Recentes Avanços sobre a Atividade Solar

Adriana V. R. Silva

CRAAM - Mackenzie

IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005

Sum

ário

Sum

ário

Atividade Solar

• Introdução:– Ciclo de atividade de 11 anos– Regiões ativas– Explosões e CMEs

• Avanços recentes:

• Explosões solares

– Emissão no submm (SST)

– Emissão em raio-X (RHESSI)

Sol

ar A

tmos

pher

e• Fotosfera: superfície

até 300 km, T=5780 K, manchas solares

• Cromosfera: até 3,000 km acima da superfície, T=104-105 K

• Coroa: vários raios solares, T=2-4 million K, vento solar

Ati

vida

de S

olar

• Devido ao campo magnético• Duração de 11 anos• Manifestações:

– Manchas solares– Erupção de filamentos– Explosões solares– Ejeções de massas coronais

Ati

vida

de S

olar

Ati

vida

de S

olar

• Explosões solares: até 1025J liberados em 100-1000 segundos, ocorrem em regiões ativas.

• Ejeções de massa coronal (CME): 5 1013 kg arremessados com centenas de km/s, 1023-1024J.

• Erupção de filamentos: ou proeminências, material frio (5000-10000 K) suspenso por campos magnéticos acima de linhas neutras.

• Fonte de energia: reorganização de campos magnéticos.

• Periodicidade de 11 anos: maior ocorrência e intensidade em épocas de máximo solar.

Cic

lo d

e at

ivid

ade

Cic

lo d

e at

ivid

ade

• Obs. de manchas solares pelos chineses há 3000 anos. Estudo sistemático por Galileu a partir de 1610;

• periodicidade de 11 anos no número de manchas, explosões solares, ejeções de massa, brilho da coroa em raio-X;

• máximo > 100 manchas;

Cic

lo d

e at

ivid

ade

Cic

lo d

e at

ivid

ade

1991

1996

Man

chas

sol

ares

• manchas escuras nas imagens do sol em luz visível;

• mais frias do que a superfície ao redor;• regiões de altas concentrações de campo

magnético;

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

• Fenômenos mais energéticos (1022-1025 J) e rápidos (até milisegundos) da coroa solar;

• emissão em todo espectro;

Imp. Gradual

PH

mm

Exp

losã

o so

lar

• Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos).

• aquece o plasma local

• acelera partículas até altas energias (elétrons até ~100 MeV e íons ~10 GeV) e produz grandes quantidades de radiação e partículas

• fonte de energia campo magnético

Aceleração de partículas

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

Emissão decimétrica

Partículaspropagando

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

e- aprisionadosemissão rádio

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

Emissão raio X

Emissão raio X

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

evaporaçãoemissão raio-X mole

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

Exp

losõ

es s

olar

esE

xplo

sões

sol

ares

• Liberação da energia no topo de arcos magnéticos;

CM

EC

ME

• Detectadas na década de 70 (OSO-7) por coronógrafos;

• CME tipo halo dirigidas para Terra;

• Ocorrem junto com erupção de proeminências (70%), explosões (40%), ou sozinhas;

• Grande fração da coroa envolvida na instabilidade e ejeção;

• Observação da diminuição da emissão raio-X e EUV é uma evidência da perda de matéria coronal material proveniente da baixa coroa.

CM

EC

ME

• Dois tipos de CME:

• Gradual: 400-600 km/s, aceleração

• Impulsiva: 500-1000 km/s, desaceleração

• Grande influência na Terra.

Cli

ma

Esp

acia

lC

lim

a E

spac

ial

Cli

ma

espa

cial

Cli

ma

espa

cial

Partículas energéticas, radiação, campos magnéticos e choques ao alcançar a Terra podem causar:

• perigo para astronautas no espaço;

• alteração nas órbitas de satélites;

• tempestades geomagnéticas;

• apagões da rede elétrica;

• alterações na ionosfera afetam as comunicações de longa distância• comportamento errático de instrumentos de navegação• alterações na camada de ozônio• auroras

Explosões Solares

(avanços recentes)

Rádio x Raio-X

• Evolução temporal em rádio similar a dos raios-X. os quais também são produzidos durantes as explosões;

• Emissão rádio de altas freqüências e raios-X são produzidos pela mesma população de elétrons acelerados;

• Emissão rádio produzida por diferentes mecanismos dependendo da freqüência: – Decimétrica: emissão coerente– Micro-ondas: giro-síncrotron– Mm e submm: giro-síncrotron+bremsstrahlung térmico

Telescópio Solar Submilimétrico (SST)

• Localização: Observatório CASLEO na Argentina (2500 m)

• 2 freqüências:– 212 GHz (4 receptores)– 405 GHz (2 receptores)

• Resolução temporal de 5 ou 40 ms

• Dedicado a obs. Solares.

Explosões em rádio de altas freqs (212 e 405 GHz)

• Emissão apresenta duas componentes:– “bulk” (minutos), cujo espectro é o

prolongamento da radiação girosíncrotron observada em microondas;

– pulsos (sub-segundos) com espectro crescente.

