Deteccion-milimetrica-de-la-actividad-solar--caracterizando-fluctuaciones-de-senal

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UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICO
POSGRADO EN CIENCIAS (ASTRONOMÍA)
INSTITUTO DE ASTRONOMÍA
“DETECCIÓN MILIMÉTRICA DE LA ACTIVIDAD
SOLAR:
CARACTERIZANDO FLUCTUACIONES DE SEÑAL”
T E S I S
QUE PARA OPTAR POR EL GRADO DE
DOCTOR EN CIENCIAS (ASTRONOMÍA)
PRESENTA
JOSÉ ENRIQUE PÉREZ LEÓN
TUTOR PRINCIPAL
Dr. DAVID SALOMÉ HIRIART GARCÍA
Instituto de Astronomı́a-UNAM
MIEMBROS DEL COMITÉ TUTOR
Dr. JOSÉ EDUARDO MENDOZA TORRES
Instituto Nacional de Astrof́ısica Óptica y Electrónica
Dr. STANLEY SMITH KURTZ
Centro de Radioastronomı́a y Astrof́ısica-UNAM
Dr. ALEJANDRO LARA SÁNCHEZ
Instituto de Geof́ısica-UNAM
México, D.F., Febrero de 2013
ABSTRACT
EMISIONES MILIMÉTRICAS DE REGIONES SOLARES ACTIVAS
JOSÉ ENRIQUE PÉREZ LEÓN
DOCTORADO EN CIENCIAS (ASTRONOMÍA)
UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICO
AGOSTO 2011
Dirigida por Dr. David Salomé Hiriart Garćıa
Este trabajo presenta los resultados de un estudio de factibilidad de la construcción de un
espectropolaŕımetro en la región milimétrica para el Radio Telescopio Solar de 5 metros
de diámetro (RT5) para el estudio de las regiones activas del Sol. Con ello se busca
expandir los estudios de polarización al campo de la radiof́ısica solar milimétrica que
no ha sido explorado con profusión. El RT5 es un proyecto conjunto entre el Instituto
Nacional de Astrof́ısica Óptica y Electrónica y los institutos de Geof́ısica y Astronomı́a
de la Universidad Nacional Autónoma de México para instalar y operar el RT5 en el
volcan Sierra Negra, Puebla.
Para conocer las debilidades y fortalezas de instrumentos similares operando a fre-
cuencias milimétricas se realizaron observaciones, reducción y análisis de datos del Solar
Submillimeter Telescope (SST). Esto llevó a la detección de una prominencia solar en la
región milimétrica y submilimétrica. Los datos de radio fueron obtenidos en el SST du-
rante observaciones en Septiembre 26 del 2009. La señal de la prominencia fue detectada
a 212 y 405 GHz en un barrido en la dirección este-oeste local del sitio del SST sobre el
disco solar. La detección en radio de la promiencia fue confirmada con las imágenes de
HeII del Extreme Ultraviolet Imaging Telescope del satélite Solar and Heliospheric Obser-
vatory (EIT/SOHO). La intensidad máxima de la emisión de radio se correlaciona con una
3
señal en exceso sobre la señal de fondo y posiciona la fuente de emisión de la prominencia
solar a una altura h ≈ 105 km sobre el limbo solar. Suponiendo un mecanismo de emisión
tipo libre-libre, tal exceso en la intensidad de la señal corresponde a una temperatura
de brillo de Tb ∼ 10
3 K y es consistente con una temperatura electrónica y densidad de
electrones T ∼ 5.6 × 103 K y ne ∼ 10
10 cm−3, respectivamente, para ambas frecuencias.
Adicionalmente, se analizaron datos provenientes del radiotelescopio RATAN-600 con el
que también se detectó esta prominencia solar. Las observaciones del RATAN-600 fueron
practicadas en modo de barrido simultáneamente en 52 canales que cubren el rango es-
pectral de 6.15 a 17.14 GHz.
