Model of active regions at radio frequencies / Modelo de regiões ativas em rádio freqüências

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DATA DE PUBLICAÇÃO

2007

RESUMO

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.

ASSUNTO(S)

atividade solar configurações de campo magnético rádio emissão do sol atmosfera solar astrofÍsica radiative transfer solar atmosphere solar radio emission transferência radiativa magnetic field configurations solar activity atrophysics

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