Ciências e Aplicações Geoespaciais - Teses - CRAAM

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Análise de explosões solares em 45 e 90 ghz observadas por POEMAS com medidas de polarização
Silva, Douglas Félix da (2020-03-26)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Solar flares, resulting from the activity of the Sun, are among the most energetic phenomena in the Solar System, and in the most extreme cases directly affect our highly technological society. In this work, we analyze solar flares detected at millimeter, centimeter, and X-ray wavelengths. Solar flares observed in these energy bands allow the diagnostics of accelerated electrons and magnetic field values where the radio emission is produced. To better understand the accelerated electrons and magnetic fields involved in the flares, two methods were explored. We report on the first use of polarization masurements of solar flares at millimetre wavelengths to investigate the configuration of the magnetic field and determine the population of accelerated electrons by studying the signatures of radio and hard X-ray spectra. To model the magnetic configuration, two solar flares were analyzed. These were observed by the POlarization Emission of the Millimeter Activity of the Sun system (POEMAS) telescopes. Additional spectral data at microwaves from 1 to 15 GHz were obtained from the Radio Solar Telescope Network (RSTN) and at high frequencies (212 and 405 GHz) by the Submillimetre Solar Telescope (SST). X-ray data from the Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) were used to characterize the morphology of the source, also the 335 Å images and magnetograms of active regions from the Solar Dynamic Observatory (SDO) were used to infer the magnetic loop geometry. The flux density and polarization spectra at radio wavelengths were fit using a model simulating the gyroemission in a 3D structure of a non-homogeneous magnetic loop. The second approach analyses the accelerated particles at different frequencies. For this, we investigated ten solar flares that occurred between 2011 and 2013, observed in radio from 5 to 212 GHz (RSTN, POEMAS, SST) and X-rays up to 300 keV and 1000 keV in one case (Rhessi and Fermi). The spectral index was calculated by fitting the Ramaty gyrosynchrotron emission model to the observed radio spectrum, while the hard X-ray spectra were fitted using a model of thermal plus nonthermal emission of accelerated electrons with a power-law distribution. Finally, the results of both indices were compared, yielding a harder radio index than that obtained in X-rays. Except for one event detected by Fermi up to 1 MeV that was studied in detail
Detecção automática de explosões solares em 45 e 90 GHZ observadas pelos poemas
Lessa, Vanessa Santos (2022-03-17)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
A cada 11 anos, o Sol passa por períodos de atividade, com a ocorrência de muitas explosões solares (súbita liberação de energia solar, de origem magnética, que acelera as partículas, emitindo em todo o espectro eletromagnético) e ejeções de massa. O estudo da atividade solar é muito importante devido aos seus efeitos sobre a Terra. O POEMAS (POlarização de Emissão Milimétrica da Atividade Solar) é um sistema de dois telescópios, instalados em CASLEO (Complexo Astronômico El Leoncito) na Argentina, que monitora o Sol em dois comprimentos de onda milimétrica (45 e 90 GHz). O objetivo desse trabalho é detectar automaticamente as explosões solares observadas pelos polarímetros. Porém primeiramente é necessário eliminar o ruído de fundo, causado principalmente por problemas instrumentais, nas curvas de luz da emissão solar milimétrica. A metodologia utilizada para exclusão dos ruídos apresentados no sinal proposta neste trabalho utiliza a tendência de série temporal. A subtração deste modelo das curvas de luz fornece o dado de entrada para automatizar a detecção de explosões solares utilizando técnicas de inteligência artificial. Uma Rede Neural foi treinada para reconhecer padrões e analisar um conjunto de dados a fim de identificar as explosões solares. Hidalgo Ramírez et al. (2019) identificaram visualmente e analisados 30 eventos do POEMAS entre 2011/11/22 e 2013/12/10. A metodologia apresentada nesse trabalho confirmou 87% dos eventos listados por Ramírez et al., além disso a rede neural foi capaz de identificar pelo menos 9 novos eventos. Como a rede neural foi treinada para detectar eventos impulsivos (com duração menor que 5 min), explosões de longa duração não foram automaticamente detectados. A inspeção visual dos dados do POEMAS comparando-os com dados em micro-ondas do RSTN permitiu a identificação de mais 11 explosões solares de longa duração em 45 GHz. Discutimos alguns problemas encontrados e possíveis soluções para trabalhos futuros.