Ya que el diseño de los receptores milimétricos para astronomı́a depende de la trans-
parencia y estabilidad del cielo en el sitio, se utilizaron mediciones radiométricas a 210 GHz
de Sierra la Negra para determinar estas propiedades. Asimismo, se realizó este tipo de
análisis para la sierra de San Pedro Mártir, Baja California como un posible sitio para
instalar un radio telescopio solar milimétrico. En ambos sitios estuvieron operando ra-
diómetros a la frecuencia de 210 GHz.
Índice General
1 Introducción 1
1.1 Antecedentes y motivación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2 Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar 7
2.1 Emisión Milimétrica del Sol Quieto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2 Emisión Milimétrica del Sol activo y su propagación . . . . . . . . . . . . . 11
2.3 Actividad solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.3.1 Ráfagas solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.3.2 Prominencias solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar 31
3.1 Observaciones de la Prominencia Solar con el RATAN-600 . . . . . . . . . 45
3.2 Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4 Opacidad Milimétrica en Sierra Negra 51
5 Opacidad Milimétrica y Vapor de Agua en la Sierra de San Pedro
Mártir, B. C. 73
6 Observatorios Solares Milimétricos y Centimétricos 83
6.1 El Solar Submillimeter Telescope (SST) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
6.1.1 La instrumentación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
6.1.2 Reducción de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
4
Índice General 5
6.1.3 Observaciones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
6.2 El Radiotelescopio RATAN-600 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
6.3 El Radiotelescopio Solar Milimétrico de 5 Metros (RT5) . . . . . . . . . . . 99
6.4 Un Radiotelescopio Solar Milimétrico para el OAN-SPM . . . . . . . . . . 101
6.5 Sistema de Polarimetŕıa para el RT5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
7 Resumen y Trabajo Futuro 109
7.1 Resumen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
7.2 Trabajo a Futuro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
6 Índice General
Caṕıtulo 1
Introducción
La actividad del Sol ha sido observada con la ayuda de instrumentos desde tiempos
de Galileo quien realizó por primera vez observaciones de cuerpos celestes utilizando un
telescópico. Una de las primeras observaciones hechas por Galileo fueron las manchas so-
lares burdamente bosquejadas en sus apuntes y que fueron publicadas en 1613 en “Istoria
e Dimostrazioni Intorno Alle Macchie Solari e Loro Accidenti Rome” (Stillman 1957).
Con el paso del tiempo y con el desarrollo de la tecnoloǵıa, el Sol ha sido gradualmente
observado en distintas bandas del espectro electromagnético revelando rasgos peculiares
tanto en su superficie como más allá del disco solar. Uno de estos rasgos peculiares es la
variación periódica en el número y tamaño de las manchas solares cuyos valores máximos
están separados aproximadamente por un periodo de once años. El descubrimiento de esta
variación periódica se acredita a Heinrich Schwabe (1843) quien la dio a conocer después
de 17 años de observaciones solares. Durante el periodo de abundancia de manchas solares
se presentan otros fenómenos que también figuran como firmas de la actividad solar. Estos
fenómenos son las regiones activas que comprenden las prominencias solares, las ráfagas
solares y las eyecciones de masa coronal.
A mediados del siglo XIX Carrington (1859) notó que de vez en cuando se pod́ıan
observar pequeños abrillantamientos en la superficie solar cerca de los grupos de man-
1
2 Introducción
chas. Estos abrillantamientos o ráfagas duraban unos cuántos minutos y desaparećıan. En
realidad éstos son de los fenónemos más energéticos (E ∼ 1032 ergs) del Sistema Solar.
T́ıpicamente una ráfaga solar puede disipar el equivalente de un millón de veces la enerǵıa
de la histórica bomba nuclear de Hiroshima del 6 de agosto de 1945. La manifestación
de la alta enerǵıa involucrada y su interacción con la materia circundante se detecta en
intensas emisiones explosivas emitidas en prácticamente todo el espectro electromagnético
inclusive la generación de rayos-γ.
