PAINEL 197
TEMPORAL AND SPATIAL COMPARISON OF SUBTERAHERTZ X-RAYS, UV AND Hα
α
EMISSION DURING AN X-CLASS FLARE
Guillermo Gimenez de Castro1, Gerard Trottet2, Sam Krucker3, Pierre Kaufmann1,4, Maria Luisa Luoni5
1 - CRAAM/Mackenzie; 2 - LESIA, Observatoire de Paris-Meudon, France; 3 - SSL, University of
California, USA; 4 - CCS, Unicamp, Brasil; 5 - IAFE, CONICET, Argentina
We analyze the temporal and spatial relationship between subterahertz (212 and 405 GHz), hard Xrays, UV and Hα emission during the GOES X 6.5 event on December 6, 2006 at about 18:44 UT. This
event produced a double radio spectrum, which is dominated by gyrosynchrotron at frequencies
< 20 GHz but has a different component in the subterahertz range of unknown origin. Hard X-ray
light curves and images have been obtained from RHESSI. UV observations of the TRACE
flarewatch 1600 program with a temporal resolution of ∼ 2 seconds are used to derive light curves at
different emitting sources. A similar methodology is followed with Hα images obtained by the Hα
Solar Telescope for Argentina (HASTA) with 5 seconds of temporal resolution. The 40 ms
subterahertz flux density time profiles obtained with the Solar Submillimeter Telescope (SST) are
compared with the light curves from the different hard X-ray, UV and Hα sources, looking for
temporal and spatial correlations. Although SST is not an imaging telescope, it allows us to locate
where the bulk of the emission comes. Our preliminary results show a strong correlation between UV
sources and the subterahertz. We will discuss these results in terms of energy and particle transport
in the solar atmosphere.
PAINEL 198
ESTRUTURAS FINAS DECIMÉTRICAS SOLARES TIPO U E TIPO J: ESTIMATIVA DE
PARÂMETROS DA FONTE EMISSORA
José Augusto S. S. Dutra1, Francisco C. R. Fernandes1, José R. Cecatto2, Hanumant S. Sawant2
1 - UNIVAP; 2 - INPE
Neste trabalho, apresentamos uma análise de cinco estruturas finas decimétricas registradas entre
junho, 2000 e outubro, 2001 pelo Brazilian Solar Spectroscope (BSS) na faixa de frequência de 9502500 MHz. Todas as rádio-emissões estão associadas a flares solares (classes C, M ou X em raios-X
moles). Para dois eventos (06/jun/2000 e 25/out/2001) foram registradas CME no mesmo período.
Baseado nas características morfológicas temporais/espectrais apresentadas nos seus espectros
dinâmicos, as estruturas finas foram classificadas como explosões tipo-U ou tipo-J. Considerando uma
explosão tipo-U como uma assinatura da emissão de rádio gerada por feixe de elétrons viajando ao
longo das estruturas magnéticas fechados das regiões ativas associadas aos flares, os parâmetros
físicos da fonte puderem ser estimados. As altas resoluções temporal e espectral dos dados permitiram
a determinação das características espectro-temporais das rádio-emissões e então estimar parâmetros
físicos das fontes, bem como aspectos da morfologia magnética dos arcos. Para cada uma das explosões
foram estimadas a velocidade do feixe de elétrons (entre 0,15-0,45 c) e a temperatura no vértice do
5
6
arco magnético (da ordem de 10 -10 K) e inferido um limite inferior para a intensidade do campo
magnético (10-20 G) na região emissora. Os resultados serão apresentados e discutidos, e comparados
com os resultados anteriores da literatura. Será ainda discutida a implicação do imageamento solar
com resolução espacial da ordem de segundos de arco, que será possível em breve com o Brazilian
Decimetric Array (BDA) e sua aplicação na determinação das dimensões dos arcos magnéticos.
