Modelo de regiões ativas em rádio freqüências

• Ano de defesa: 2007
• Autor(a) principal: Caius Lucius Selhorst
• Orientador(a): Adriana Valio Roque Silva
• Banca de defesa: Carlos Alexandre Wuensche de Souza, Carlos Guilhermo Giménez de Castro, Nelson Vani Leister
• Tipo de documento: Tese
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)
• Programa de Pós-Graduação: Programa de Pós-Graduação do INPE em Astrofísica
• País: BR
• Resumo em Inglês: The goal of this work is to model in 3-D the solar atmosphere over active regions in order to reproduce the emission of these regions at radio frequencies. The model computes the radiative transfer equations for the thermal bremsstrahlung and gyro-resonance emission mechanisms. Because there are no measurements of magnetic fields intensities in the higher solar atmosphere, the MDI photospheric magnetrograms had to be extrapolated. Based on the extrapolated magnetic fields we propose that all magnetic field lines with intensities greater than a |B|min have a flux tube formed around them, with temperatures and densities differing from the quiet Sun values. The model was tested by reproducing the emission from the active regions observed at 17 and 34 GHz by NoRH. At 34 GHz the observed emission is only due to bremsstrahlung, whereas gyro-resonance becomes important at 17 GHz. Active regions with emission only due to bremsstrahlung are weakly polarized, whereas those which present gyro-resonanse emission have polarization degree greater than 30%. The brightness temperature of non-polarized active regions at 17 and 34 GHz is due to the changes of density and temperature distributions in the cromosphere and transition region, the changes at coronal heights have a small influence in the observed brightness temperature. In the highly polarized active regions, however, the gyro-resonance could be the most important emission mechanism at 17 GHz, depending on the height where the 3rd harmonic ( 2000 G) is formed. The MDI magnetograms have good accuracy for weak magnetic fields, however, they are not able to measure magnetic field intensities greater than |B| = 2000 G at the photosphere. The best solution found here was to fit gaussians to the photospheric magnetic field amplified by a factor of 2 in the active region negative umbra (NOAA 10008). With the amplified magnetic field intensities, the 3rd harmonic occurs at the base of the solar corona (3500-4000 km). To reproduce the brightness temperature maxima of 106 K, the densities at the base of the corona range between 109 and 1010 particles cm−3 and temperatures of 3 − 5 × 106 K. These density values are comparable to the observed measurements at EUV, whereas temperatures as high as these are observed only in soft X-rays. We conclude that the model is able to reproduce very well the maxima brightness temperatures at 17 and 34 GHz and also the morphology of these regions.
• Link de acesso: http://urlib.net/sid.inpe.br/mtc-m17@80/2007/09.03.17.18

Este trabalho tem como objetivo modelar em 3 dimensões a atmosfera solar acima de regiões ativas a fim de reproduzir a emissao destas em rádio freqüências. O modelo calcula as equações de transferência radiativa para os mecanismos de emissão bremsstrahlung e giro-ressonância térmicos. Por não existirem medidas das intensidades dos campos magnéticos na atmosfera solar, foram feitas extrapolações potenciais a partir de magnetogramas fotosféricos obtidos pelo MDI. A partir da extrapolação de campo magnético, propomos que linhas de campo magnético que possuam pés com intensidades maiores que um |B|min tenham tubos de fluxo ao seu redor com temperaturas e densidades maiores que os valores da atmosfera do Sol calmo. O modelo foi testado através da comparação com as medidas observacionais obtidas pelo NoRH em 17 e 34 GHz. Em 34 GHz a emissão observada é proveniente apenas do bremsstrahlung, enquanto em 17 GHz a giro-ressonância também torna-se importante. Regiões ativas com emissão devida apenas ao bremsstrahlung possuem baixo grau de polarização em 17 GHz, enquanto as que possuem também emissão giro-ressonante possuem polarização maior que 30%. A temperatura de brilho de regiões não-polarizadas observadas em 17 e 34 GHz deve-se às alterações nas distribuições de densidade e temperatura na cromosfera e região de transição, mudanças em alturas coronais pouco influem nos valores das temperaturas de brilho destas regiões ativas. Em regiões polarizadas, a emissão giro-ressonante pode se tornar o mecanismo mais importante na emissão em 17 GHz, dependendo da altura de formação do 3 harmonico ( 2000 G). Os magnetogramas obtidos pelo MDI possuem boa precisão para os campos magnéticos menos intensos, mas não são capazes de medir campos com intensidades acima de |B| = 2000 G na fotosfera. A melhor solução encontrada para isto foi o ajuste de gaussianas às medidas de intensidade do campo magn´etico multiplicadas por um fator 2 na umbra negativa da região ativa (NOAA 10008). Com as intensidades do campo magnético aumentadas, o 3 harmonico foi gerado na base da coroa solar (3500-4000 km). Para termos máximos de temperatura de brilho maiores que 106 K, as densidades na base da coroa devem estar entre 109 e 1010 partículas cm−3 e temperaturas de 3−5×106 K. Estes valores de densidades são compatíveis com as medidas observacionais feitas em EUV, enquanto que temperaturas tão altas quanto estas são observadas apenas em raios X moles. Concluímos que o modelo reproduz muito bem as medidas máximas das temperaturas de brilho em 17 e 34 GHz e é também capaz de reproduzir a morfologia destas regiões.