En la actualidad, las observaciones de las regiones solares activas cubren una buena
parte del espectro electromagnético: en observatorios espaciales se cubren la región ultra-
violeta, rayos X y rayos-γ; los observatoriosterrestres cubren desde la región del radio
hasta el visible del espectro electromagnético. Sin embargo, por las caracteŕısticas de ab-
sorción de la atmósfera terrestre, la observación de la actividad solar en las regiones del
lejano infrarrojo, las bandas milimétrica y submilimétrica no es muy frecuente.
En las bandas milimétricas y submilimétricas, sólo el Solar Submillimeter Telescope,
ubicado en América del Sur, está dedicado completamente a las observaciones solares
en estas bandas. Existen otros observatorios en banda milimétrica en el mundo, pero
no están dedicados completamente al estudio del Sol; por ejemplo, existen observaciones
solares eventualmente practicadas con RATAN-600 (Grigoryeva et al. 2009) ubicado al
suroeste de Rusia y con el VLA (Lang 1991, White & Kundu 1992) al oeste de los Estados
Unidos.
En México, el proyecto del Radio Telescopio de 5 metros (RT5)
(http://xilonen.inaoep.mx/∼rt5/) es una colaboración conjunta entre los institutos
de Geof́ısica y Astronomı́a de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM)
y del Instituto Nacional de Astrof́ısica Óptica y Electrónica (INAOE) para instalar en
Sierra la Negra, Puebla, un radiotelescopio de 5 metros donado por la Universidad de
Texas en Austin. Este radiotelescopio estuvo operando en la region milimétrica en el
Observatorio Mc Donald en Ft. Davis Texas hasta finales de la decada de los ochenta del
1.1. Antecedentes y motivación 3
siglo pasado. En Sierra la Negra, el RT5 estará dedicado durante el d́ıa exclusivamente
al estudio de las regiones solares activas en la banda milimétrica. Durante la noche, el
RT5 observará diferentes objetos en la banda milimétrica. Ya que la donación del RT5
consistió sólo en la parte mecánica (plato, montura mecánica y motores) las instituciones
mencionadas arriba se encuentra desarrollando la tecnoloǵıa de los receptores, automati-
zación, electrónica y programación. El objetivo de este trabajo es contribuir al desarrollo
del proyecto RT5 en su parte instrumental y fomentar la observación de regiones activas
del Sol en la banda milimétrica en México.
1.1. Antecedentes y motivación
En la detección de las manifestaciones de la actividad solar en la banda milimétrica
se identifican una serie de limitantes que causan esta notable menor presencia de datos
en esta banda.
La primera limitante es el nivel de las emisiones de radiación de las regiones activas
sobre aquella señal proveniente de regiones del disco solar asusentes de cualquier man-
ifestación de actividad solar y que se conoce como la emisión de fondo térmico del sol
quieto, o simplemente llamado sol quieto, que es casi constante en el tiempo. Sobre este
nivel de señal se encuentran, a manera de excesos, la intensidad de fenómenos de las
regiones activas y las fulguraciones debidas a las ráfagas solares. En este sentido White
& Kundu (1992) puntualizan que la detección de fulguraciones y excesos en general de
señal en esta banda es una tarea que no es un asunto trivial, que si bien la actividad
solar es una firma segura en los excesos de emisión Hα del sol quieto, en radiofrecuencias
milimétricas la emisión del sol quieto aumenta con la frecuencia mientras que la emisión
de las regiones activas, e inclusive de las fulguraciones, disminuye. Se necesita que una
ráfaga sea inusualmente energética para que pueda ser detectada o contar con haces de
telescopio lo suficientemente pequeños que aumentan el factor de llenado del haz por parte
4 Introducción
de la entidad activa.
