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

Universidade Presbiteriana Mackenzie Escola de Engenharia Programa de Pós-Graduação em Ciências e Aplicações Geoespaciais Ray Fernando Hidalgo Ramírez Atividade solar em comprimentos de onda mm e sub-mm e sua associação com uma ejeção de massa coronal 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 (10 7 10 8 K). As partículas aceleradas propagam-se ao longo das linhas do campo magnético e interagem com o ambiente de plasma nos extremos e nos pés do arco, produzindo emissão em múltiplos comprimentos de onda. O plasma aquecido evapora-se ao longo do arco e esfria-se lentamente emitindo raios-x moles. 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........ 40 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... 41 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............................. 41 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......... 42 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................................. 43 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. 44 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... 44 Figura 16 Perfil temporal do índice de cintilação extraído dos dados do SST.... 45 Figura 17 Perfil temporal da diferença entre polarização circular direita e esquerda mostrando mudanças notaveis na polarização em torno das 18:15 UT................................... 46

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 H-α SST CME LASCO GOES OVSA HXR SXR CSR ISR POEMAS ADC HPBW RSTN GBSRBS SOHO SDO AIA Extremo ultravioleta Linha de emissão Hidrogênio alfa Telescópio Solar Sub-milimétrico Ejecção de massa coronal Coronógrafo Espectrográfico de Grande ângulo Satélite Geoestacionário Operacional Ambiental Interferômetro solar de Owens Valley Raios-X duros Raios-X moles Radiação síncrotron coerente Radiação síncrotron incoerente POlarização da Emissão Milimétrica da Atividade Solar Unidades digitais nominais do rádio receptor Largura de feixe de meia potencia ou Ângulo de abertura Rede de Rádio Telescópios Solares Rádio Espectrômetro Solar Green Bank Observatório Solar e Heliosférico Observatório Dinâmico Solar Arranjo Imageador Atmosférico

Lista de símbolos ν λ Γ B n E ω 0 Δω I I pol I nat χ ε p p c ψ RL I R,L T R,L T b k B c I x,o Frequência da rádio-emissão Comprimento de onda da rádio-emissão Fator de Lorentz Intensidade do campo magnético Densidade do plasma Intensidade do campo elétrico Frequência angular de oscilação Banda estreita de frequência angular Intensidade total da radiação Intensidade da radiação polarizada Intensidade da radiação naturalmente polarizada Orientação da elipse de polarização Excentricidade da elipse de polarização Grau de polarização Grau de polarização circular Diferença de fase entre a radiação com polarização direita menos a esquerda Intensidade da radiação com polarização direita e esquerda Temperatura da antena com polarização direita e esquerda Temperatura de brilho Constante de Boltzmann Velocidade da luz Intensidade para as componentes extra-ordinária e ordinária da radiação

T x,o τ x,o Y Temperatura de brilho com polarização no modo extra-ordinário e ordinário Opacidade para a componente extraordinária e ordinária da radiação propagando-se num meio magneto-ativo Parâmetro magneto-iônico relacionado à giro-frequência ν B Giro-frequência β P K i T ant T sys T rec T sky T sun T source τ ν S ν η ν S index σ Beta do plasma: Razão entre a pressão do gás e a pressão magnética Pressão do gás Coeficiente de calibração de temperatura para o i-ésimo receptor do Telescópio Solar Sub-milimétrico Temperatura da antena Temperatura do sistema Temperatura do receptor Temperatura do céu Temperatura do Sol Temperatura da fonte Profundidade ótica para a radiação com frequência ν Fluxo da radiação com frequência ν Eficiência de abertura para a frequência ν Índice de cintilação Desvio padrão

