Modelo de regiões ativas em rádio freqüências - Caius Lucius Selhorst (2007)
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.