La segunda limitante es la rápida variación temporal de la señal y su aparición impre-
decible. En la banda milimétrica se han reportado la presencia de estructuras temporales
en escalas de milisegundos durante la fase impulsiva de las ráfagas solares (Raulin 2010,
Makhmutov et al. 2003) o la emisión milimétrica de prominencias solares en su estado
estacionario (Bastian, Ewell, & Zirin 1993; Irimajiri et al 1995, Lantos & Raoult 1980;
Kundu 1972).
La tercera limitante en las observaciones milimétricas es el contenido de vapor de agua
en la atmósfera, ya que a longitudes de onda milimétrica la opacidad es relevante (Otarola,
Hiriart & Pérez-León 2009). Esto demanda proponer sitios con las condiciones climáticas
adecuadas para poder atenuar este efecto atmosférico además de que la prueba de sitio
debe estimar tanto el valor medio de la profundidad óptica como sus variaciones en el
tiempo a fin de poder discriminarlas de los auténticos cambios de brillo atribuidos a la
actividad solar.
1.2. Objetivos
El objetivo de este trabajo es el estudio de las limitantes citadas en la sección an-
terior. Primero, realizando mediciones radiométricas de la emisión del vapor de agua a
longitudes de onda milimétrica en la Sierra de San Pedro Mártir (SPM) y Volcán Sierra
Negra (VSN) para determinar su opacidad atmosférica y la posibilidad de albergar un
telescopio milimétrico como el RT5. Además Los resultados obtenidos permitirán deter-
minar las caracteŕısticas para la construcción de receptores milimétricos en estos sitios;
especificamente para el Radio Telescopio Milimétrico de 5 m de diámetro (RT5). Para
obtener experiencia en observaciones solares milimétricas y submilimétricas, se realizaron
observaciones con el Solar Submillimeter Telescope. De la experiencia obtenida, se pro-
pone la construcción de un espectropolaŕımetro a longitudes de onda milimétrica para el
1.2. Objetivos 5
RT5. Durante las observaciones realizadas con el SST se detectó una prominencia solar
que fue confirmada por las imágenes en el UV del satélite EIT/SOHO.
La estructura de este trabajo es la siguiente: en el Caṕıtulo 2 se revisa la f́ısica de
los mecanismos de emisión milimétrica de la actividad solar. En el Caṕıtulo 3 se pre-
sentan los resultados del estudio de una prominencia solar al limbo que ocurrió el 26 de
septiembre de 2009. Ésta fue observada en la región milimétrica y submilimétrica con el
Solar Submillimeter Telescope a las frecuencias de 212 y 405 GHz. Asimismo, se presentan
las observaciones de esta prominencia utilizando el telescopio RATAN-600 en el intervalo
de frecuencias de 6.5 a 17.5 GHz. En el Caṕıtulo 4 se hace un estudio de la opacidad
milimétrica en Sierra Negra, lugar de operación del Gran Telescopio Milimétrico (GTM)
y del Radio Telescopio Solar Milimétrico de 5 metros (RT5). El Caṕıtulo 5 presenta la
opacidad milimétrica en la Sierra de San Pedro Mártir y su relación con el contenido de
vapor de agua en la atmósfera. El Caṕıtulo 6 presenta un estudio comparativo entre los
radiotelescopios SST y RATAN-600 con el RT5 . Finalmente, en el Caṕıtulo 7 se presenta
un resumen de esta tesis y los trabajos a desarrollar a futuro.
Referencias
Bastian, T. S., Ewell, M. W., Jr., & Zirin, H. 1993, ApJ, 418, 510
Carrington, R.C. 1859, MNRAS, 20, 13
Grigoryeva et al. 2009, Solar Physics, 260, 157
Irimajiri, Y. et al. 1995, Solar Physics, 156,363
Kundu, M.R. 1972, Solar Physics, 25, 108
6 Introducción
Lang, Kenneth R., 1991, “Lecture Notes in Physics”, Vol. 387, edited by Y. Uchida, R. C.