Exoplanets atmospheres and habitability
Estrela, Raissa de Lourdes Freitas (2020-09-17)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
A descoberta de milhares de exoplanetas em trânsito na última década, e os que serão detectados com o TESS e a próxima geração de telescópios de alta resolução, torna a caracterização de atmosferas de exoplanetas um dos campos mais interessantes da próxima década. Ao analisar a atmosfera desses planetas, podemos inferir sua composição e obter informações sobre sua formação e evolução. Nesta pesquisa de doutorado, caracterizamos as atmosferas de exoplanetas no visível usando o instrumento Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo do Hubble Space Telescope (HST). Nos comprimentos de onda azuis, pode-se restringir a presença de espalhamento de Rayleigh devido a neblinas fotoquímicas ou hidrogênio molecular e detectar assinaturas de Na, K, H2O ou TiO / VO. Até o momento, a maioria dos planetas observados com o HST são Hot-Júpiter que ainda mantêm uma atmosfera primária. Ao contrário dos planetas gigantes, há poucas observações de HST de pequenos planetas próximos na região de transição entre super-Terras e sub-Neptunes, no entanto, eles são a população representativa de planetas detectados com levantamentos de trânsito e velocidade radial. Esses pequenos planetas podem ter uma atmosfera secundária. Eles devem atrair a atenção nos próximos anos e, portanto, como segundo objetivo deste projeto, investigamos a evolução da atmosfera de pequenos planetas próximos observando as relações entre seu raio, insolação e densidade. Embora a presença de uma atmosfera secundária possa ser um dos fatores-chave para a habitabilidade dos planetas terrestres, outros fatores podem ter um impacto e devem ser levados em consideração, como a atividade da estrela hospedeira. Portanto, nosso objetivo final é determinar a habitabilidade dos planetas terrestres usando uma atmosfera primitiva ou atual semelhante à da Terra sob o ambiente de uma estrela em arco. Além disso, também analisamos se um oceano nesses planetas ajudaria a proteger a vida da prejudicial radiação UV estelar.
Influência da atividade magnética na atmosfera solar e na propagação de ejeções de massa coronal de estrelas do tipo-solar
Menezes, Fabian Marcel (2021-10-04)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
O Sol e outras estrelas possuem um campo magnético que permeia seu interior e superfície, e se estende pelo meio interplanetário. A atividade estelar é conduzida pelo campo mag nético e influencia diversos fenômenos e propriedades estelares. Uma dessas propriedades é a atmosfera solar. Medições do raio e do limbo do Sol fornecem informações importantes sobre a estrutura e a temperatura da atmosfera. O raio solar varia em função da frequência de observação, pois a radiação eletromagnética dominante é produzida em diferentes alti tudes da atmosfera. Portanto, diferentes camadas da atmosfera solar podem ser sondadas com observações em múltiplos comprimentos de onda. Além disso, a atividade magnética solar afeta processos físicos e condições na atmosfera e no meio interplanetário próximo da Terra, o que é conhecido como clima espacial. As ejeções de massa coronal (CME) são exemplos de fenômenos e processos físicos derivados da atividade magnética solar. CMEs são nuvens de plasma, com o campo magnético, ejetadas da coroa solar e são os eventos mais impactantes no clima espacial próximo à Terra. Neste trabalho, (i) utilizamos dados do telescópio SST e observações do ALMA para medir o raio solar médio em 100, 212, 230 e 405 GHz, para analisar como suas respectivas séries temporais se relacionam com o ciclo de atividade solar, e para investigar como o tamanho do feixe da antena e o nível de abrilhantamento de limbo podem afetar as medições do raio e limbo solares usando dois métodos diferentes; (ii) utilizando simulações de varreduras solares, estimamos níveis de abrilhantamento de limbo para as frequências subterahertz supracitadas; e finalmente, (iii) simulamos trajetórias de CMEs do Sol, Kepler-63 e Kepler-411 com diferentes pa râmetros de entrada e analisamos como esses parâmetros influenciam na trajetória de CMEs. Nossos resultados mostraram que o método, que utiliza o ponto-de-inflexão como definição de limbo, é mais acurado no cálculo de raio solar em comprimentos de onda de rádio. Os resultados dos raios médios estão de acordo com a tendência raio-vs–frequência formada por observações relatadas na literatura. As séries temporais de raio equatorial estão fracamente correlacionadas com a atividade solar, enquanto que as séries de raio polar estão anticorrelacionadas. Com relação ao abrilhantamento de limbo, os intervalos estimados estão de acordo com medidas anteriores relatadas na literatura e, pela primeira vez, estimamos os valores de abrilhantamento de limbo para frequências de 212 e 405 GHz, obtidos a partir de mapas solares de baixa resolução espacial. Por fim, os resulta dos mostram que as trajetórias de CME são mais defletidas em função da configuração e intensidade magnética da superfície da estrela. Palavras-chaves: atividade estelar; observações solares centro-limbo; ejeção de massa coronal.