PAINEL 199
ANALYSIS AND CORRECTION OF SELECTION BIAS IN TRANSIT SOLAR DIAMETER
OBSERVATIONS
Sergio C Boscardin1, Jucira L Penna1, Alexandre H Andrei1,2, Eugênio Reis Neto3, Victor de A D’Ávila1,4
1 - ON/MCT; 2 - OV/UFRJ; 3 - MAST/MCT; 4 - UERJ
Transit observations are important tools in astronomy. They are intrinsically relative, and in so far a
significant part of the error budget is dismissed. The principle is at the basis of the solar diameter
determination by CCD astrolabes. Ultimately, in this case the reference of transit is the stable Earth
gravity equipotential surface. The solar diameter variations derived from this setting are however
disturbed by the apparatus response, and more importantly by the complex entwining of the fuzzy
solar limb and the turbulent Earth atmosphere. The variation systematic parts are small, some tens
of mas, and well modeled by their seasonal signature. The non-systematic part, ranging hundreds of
mas, has a much more elusive signature. It is noticed a posteriori as large, unexpected excursions
from the time series trend. The practice has been either to smooth their effects by averaging time
intervals, or trusting the skilled observer to remove them or to not attempt observations under
unfavorable conditions. None is quite satisfactory. Using the large, well documented data from the
ON/MCT-RJ, solar diameter continuous series, we are developing a two-fold approach for removing
faulty observations, using geometry and image related tests. The geometry tests survey whether the
observation was taken symmetrically relative to the transit times. If not, images are chosen to
achieve the desired symmetry. The image related tests survey whether the solar limb is clearly
displayed in the images. Those where it was not are removed. We demonstrate that each of the
contributions can give rise to errors of several tens of mas, and their combination can escalate to some
hundreds of mas. An automated treatment of the observations is being developed, and the series will
be re-analyzed.
PAINEL 200
EJEÇÕES DE MASSA CORONAL DE BAIXA ENERGIA E ”FLARES”
José R. Cecatto, Márcia R.G. Guedes, Bruna C. Braga
INPE
33
Ejeções de Massa Coronal (CMEs) são fenômenos energéticos (até > 10 erg) produzidos no Sol,
principalmente durante o período de máximo de um ciclo de atividade. De morfologia variada, os mais
17
característicos são aqueles formados por uma gigantesca (até 10 g) nuvem de gás magnetizada em
forma de arco - originada em regiões da atmosfera solar com campo magnético fechado e mais intenso
(poucos G a ∼ 100 G) que o Sol calmo - que pode acelerar conforme se move em direção ao espaço
exterior. A velocidade de propagação varia de dezenas a poucos milhares de km/s, com um valor médio
10
em torno de 470 km/s, enquanto a massa varia por 7 ordens de grandeza a partir de 10 g. Os valores
mínimos registrados tanto de velocidade quanto de energia dos CMEs informam sobre o limiar
mínimo de ocorrência do fenômeno e condições físicas na região de onde se originam. O experimento
LASCO, a bordo do satélite SOHO, observa os CMEs sistematicamente desde 1996. Por sua vez,
34
”flares” são fenômenos energéticos (até 10 erg) que ocorrem em regiões quentes, densas e
magnetizadas da atmosfera solar. Baseado em dados do LASCO, apresentamos resultados da análise
25
27
de um conjunto de CMEs com v < 200 km/s e energias 10 - 10 erg em termos de suas distribuições e
da energia armazenada nas estruturas de origem. Também discutimos a associação ou não destes
CMEs com ”flares” em termos da energia total, bem como suas principais características.
PAINEL 201
EMISSÃO SUB-Thz DE ELÉTRONS TÉRMICOS LEVEMENTE RELATIVÍSTICOS
Joaquim Eduardo Rezende Costa1, Paulo José de Aguiar Simões2, Carlos Guillermo Gimènez de
Castro2
1 - INPE; 2 - CRAAM/Mackenzie
A componente sub-THz de explosões solares é uma emissão observada em alguns flares que se
caracteriza como um pico secundário no espectro, tipicamente acima de 100 GHz. São encontrados na
literatura modelos que explicam o espectro mas que demandam condições extremadas ou do ambiente
ou do acelerador para serem possíveis. Nesse trabalho analisamos as vantagens de se utilizar toda a
energia associada à distribuição eletrônica responsável pela emissão do flare em microondas para
8
produzir um aquecimento (T ≈10 K) e explicar a emissão sub-THz como um sub-produto. É proposto
um modelo mais vantajoso de emissão sincrotrônica de elétrons térmicos e não térmicos no lugar de
uma dupla componente não-térmica. Estudamos as condições de um aquecimento localizado
cromosférico para produzir a emissão da componente sub-THz em explosões solares, como
consequencia da distribuição dos elétrons injetados associados à componente principal das emissões
na faixa de microondas. Exploramos a emissão giro-sincrotrônica do plasma aquecido pelo feixe de
elétrons injetados em direção a uma cromosfera imersa em um campo magnético intenso (B > 5000 G).
Para isso usamos um formalismo relativístico na distribuição dos elétrons térmicos. Os resultados
mostram um espectro de duplo pico resultante das emissões de elétrons não-térmicos e do plasma
24-25
3
aquecido. Foram necessários pequenos volumes, da ordem de 10
cm , de material quente em
8
temperaturas da ordem de 10 K nos pés do arco magnético, para explicar as observações na região
sub-THz.