Canfield, T. Watanabe, and E. Hiei. Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York, 1991.,
p.264
Lantos, P. & Raoult, A. 1980, 66, 275
Makhmutov, V. S. et al. 2003, Solar Physics, 218, 211
Otárola, A., Hiriart, D., & Pérez-León, J.E. 2009, RMxAA, 45, 161
Raulin, J.-P. 2010, Comunicación privada
Schwabe, H. 1843, Astronomische Nachrichten, vol. 20., no. 495
Stillman D. 1957 “ Discoveries and Opinions of Galileo” (Garden City, NY: Doubleday,
1957), pp. 89-144.
White S. M., & Kundu M. R., 1992, Solar Physics, 141, 347
Caṕıtulo 2
F́ısica y Emisión Milimétrica de la
Actividad Solar
En este caṕıtulo se describen, desde el punto de vista de la f́ısica, aquellos fenómenos
que son propios de la actividad solar y la emisión milimétrica asociada a ellos. El insumo
de enerǵıade la actividad solar proviene del campo magnético cuyas ĺıneas de campo
interaccionan con las cargas eléctricas del plasma involucrado. El movimiento local del
plasma y la rotación solar confinan ĺıneas magnéticas y plasma en regiones particulares
conocidas como regiones activas. La enerǵıa progresivamente acumulada es disipada even-
tualmente y en algunos de los casos de una manera abrupta. En este escenario de fondo
entran otros fenómenos f́ısicos, tales como la reconexión magnética, los cuales dan lugar a
las ráfagas, estas manifestaciones se hacen presentes en todo el espectro electromagnético
incluyendo la emisión en radio a longitudes de onda milimétrica. Fenómenos asociados
a campos magnéticos boyantes constituyen a las prominencias solares lo cuales también
serán descritos en este caṕıtulo.
7
8 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
2.1. Emisión Milimétrica del Sol Quieto
La emisión térmica del sol quieto es una emisión en continuo que proviene de aquellas
partes del disco solar que están exentas de regiones activas, ráfagas solares o filamentos de
material cromosférico. Para fines observacionales se supone que esta emisión es constante
en el tiempo y que está distribuida uniformemente en el disco solar
Dentro del campo de radiación solar, el mecanismo libre-libre (Bremsstrahlung)
está relacionado con la emisión de carácter térmico, que es más general ya que es posible
recibir radiación milimétrica no sólo de regiones activas que contegan ráfagas solares, sino
también del sol quieto o inclusive de prominencias que se observen en el limbo solar. La
importancia observacional de la emisión térmica adquiere un peso considerable en esta
parte del espectro electromagnético. A continuación se describe su campo de radiación
con el fin de poder interpretar las observaciones descritas más adelante.
De la teoŕıa del transporte radiativo y en el régimen de Rayleigh-Jeans (hν ≪ kBT ),
la intensidad y la función fuente de este campo de radiación se expresan mediante la
temperatura de brillo Tb y la temperatura efectiva de los electrones radiantes Teff por
estado de polarización: Iν = kBTbν
2/c2 que es la intensidad y Sν = kBTeffν
2/c2 que es la
función fuente, nótese que ambas pierden el factor de dos que usualmente llevan. Debido a
que en casos como el nuestro, el flujo proveniente de la fuente es alt́ısimo en comparación
con los demás astros, la densidad de flujo Fν pueden expresarse en unidades de flujo solar
( sfu por sus siglas en inglés)1.
En el caso de que los electrones se describan por una función de distribución
Maxwelliana, se tendrá que T = Teff, siendo T la temperatura termodinámica del material,
sin importar aśı el mecanismo de emisión, frecuencia o estado de polarización. Además,
11 sfu = 10−19 erg cm−2 seg−1 Hz−1=104 Jansky
2.1. Emisión Milimétrica del Sol Quieto 9
la emisividad ην está relacionada con la absorción κν mediante la Ley de Kirchhoff
ην = κνkBTeffν
2/c2 [erg cm−3 s−1 Hz−1 sr−1] . (2.1)
En contraste, en una distribución no térmica de electrones tendremos que Teff gen-
eralmente es una función básicamente de la frecuencia y del estado de la polarización.
