e Öi ≡0, 6 em 405 GHz, enquanto que para apontamentos perto do limbo Öi pode ser 50% menor.
A opacidade atmosférica á é medida quando o SST realiza uma das rotinas de calibração chamada scan tau (Figura 7), que consiste em fazer uma varredura com o telescópio na direção da elevação, desde o zênite ate aproximadamente o horizonte. O efeito da elevação na opacidade atmosférica aparente é a causa principal de quanta potência é recebida pelo telescópio, esta dependência com a elevação pode ser ajustada usando um modelo de atmosfera plano-paralelo, com a Ąnalidade de calcular a opacidade no zênite
á e a temperatura do céu �sky. O SST realiza vários scan tau ao longo de um dia de
observação.
Com efeito, as grandezas �sys,i, �rec,i, �sky,i, á, �� e �i são todas medidas, assim a contribuição de temperatura de uma explosão solar pode ser determinada por:
�burst,i =
�sys,i⊗�rec,i⊗�sky,i(1 ⊗ �⊗τ / sin El) ⊗ Öi�QS�⊗τ / sin El
�i�⊗τ / sin El
(3.3)
Uma vez que �burst,i é determinado para cada feixe, pode ser aplicada a técnica dos múltiplos feixes, e assim determinar o Ćuxo total �ν da explosão solar e sua posição ��s
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e ��s. Quando os feixes são considerados Gaussianos e de igual eĄciência de abertura �i, pode ser usado um método analítico (Costa et al.,1995;Giménez de Castro et al., 1999). Uma vez que a posição é determinada, esta pode ser usada para corrigir a temperatura pela posição da explosão. Para feixes Gaussianos idênticos, a correção é dada por:
�burst = �burst,i×��� ⎠ (��i⊗��s)2+ (��i ⊗��s)2 2à2 e ⎜ , (3.4)
sendo ��i e ��i o azimute e a elevação das posições projetadas do feixe i, e à2
e =
à2
b,i+às2a convolução do feixe com a fonte, sendo àb,i a largura Gaussiana do feixe i. Então, são necessárias quatro medições independentes e cada largura àb,i para determinar o Ćuxo
�ν, a posição �� e ��, e a largura da fonte às; quando somente estão disponíveis medições de trés feixes independentes, se considera que àb,i ⪰às. Assim, é obtida uma temperatura
de antena �burst corrigida pela atenuação atmosférica e pela posição, determinada das observações independentes dos diferentes feixes.
As temperaturas da antena corrigidas são convertidas para unidades de Ćuxo solar (1 SFU = 10⊗22 W m⊗2 Hz⊗1) usando a aproximação de Rayleigh-Jeans
�ν = 2�B�burstÜ2 �2 Ωbeam = 2�B�burst Öν�geo , (3.5)
sendo �B a constante de Boltzmann, Ü a frequência (Ü = 212 e 405 GHz), � a velocidade da luz, Ωbeam o ângulo sólido ocupado pelo feixe, Öν a eĄciência de abertura,
�geo a área geométrica da antena e �burst a temperatura da antena. Este procedimento pode fornecer o Ćuxo, posição e em alguns casos a largura da fonte para cada instante medido, ou seja com a resolução temporal de adquisição dos dados. No entanto, em alguns eventos, somente um ou dois feixes detectam a emissão da explosão, e nem o Ćuxo nem a posição podem ser determinados sem ambiguidades (Krucker et al.,2013).
Um índice útil para a detecção rápida de pulsações de distintas naturezas como de origem solar, variações de opacidade atmosférica ou instrumental é o índice de cintilação,
�index. Este índice é deĄnido como a razão do desvio padrão das Ćutuações dos dados de
40 ms normalizado com a diferença do valor médio do sinal para o Sol e o nível do céu, ou seja �index = à3s/(�sun⊗�sky), tomadas cada 3 segundos.
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.
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