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http://repositorio.utfpr.edu.br/jspui/handle/1/26672| Título: | Características das emissões na faixa do extremo ultravioleta (EUV) durante uma explosão solar classe X8.2 ocorrida no limbo solar |
| Título(s) alternativo(s): | Characteristics of extreme ultraviolet (EUV) emissions during a X8.2 class solar flare occurred in the solar limb |
| Autor(es): | Santos, Tallyta Layanne de Almeida |
| Orientador(es): | Santos, Jean Carlo |
| Palavras-chave: | Sol Explosão solar Espectro ultravioleta Atmosfera solar Campo solar magnético Sun Solar flares Ultraviolet spectra Solar atmosphere Solar magnetic fields |
| Data do documento: | 30-Set-2021 |
| Editor: | Universidade Tecnológica Federal do Paraná |
| Câmpus: | Curitiba |
| Citação: | SANTOS, Tallyta Layanne de Almeida. Características das emissões na faixa do extremo ultravioleta (EUV) durante uma explosão solar classe X8.2 ocorrida no limbo solar. 2021. Dissertação (Mestrado em Física e Astronomia) - Universidade Tecnológica Federal do Paraná, Curitiba, 2021. |
| Resumo: | Explosões solares são definidas observacionalmente por um aumento da emissão em diferentes comprimentos de onda do espectro eletromagnético. Neste trabalho investigamos as características da emissão na faixa do EUV, associada a uma explosão solar X8.2 que ocorreu próxima ao limbo solar no dia 10 de setembro de 2017. O evento consta na base de dados HEK como tendo início às 15:35:00 UT e pico de emissão às 16:06:00 UT. Ele está associado à região ativa NOAA 12673, inicialmente classificada como tipo alfa conforme as regras de classificação da complexidade magnética de Mt. Wilson. Ao cruzar o centro do disco solar sua complexidade magnética passou para beta-gama. Imagens no contínuo mostram que a região está associada a um grupo de manchas solares de formato irregular, e medidas do campo magnético indicam que a região é composta por polaridades positivas e negativas, formando mais de uma linha de inversão de polaridade. A inspeção das imagens em EUV para um período que vai das 13:00:00 UT às 19:00:00 UT indica que o plasma está confinado numa estrutura de campo magnético complexa, com arcos magnéticos conectando diferentes regiões da superfície solar e evoluindo quase estaticamente até início da explosão. Após, o campo magnético passa a evoluir dinamicamente formando uma estrutura de arcos pós explosão. Nas imagens é possível identificar a ocorrência de um jato de plasma antecedendo a explosão e, nos filtros em 94 e 131 Å, é observada a presença de estrutura filamentar, a qual pode estar associada à presença de uma lâmina de corrente. As curvas de luz obtidas a partir das imagens apresentam um aumento inicial na emissão em torno das 15:45:00 UT, associada ao jato de plasma, seguido de um aumento abrupto na emissão com o primeiro pico em torno das 16:07:00 UT. A análise de ondaleta da curva de luz indica o aparecimento de oscilações de curto período durante a explosão, sugerindo que sobreposto a uma fonte contínua de emissão existe uma componente pulsada que atua desde o aparecimento do jato até o início da fase de decaimento da emissão EUV. A evolução temporal do perfil vertical médio de emissão mostra que inicialmente as fontes de emissão aparecem na baixa atmosfera solar, posteriormente se deslocando para regiões mais altas e atingindo uma altitude final em torno de 42 Mm a partir da superfície do Sol. O deslocamento vertical da fonte sofre uma desaceleração durante o seu movimento. Por fim, aplicou-se uma análise estatística descritiva, através do cálculo de medidas de tendência central e medidas de dispersão dos pixeis que compõe cada imagem. Verificou-se que a distribuição dos valores muda sua tendência central quando do início do evento. Antes da ocorrência da explosão os pixeis apresentam uma distribuição próxima da normal, com os valores da média e da mediana próximos um do outro. Com o início da explosão os valores da média e da mediana se distanciam, a média aumenta bem acima da mediana, indicando que a distribuição passa a apresentar uma cauda para direita. As medidas de dispersão também são alteradas com o início do evento, o desvio padrão e a diferença entre o maior e menor valor apresentam mudanças mais significativas que as do desvio mediano da mediana e o intervalo interquartil. Duas medidas que apresentam bastante sensibilidade ao aparecimento de outliers são a assimetria e a curtose, ambas mostram aumento durante a ocorrência da explosão. |
| Abstract: | Flares are defined observationally as a sudden enhancement of emission in different wavelengths of the electromagnetic spectrum. In this work we investigate the characteristics of EUV emission associated with a X8.2 class flare that occurred near to the solar limb on September 10, 2017. This event appears in the HEK database with onset at 15:35:00 UT and emission peak at 16:06:00 UT. It is associated to active region NOAA 12673, which was initially classified as alpha-type according to the Mt. Wilson classification rules of magnetic complexity. When this active region crossed the center of the solar disc, its magnetic complexity changed to beta-gamma.Images on the continuum show that the region was associated with a group of irregular sunspots, and magnetic field measurements indicate that the region is formed by interacting positive and negative polarities, giving rise to more than one polarity inversion line. The image analysis in the EUV wavelength range for a period that starts at 13:00:00 UT and ends at 19:00:00 UT, indicates that the plasma is confined by a complex magnetic field that connects different solar surface regions and evolves almost statically until the moment of flare. After that, the magnetic field starts to evolve dynamically, forming a post-flare loop structure. In the EUV images it is also possible to identify the occurrence of a plasma jet preceding the event and, in the 94 e 131Å images, it is observed a filament structure that could be associated with a current sheet. The light curves obtained from the images show, at first, an emission enhancement at about 15:45:00 UT due to the plasma jet, followed by a sudden increase in the emission with the first peak occurring at about 16:07:00 UT. The wavelet analysis of the light curve indicates the appearance of short-period oscillations, which suggests that superimposed on an emission continuum source exists a pulsed component that acts from the appearance of the jet until the onset of the EUV emission decay phase. The temporal evolution of the mean vertical emission profile shows that emission sources appear first in the lower atmosphere and, as time goes by, they move to higher solar atmosphere regions, reaching at the end distances of about 42 Mm from the solar surface. It is also observed that the displacement velocity of the source slows down over time. Finally, we also applied a descriptive statistical analysis to the data through the calculation of the central tendency and dispersion metrics. Before the occurrence of the flare, the pixels in each image show a distribution of values close to the normal distribution, with the mean and median values close to each other. From the instant that the emission enhancement associated with the flare occurs, the mean and median values separate from each other. The mean increases way above the median values, indicating that the distribution starts to present a right tail. The dispersion metrics are also changed with the event onset, with the standard deviation and the difference between the largest and the smallest value showing more significant changes than the mean median deviation and the interquartile range. Two measures that present sensitivity to the appearance of outliers are the skewness and kurtosis, both present an enhancement during the eruption. |
| URI: | http://repositorio.utfpr.edu.br/jspui/handle/1/26672 |
| Aparece nas coleções: | CT - Programa de Pós-Graduação em Física e Astronomia |
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