En general, tomando en cuenta ambos estados ortogonales de polarización se tiene una
descripción de la intensidad como
I totν = I
p1
ν + I
p2
ν . (2.2)
Las definiciones de la intensidad y de la función fuente conducen a expresar la ecuación
de transporte radiativo como
dTb
dτν
= −Tb + Teff , (2.3)
donde
τν =
∫ L
0
κνdtν , (2.4)
se define como la profundidad óptica. La ecuación (2.3) tiene la siguiente solución
Tb =
∫ τν
0
Teffe
−τνdtν + T
0
b
e−τν , (2.5)
cuya interpretación geométrica se muestra en al Figura 2.1.
En el caso particular donde la fuente esté aislada sin recibir radiación de fondo, es
decir T 0
b
= 0, la ecuación (2.5) se reduce a
Tb = Teff(1− e
−τν ) , (2.6)
que a su vez tienen los casos extremos Tb = Teff si τν ≫ 1 y Tb = Teffτν = (c
2/kBν
2)ηνL si
τν ≪ 1, donde L es la dimensión de la fuente a lo largo de la ĺınea de visión.
Para radiación incoherente, las ecuaciones anteriores son de gran utilidad. Dulk (1985)
muestra que este tipo de radiación no llega nunca a tener un valor Tb mayor que Teff.
10 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.1: Geometŕıa para la solución de la ecuación (2.3). Un campo de radiación de fon-
do caracterizado por una temperatura de brillo T 0
b
interacciona con un medio representado
por el material sombreado. A medida que atraviesa la longitud L del material el campo
de radiación de fondo experimenta una atenuación al mismo tiempo el medio responde
con una emisión caracterizada por la función fuente que en este régimen corresponde a la
temperatura efectiva Teff.
Más aún, Teff se relaciona con la enerǵıa promedio de las part́ıculas mediante 〈E〉 =
kBTeff. Por ejemplo, para electrones monoenergéticos donde Teff = E0/k o una distribución
Maxwelliana Teff = T = E0/k se tiene que Tb,max = Teff. Por ejemplo, Tb,max = 1.16× 10
7 K
si E0 = 1 KeV o bien Tb,max = 1.16× 10
10 K si E0 = 1 MeV. En el caso que los electrones
estén descritos mediante un ley de potencias, Teff se determina por la enerǵıa promedio de
los electrones que contribuyen en mayoŕıa a la intensidad a una frecuencia y a un estado
de polarización en particular.
Otra aplicación del desarrollo anterior es la de considerar el mecanismo de emisión
libre-libre. La teoŕıa desarrollada por Dulk (1985) permite deducir una forma para el
coeficiente de absorción κν expresada por
κffν ≈ 9.78× 10
−3 ne
ν2T 3/2
ΣiZ
2ni × (18.2 + lnT
3/2 − ln ν) . (2.7)
2.2. Emisión Milimétrica del Sol activo y su propagación 11
Por último, la densidad de flujo Fν (para un estado de polarización) de una radiofuente
se relaciona con la temperatura de billo mediante
Fν =
kBν
2
c2
∫
TbdΩ , (2.8)
donde dΩ es el ángulo sólido diferencial y la integral está evaluada sobre la región proyec-
tada.
2.2. Emisión Milimétrica del Sol activo y su propa-
gación
La emisión milimétrica libre-libre no sólo es exclusiva del Sol quieto sino también de
manifestaciones de la actividad solar tales como las prominencias solares (Pérez-León,
Hiriart, & Mendoza-Torres 2013) y las regiones activas (Lee 2007).