Sumário 1 Introdução..................................... 16 1.1 Objetivos.................................... 18 1.2 Descrição dos Capítulos............................ 18 2 Revisão da Literatura............................... 20 2.1 Observações de explosões solares em comprimentos de onda milimétricos e sub-milimétricos................................. 20 2.2 Mecanismos THz................................ 22 2.3 Polarização na propagação das rádio emissões................ 25 2.4 Ejeções de massa coronal............................ 28 3 Instrumentação e Metodologia......................... 32 3.1 Instrumentação................................. 32 3.1.1 Telescópio Solar Sub-milimétrico................... 32 3.1.2 Rádio telescópios solares milimétricos de polarização........ 33 3.1.3 Rede de Rádio Telescópios Solares................... 33 3.1.4 Rádio Espectrômetro Solar Green Bank................ 33 3.1.5 Satélite GOES............................. 34 3.1.6 Instrumento WIND-WAVES...................... 34 3.1.7 Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo........... 34 3.1.8 Instrumento AIA............................ 34 3.2 Metodologia................................... 35 3.2.1 Redução dos dados do Telescópio Solar Sub-milimétrico....... 35 3.2.2 Redução dos dados dos Rádio telescópios milimétricos solares de polarização............................... 38 3.2.3 Redução dos dados dos instrumentos complementares........ 39 4 Análise e Resultados............................... 40 5 Conclusões.................................... 47 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 10 32 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 (10 7 10 8 K). As partículas aceleradas propagam-se ao longo das linhas do campo magnético e interagem com o ambiente de plasma nos extremos e nos pés do arco, produzindo emissão em múltiplos comprimentos de onda. O plasma aquecido evapora-se ao longo do arco e esfria-se lentamente emitindo raios-x moles. 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 (10 3 10 4 K) e denso (> 10 13 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 10 4 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 ν max 1, 2 10 6 B Γ 2 Hz, sendo Γ o fator de Lorentz. Com Γ 20 e B 1000 G, a frequência ν max 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 10 12 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 ν R = 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 10 7 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 10 15 cm 3. Para proporcionar o grau de ionização elevado necessário para frequências de Langmuir ν p 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 ( 10 5 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 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) 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 Pros Contras Free-free (1,3,8) Mecanismo conhecido Conflito com SXR para a fase impulsiva Síncrotron e- (2, 3, 8) Mecanismo conhecido Parâmetros extremos Síncrotron e+ (2, 3) Mecanismo conhecido, Correlação com raios-γ Parâmetros extremos, Conflito com a intensidade de raios-γ Cherenkov (4) Correlação com raios-γ Propriedades dielétricas desconhecidas, Partículas altamente relativísticas requeridas Microbunching (5,9) Correlação com raios-γ Mecanismo pouco conhecido Emissão de plasma (6,7) Correlação com raios-γ, Alta luminosidade Absorção free-free Compton inverso (4) Correlação com raios-γ 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) = E 0 (t)e iω0t, sendo E 0 (t) a amplitude complexa do campo elétrico, ω 0 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: E x (t) = E 0x (t)e iω 0t+iψ x(t) E y (t) = E 0y (t)e iω 0t+iψ y(t) (2.1) As escalas de tempo características das fases ψ x, ψ y e as amplitudes E 0x, E 0y variam lentamente quando comparadas com o seu período de oscilação 2π/ω 0. 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 E x (t) e E y (t) na componente não polarizadas (também chamada caótica ou naturalmente polarizada) são não-coerentes e seguem a condição E x (t)e y(t) * = 0, em que a barra denota a média sobre um intervalo Δt 1/Δω. Alternativamente, E x (t)

Capítulo 2. Revisão da Literatura 26 e E y (t) são coerentes na componente polarizada e seguem a condição E x (t)e * y(t) 0. Esta última condição para a radiação polarizada é explicada pelo fato que a taxa E y /E x é independente do tempo, isto é, a taxa das amplitudes E 0y /E 0x e a diferença de fase ψ xy = ψ x ψ y, 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 I pol, 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 I nat. Em geral, a radiação pode ser caracterizada completamente por quatro valores: a intensidade total I = I nat + I pol, o grau de polarização p = I pol /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, U = pi cos 2σ sin 2χ, (2.2) 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 esquerda e à direita. As intensidades destas componentes iguais a I R = EOR 2 + I nat /2 e I L = EOL 2 + I nat /2, onde E 0R e E 0L 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 ψ RL. Neste caso, os parâmetros de Stokes estão relacionados com as grandezas definidas acima através das fórmulas: I = I R + I L Q = 2E 0R E 0L cos ψ RL, U = 2E 0R E 0L sin ψ RL, (2.3) V = I R I L

Capítulo 2. Revisão da Literatura 27 Se somente alguns dos parâmetros de Stokes são determinados por medições de polarização, é impossível ter informação completa da polarização da radiação observada. Por exemplo somente as intensidades I R e I L, de duas componentes circularmente polarizadas, são medidas em rádio observações. Como resultado, é possível calcular o grau de polarização circular p c = I R I L I R + I L = V I (2.4) maneira Esta grandeza está relacionada com o grau de polarização p = I pol /I da seguinte p c = p sin 2σ (2.5) O valor absoluto de p c 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 = 2k B T b ν 2 /c 2, sendo k B a constante de Boltzmann, T b a temperatura de brilho, ν a rádio frequência e c a velocidade da luz. O grau de polarização será: p = T R T L T R + T L, (2.6) sendo T R e T L as temperaturas de brilho com polarização circular à direita e à esquerda respectivamente. Por outro lado, segundo a relação de dispersão (fórmula de Appleton-Hartree) da radiação em um meio em presença de campo magnético (birrefringente), a radiação se divide em uma componente ordinária e outra extraordinária. Assim, o grau de polarização é definido como: p = I x I o I x + I o, (2.7) sendo I x e I o 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 = T x T o T x + T o = e e τo τx, (2.8) 2 e τo τx e