Polarização das emissões solares em comprimentos de onda milimétricos
Hidalgo Ramírez, Ray Fernando (2019-08-26)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Polarization of radio emissions from solar bursts provides essential information about conﬁned plasma regimes submitted to magnetic ﬁeld in quiescent, pre-explosion, sudden energy release and decay phases. Investigations at microwaves and longer wavelengths have widely been carried out. Observations of polarization are carried out continuously by the ﬁrst time at two millimeter wavelengths by two solar radio polarimeters named POEMAS at 45 and 90 GHz (6.6 and 3.3 mm, respectively) operating at El Leoncito Observatory, Argentina Andes. The present research is divided in two parts. First, the center-to-limb variation of polarization of solar bursts is investigated. A total of 30 bursts observed by the radio polarimeters, between 2012 and 2013, were analyzed. We show increasing degreeofpolarizationwithheliocentricangle,butatapproximately50∘ aturnover isobservedwiththedegreeofpolarizationbeginningtodecreaseforlargerangles. We also found a weak correlation between bursts ﬂux density and their heliocentricangle,i.e.solarburstswithhigherﬂuxdensitytendtooccurclosertothelimb. To interpret the observational results, a numerical simulation of the polarization degree spectra for gyro-synchrotron emission was performed. As for the second part of this research, the S-component time evolution at millimeter wavelengths of a active region throughout the solar disk is studied. We observe ﬂux enhancementswiththepassageoftheactiveregionwithaspectralindex,atthemaximum, between 2-6 taking into account the measurement of errors. This double spectrum of active region emission at radio wavelengths can favor a core-halo distribution ofradiobrightnessoveractiveregions.Anenhancementinthedegreeofpolarization of about 40 % is observed in the second half of the active region transit at 45 GHz, however, it is disregarded due to the error propagation. Also, no signiﬁcant enhancement in the degree of polarization is observed at 90 GHz.
Rotação diferencial de estrelas pelos métodos de trânsito e máxima entropia
Simplicio Netto, Dirceu Yuri (2019-08-27)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Modulações na curva de luz de uma estrela são causadas pela presença de manchas e fáculas em sua superfície. Durante o trânsito planetário manchas podem ser cobertas pelo planeta, criando um pequeno aumento na curva de luz durante o trânsito. O modelo de trânsito planetário foi aplicado às estrelas Kepler-17 e Kepler-63 para modelar as características físicas das suas manchas: localização, temperatura e tamanho. Aplicamos também o modelo de máxima entropia (MME) para ajustar as modulações no fluxo rotacional. Com a aplicação dos modelos um mapa da superfície da estrela e um mapa da distribuição das regiões ativas foram criados. Para Kepler-17, estrela ativa do tipo solar que possui um planeta Júpiter quente transitando em uma órbita coplanar, foi estimado o perfil de rotação a partir das localizações das manchas. Foram encontradas duas longitudes ativas principais. A partir do MME estimamos um mínimo para a rotação diferencial relativa (ΔΩ/Ω) de 0,08 ± 0,05 e 0,14 ± 0,05, sendo a nossa determinação afetada pelo tempo finito de vida das manchas e dependendo dos parâmetros adotados no modelo de manchas. Este resultado condiz com o valor de (ΔΩ/Ω) = 0,08 ± 0,009 encontrado a partir do modelo de trânsito planetário. A comparação entre os mapas demonstrou uma boa correlação das manchas nas longitudes ativas da estrela. Devido à órbita quase polar do planeta que orbita a estrela Kepler-63, jovem estrela ativa do tipo solar, foi possível gerar um gráfico da distribuição de manchas em latitude no tempo (conhecido como digrama de borboleta, no caso Solar). Com o MME foi possível estimar um mínimo de (ΔΩ/Ω) = 0,015. As possíveis áreas cobertas durante o trânsito planetário não nos permitem observar as mesma longitudes em trânsitos consecutivos em pequenos períodos de tempo para observar uma mesma mancha evoluindo, tornando inconclusiva a determinação de uma rotação diferencial relativa, assim como a comparação entre os mapas obtidos pelos dois modelos.
Serviço local de periodograma em GPU para detecção de trânsitos planetários
Basile, Antonio Luiz (2017-06-13)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Understanding other stellar systems is crucial to a better knowledge of the Solar System, as is the study of extrasolar planets orbiting the habitable zone of their host star central to the understanding of the conditions that allowed life to develop on our own planet. Presently there are thousands of confirmed planets, mostly detected by the Kepler satellite as they eclipse their host star. This overload of data urges an automatic data search for planetary transit detection within the stellar light curves. Box-Fitting Least Squares (BLS) is a good candidate for this task due to the intrinsic shape of the transiting light curve. Further improvement is obtained by parallelization of the BLS according to the number of bins. Both the sequential and parallel algorithms were applied to six chosen Kepler planetary systems (Kepler-7, Kepler-418, Kepler-439, Kepler-511, Kepler-807, Kepler-943) and to different light curve lengths. In all cases, speedup increased from 3 to 45 times as the number of bins increased, because the performance of the sequential version degrades with an increase in the number of bins, while remaining mainly constant for the parallel version. For smaller planets with longer orbital periods, a large number of bins is necessary to obtain the correct period detection.