Por otro lado, la radiación milimétrica se origina en eventos de alta enerǵıa como las
ráfagas solares, revelando enerǵıas en los electrones del orden de los MeV’s (White &
Kundu 1992b). Tanto las prominencias como las ráfagas serán descritas más adelante.
La radiación giroresonante y girosincrotrónica es un mecanismo que se hace presente
en las regiones activas (Lee 2007) y en las ráfagas solares (Petrosian 1981, Kaufmann
et al. 1985, Alissandrakis 1986, White & Kundu 1992a, Kaufmann et al. 2004, Silva et
al. 2007). Para un electrón que interactúa con un campo magnético ~B, el primero radi-
ará enerǵıa electromagnética producto de su aceleración centŕıpeta debida al movimiento
circular en torno a la ĺınea de campo. Un análisis completo de la radiación sincrotrónica
discute primeramente la enerǵıa y espectro electromagnético causados por la aceleración
de un solo electrón (Takakura1967; Lee 2007; Alissandrakis 1999), para después calcular
el campo de radiación resultante de un ensamble de electrones y su interacción con un
medio magnetizado (Oort 1956; Rybicky 1979, Dulk 1985). Sin embargo, esa información
la reservamos a las referencias, mientras que en este trabajo estará referido más que al
12 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
origen de la radiación, a las técnicas en su detección.
La polarización es un importante motivo para nuestro trabajo, la información del
campo magnético se diagnostica con la polarización de la radiación (Alissandrakis 1999;
Kaltman et al. 2007) por ello es necesario revisar cómo el estado de polarizaciónes afectado
cuando la radiación milimétrica pasa por el medio coronal, el medio interplanetario y
nuestra ionósfera.
En el medioambiente solar el plasma está dispuesto de forma que los modos ordinarios
y extraordinarios de las ondas propagadas en él son generalmente circulares, excepto
cuando la dirección de propagación de la onda es perpendicular a la dirección del campo
magnético. El sentido de la polarización del campo de radiación observado generalmente
refleja el sentido del campo magnético en la región de la fuente. La modificación de la
polarización por campos magnéticos es debida, en primera instancia, por la dirección θ
de la propagación de la onda respecto al campo magnético. La propagación de las ondas
se divide en dos reǵımenes: el quasi-longitudinal QL, y el quasitransverso QT. Los efectos
de las conversiones que sufre el estado de polarización, son un cambio en su sentido de
giro o un cambio total del estado de polarización P. Cohen (1960) determina que, en
general, para ambos regimenes QL y QT, la medida de la modificación polarimétrica se
debe a lo que él llama el parámetro de acoplamiento Q que involucra propiedades tanto
de la radio señal, del medio en que se propaga y de la geometŕıa (tal como el ángulo θ
entre la dirección de la propagación y la dirección el campo magnético).
Si Q ≪ 1 la onda que se propaga ha experimentado un cambio en una de las compo-
nentes de vector eléctrico. Una componente eléctrica de la onda sigue una constante de
propagación debido a la presencia del campo magnético, mientras que la otra componente
ocurre como si no existiese dicho campo. A estas componentes se les conoce como los
modos extraordinario-e y ordinario-o respectivamente. En esta situación se dice que los
modos estan acoplados débilmente.
2.2. Emisión Milimétrica del Sol activo y su propagación 13
Si Q ≫ 1 la onda se propaga como una combinación lineal de las componentes de
vector eléctrico, los cuales tienen la misma constante de propagación, de manera que los
fenómenos magnetoiónicos están ausentes; es decir, la onda se propaga como si el campo
magnético del medio estuviese ausente. En esta situación se dice que los modos están
acoplados fuertemente.
Es conveniente trasladar el criterio de acoplamiento a través del parámetro Q a uno
basado en la frecuencia de la onda que se transmite en el medio. De esta manera define
la “frecuencia de transición” νt en la que Q = 1 (Ver Tabla 2.1).