Capítulo 2. Revisão da Literatura 28 sendo T x e T o as temperaturas de brilho com polarização nos modos extraordinário e ordinário, respectivamente, τ o e τ x as profundidades óticas para o raio ordinário e extraordinário. Para um plasma oticamente fino (τ 1), é representado por: p = τ x τ o τ x + τ o (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 Y L : p = 2Y L, 1 + YL 2 (2.10) sendo Y L = ν B cos θ/ν, ν B = 2, 8 10 6 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: com dy L = 2, 8 10 6 db cos θ/ν (Zhelezniakov, 1970). dp = 2(1 + Y 2 L ) (1 + Y 2 L ) 2 dy L, (2.11) 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 10 15 g, a velocidades radiais no intervalo de 200 até 2000 km/s, o que corresponde a energias cerca de 10 31 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 10 12 A, no máximo da explosão solar, para 4 10 10 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 K i = ΔT i /ΔADC i, onde ΔT i é a diferença de temperatura em graus Kelvin entre as duas fontes calibradoras para o i-ésimo feixe, e ΔADC 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 coeficientes de calibração K i diferentes, um para cada feixe. A temperatura total do sistema T sys 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: T sys,i = T rec,i + T sky,i (1 e τ/ sin El ) + T source,i e τ/ sin El, (3.1) sendo T rec,i a temperatura do receptor (tipicamente 2000 K para os receptores em 212 GHz), T sky a temperatura da céu (tipicamente 280 K), τ mede a opacidade do céu na direção do zênite, El o ângulo de elevação, e T source a temperatura da fonte observada no Sol. Quando se observa uma região ativa, T source contêm tanto contribuição do Sol quieto quanto de uma explosão solar em processo, descrita da seguinte maneira: T source,i = η i T QS,i + ε i T burst,i, (3.2) sendo T 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)), T burst,i a contribuição de uma explosão ponderada sobre o área do feixe, e ε i 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 η i modificando a contribuição do Sol quieto para cada feixe. Melo et al. (2005) encontraram que para apontamentos perto do centro do disco solar η i 0, 5 em 212 GHz e η i 0, 6 em 405 GHz, enquanto que para apontamentos perto do limbo η i 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 T sky. O SST realiza vários scan tau ao longo de um dia de observação. Com efeito, as grandezas T sys,i, T rec,i, T sky,i, τ, El e ε i são todas medidas, assim a contribuição de temperatura de uma explosão solar pode ser determinada por: T burst,i = T sys,i T rec,i T sky,i (1 e τ/ sin El τ/ sin El ) η i T QS e (3.3) ε i e τ/ sin El Uma vez que T burst,i é determinado para cada feixe, pode ser aplicada a técnica dos múltiplos feixes, e assim determinar o fluxo total S ν da explosão solar e sua posição Az s

Capítulo 3. Instrumentação e Metodologia 37 e El s. Quando os feixes são considerados Gaussianos e de igual eficiência de abertura ε 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: ( (Azi Az s ) 2 + (El i El s ) 2 ) T burst = T burst,i exp, (3.4) 2σ 2 e sendo Az i e El i o azimute e a elevação das posições projetadas do feixe i, e σe 2 = σb,i+σ 2 s 2 a convolução do feixe com a fonte, sendo σ b,i a largura Gaussiana do feixe i. Então, são necessárias quatro medições independentes e cada largura σ b,i para determinar o fluxo S ν, a posição Az e El, e a largura da fonte σ s ; quando somente estão disponíveis medições de trés feixes independentes, se considera que σ b,i σ s. Assim, é obtida uma temperatura de antena T 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 fluxo solar (1 SFU = 10 22 W m 2 Hz 1 ) usando a aproximação de Rayleigh-Jeans S ν = 2k BT burst ν 2 c 2 = 2k BT burst η ν A geo, Ω beam (3.5) sendo k B a constante de Boltzmann, ν a frequência (ν = 212 e 405 GHz), c a velocidade da luz, Ω beam o ângulo sólido ocupado pelo feixe, η ν a eficiência de abertura, A geo a área geométrica da antena e T burst 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, S index. 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 S index = σ 3s /(T sun T 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.

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: T source{r,l} = T R,L T sky{r,l} (1 e τ/ sin El ) e τ/ sin El, (3.6) sendo T source{r,l} a temperaturas de antena com polarização à direita e à esquerda corrigidas pela opacidade, T R,L as temperaturas de antena com polarização à direita e à esquerda sem corrigir pela opacidade, T sky{r,l} a temperatura do céu, τ a opacidade e El a elevação. A temperatura do céu T sky{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 T source{r,l} são convertidas para unidades de fluxo solar usando a aproximação de Rayleigh-Jeans S ν = 2k BT A η ν A geo, (3.7) sendo k B a constante Boltzmann, T A a semi-soma das temperaturas de antena medidas em polarização circular direita e esquerda (T source{r} + T source{l} )/2, η ν abertura e A geo a área geométrica dos telescópios. a eficiência de O grau de polarização definido pela equação 2.6 é determinado usando o perfil temporal da semi-diferença das temperaturas de antena (T source{r} T source{r,l} )/2. Na sequencia, as variações no campo magnético nas regiões da propagação das ondas são calculados usando a equação 2.11. 3.2.3 Redução dos dados dos instrumentos complementares Os dados complementares da RSTN, GBSRBS, satélite GOES, WIND-WAVES e instrumento AIA foram obtidos já calibrados e prontos para ser plotados. 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