• Explosão gigantesca (4-nov-2003)– emissão “bulk” com espectro crescente – pico

em freqs. THz.

Raio-X mole

Micro-ondas

Raio-X duro

mm

04-nov-2003 flare

• Classificação GOES: X28 (maior explosão já detectada)

• Observada em raios-X, ultravioleta, H, micro-ondas and e submilimétrico

• pulsos de 1000 sfu com duração de 500-700 ms• espectro crescente até 405 GHz

Kaufmann et al. (2004)

Micro-ondas

405 GHz212 GHz

Pulsos

Espectro rádio

Nova componente

THz

Pulsos de subsegundos

• Duração de 100 ms a 1 s.

• Taxa de ocorrência de e perfil temporal das amplitudes dos pulsos acompanham a evolução da emissão gradual (“bulk”).

• Espectro crescente

rate

amplitude

bulk

Raulin et al. (2003)

Pulsos x CME Explosão de 22/03/2000 Pulsos de 100 K com duração de 100 a 300 ms; Início dos pulsos coincide com o tempo de saída da ejeção de massa coronal (CME).

Kaufmann et al. (2003)

RH

ES

SI

• Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager

• Lançado em 5-fev-2002• Imagens de raios-X

– Alta resolução espacial (2”), espectral (1-5 keV) e temporal (10 ms)

• Espectro de raios-X e gama– 3 keV a 15 MeV

• Objetivo: Explorar a física dos mecanismos de aceleração de partículas e liberação explosiva de energia em explosões solares.

Res

ulta

dos

rece

ntes

• 181 publicações nos últimos 3 anos

1. 1a imagem de uma explosão solar em raios-;

2. Movimento // das fontes X localizadas nos pés dos arcos magnéticos;

3. Movimento vertical de fontes coronais4. Linhas de raios- de Fe, Mg, Si, Ne, C

e O, resolvidas pela primeira vez em flares;

5. Microflares

X-Class Flare of 2002 July 23

• 00:27:20–00:43:20 UT• GOES X4.8

• Location: S13E72

(Lin et al. 2003)

• Linhas raios- produzidas pela colisão nuclear de íons energéticos com a atmosfera solar.• 2.223 MeV: linha de formação de deutério por captura de neutrons.• centróide da emissão de 2.223 MeV deslocado de 20” da emissão de 0.3-0.5 MeV (bremsstrahlung de elétrons)• diferença em aceleração e/ou propagação entre os elétrons e os íons acelerados em explosões solares.

Explosão de 23-jul-2003 (TRACE+RHESSI)

Primeira imagem em

Mov

imen

tos

das

font

es X • 3+ fontes X > 30 keV: pés dos arcos

magnéticos• Uma das fontes move-se por 10 min ao

longo dos pés da arcada de campos magnéticos.

• Velocidade do movimento das fontes associada com o fluxo da emissão X.

• Reconexão magnética: taxa alta de reconexão das linhas de campos magnéticos (maior velocidade dos footpoints) produzem mais elétrons energéticos por unidade de tempo e portanto maior emissão X.

Fonte coronalSui & Holman 2003

Imagens (10-25 keV)

Evolução da fonte coronal acima do topo do arco magnético: Separação Stationária ~ 2 mins Velocidade de 300 km/s

12-25keV

25-50 keV

Stochastic Acceleration throughout the loop - Miller/Petrosian

Loop-top source

π0 Decay

Nonthermal Bremsstrahlung

Thermal Bremsstrahlung

Espectro teórico de uma explosão solar

Positron and NuclearGamma-Ray lines

T = 2 x 107 K

T = 4 x 107 K

RHESSI solar count spectrum from 11:06:20 – 11:10:04 on Oct. 28, 2003

(Smith et al. 2003)

e+ - e- n-capture

bremsstrahlung

narrow linesbroad lines

23 July 2002 flare nuclear de-excitation lines (Smith et al. 2003)

Linhas

• Produzidas pela de-excitação de íons (C, O, Ne, Mg, Si, Fe);

• Resolvidas pela primeira vez;• Redshift 0.1%-0.8% decrescendo com a massa do

íon;• Redshift maior do que o esperado para uma

distribuição isotrópica de íons em um campo magnético radial => campo magnético inclinado de 40o com relação à superfície.

47

Mic

rofl

ares

• 1 hora de obs. em 2-mai-2002

• Pelo meno 7 eventos com emissão com energias > 3 keV

• Spectro na fase impulsiva (E>7 keV): térmico + lei-de-potência ( ~ 5-8)

• E~1026-1027 erg

• Característica similares a das explosões normais.

Microflares de Regiões AtivasKrucker et al. 2002

Flares/Microflares em regiões ativasDistribuição de explosões tem um índice < 2, i.e. a energia fornecida pelas explosões solares não é suficiente para aquecer a coroa solar (e.g. Crosby et al. 1993, Shimizu et al. 1997)

Mas e se a distribuição tiver uma inclinação maior para energias? aquecimento por microflares/nanoflares