Star activity: starspots, superflares, and differential rotation in k-type stars
Souza, Alexandre Araújo de (2022-01-27)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
Estrelas do tipo solar podem apresentar intensa atividade magnética. Nesta tese, apresentamos um estudo sobre atividade estelar em sistemas planetários com estrelas do tipo K. Entende-se por atividade estelar os fenômenos de manchas estelares e superflares. A estrela Kepler-411, do tipo espectral K2V, apresenta período de rotação médio de 10,52 dias, raio de 0,79 R⊙ e massa de 0,83 M⊙, enquanto a estrela Kepler-210, também do tipo espectral K, tem um período de rotação médio de 12,5 dias, raio de 0,69 R⊙ e massa de 0,63 M⊙. Kepler-411 é uma estrela ativa com pelo menos quatro planetas em órbita, onde três deles eclipsam a estrela. Os planetas são uma super-Terra e os dois maiores são mini Netunos com raios de 1,8, 3,2 e 3,3 R⊕ e períodos de 3,0, 7,8 e 58,0 dias, respectivamente. Esta estrela foi observada pelo satélite Kepler por cerca de 600 dias com um número total de 195 trânsitos para o planeta Kepler-411b, 76 trânsitos para o planeta Kepler-411c e 10 trânsitos para o planeta Kepler-411d. Kepler-210 é uma estrela ativa, com 2 exoplanetas do tipo Netuno (Kepler-210b e Kepler-210c), com raios 3,08 e 3,99 R⊕ e períodos de 2,45 e 7,97 dias, respectivamente. Em um sistema multiplanetário, cada planeta ocultará diferentes latitudes da estrela durante seu trânsito, dependendo do ângulo de inclinação e do semieixo maior da órbita. Durante um desses trânsitos, um planeta pode ocultar uma mancha na fotosfera da estrela, causando pequenas variações em sua curva de luz. Ao detectar a mesma mancha em um trânsito posterior, é possível inferir o período de rotação estelar naquela latitude e assim estimar o perfil de rotação diferencial da estrela. Neste trabalho aplicamos o modelo descrito em Silva (2003), para caracterizar as manchas estelares, o que resultou na detecção de um total de 45 manchas durante os trânsitos do Kepler-411b, 143 manchas nos trânsitos de Kepler-411c e 10 manchas nos trânsitos de Kepler-411d. Para a Kepler-411 a análise das manchas detectadas nas diferentes latitudes do trânsito destes planetas resulta em um cisalhamento diferencial de 0, 0500 ± 0, 0006 radianos/dia ou uma rotação diferencial relativa de 8, 4 ± 0, 1%, assumindo um perfil de rotação semelhante ao solar. Na investigação de superflares estelares, as análises das curvas de luz resultaram em 65 superflares com energias entre 1033 − 1035 ergs. Buscando entender as conexões existentes entre as manchas estelares e superflares da Kepler-411, encontramos uma correlação positiva entre a área das manchas e a energia das superflares ao considerar as médias tomadas a cada 16 a 35 dias, com a maior correlação ocorrendo para intervalos de 21 dias. Este intervalo de tempo provavelmente está relacionado ao tempo de vida das manchas da Kepler-411. Para a Kepler-210, foram detectadas 107 manchas estelares e um cisalhamento diferencial de 0, 0564 ± 0, 0028 radianos/dia e uma rotação diferencial relativa de 11, 1 ± 0, 5% e um ciclo magnético com periodicidade de 545 dias. Entretanto, na análise das curvas de luz da Kepler-210, não foram encontradas superflares. Por fim, investigamos os parâmetros das duas estrelas que possam influenciar na geração de superflares. Ambas estrelas são bastante semelhantes entre si, com massa, raio, período de rotação e sistema planetários similares, e também apresentaram mais de uma centena de manchas durante o período de observação, mas apenas uma delas, Kepler 411, produziu explosões. Análise das características físicas das manchas mostrou que a estrela sem superflares, Kepler-210, apresentava manchas com raio duas vezes maiores que as da Kepler-411. Portanto, concluímos que a área das manchas estelares não parece ser um fator decisivo na geração de superflares, mas sim a complexidade magnética das regiões ativas.

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