ν ≪ νt Q ≪ 1 acoplamiento débil
ν ≫ νt Q ≫ 1 acoplamiento fuerte
Cuadro 2.1: Tipos de acoplamiento de las componentes eléctricas de una onda electro-
magnética propagándose en un medio en términos del factor de acoplamiento Q y de la
frecuencia de transición νt.
La Tabla 2.2 muestra las frecuencias de transición estimadas νt(QL) y νt(QT ) para
los modos QT y QL, respectivamente, propagándose en diferentes medios tomando en
cuenta parámetros t́ıpicos de cada medio (Cohen 1960) tales como la intensidad del campo
magnético y su escala t́ıpica de longitud. A reserva de los datos que se obtengan de la
observación con el RT5 de la corona solar, se puede apreciar de esta Tabla que las ondas
de radio milimétricas estarán débil y fuertemente acopladas para los regimenes QL y QT
respectivamente.
Medio νt (QL) νt (QT)
Interplanetario 4×103 GHz 10−4 GHz
Ionosférico ∼ 103 GHz 10−2 GHz
Corona ∼ 1GHz
Cuadro 2.2: Algunas frecuencias de transición para diferentes medios de propagación con
condiciones t́ıpicas.
14 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Un caso interesante del cambio en el estado de polarización de las señales electro-
magnéticas se presenta en la emisión sincrotrónica de las rágafas solares. La radiación
sincrotrónica de un solo electrón estará circularmente polarizada. Sin embargo, en un
ensamble de emisores el efecto colectivo produce un campo de radiación proclive a ser
linealmente polarizado. De esta manera la observación de los parámetros de Stokes en
ráfagas solar es una mı́nima cantidad relativa al flujo proveniente del Sol, pero que es su-
ficientemente intensa para ser detectada. Es por eso que resulta interesante implementar
un sistema que pueda medir la polarización de la actividad solar en un receptor milimétri-
co y mucho más si el receptor puede medir los estados de polarización como función de la
frecuencia tal y como se realiza en un espectropolaŕımetro que se describirá con detalle
posteriormente.
2.3. Actividad solar
2.3.1. Ráfagas solares
Una ráfaga solar es un fenómeno de liberación explosiva de enerǵıa en el Sol que emite
una gran cantidad de radiación electromagnética y part́ıculas al espacio por la rápida
conversión de enerǵıa magnética acumulada. Esta liberación de enerǵıa ocurre en una
escala de tiempo de minutos seguidas por una eyección de masa coronal las cuales liberan
al espacio desde la corona solar electrones, iones y átomos. Los electrones producto de
una ráfaga solar pueden ser acelerados hasta decenas de Mev (Brown 1971; Lin & Hudson
1976; Kane, Hurtley & McTiernan; 1995; Silva et al 1996 ;Miller et al. 1997; Holman et
al. 2003; Kaufmann 2001; Kaufmann 2006).
Las ráfagas solares se detectan en prácticamente todo el espectro electromagnético
desde el radio hasta los rayos-γ. La relevancia de las emisiones en cada región del espectro
electromagnético dependen del estado evolutivo de la ráfaga solar. En general, la evolución
temporal de una ráfaga solar se divide en tres fases. La primera es la etapa precursora,
2.3. Actividad solar 15
caracterizada por el aumento gradual de la emisión de rayos-X blandos. En la segunda
etapa, etapa impulsiva, los electrones y los protones son acelerados en enerǵıas que
exceden 1 MeV. Durante la etapa impulsiva se generan ondas de radio, rayos-X duros y
rayos-γ. La última etapa, etapa tard́ıa, muestra un aumento y disminución de los rayos-
X blandos. La duración de estas etapas puede ser tan corta como unos cuantos segundos
o tan larga como una hora.
A continuación se presenta a detalle cada una de estas etapas.
Fase precursora
Antes de discutir la f́ısica de las ráfagas solares es necesario mencionar que la fuente
de enerǵıa de éstas reside en el campo magnético (Tandberg-Hanssen & Emslie 1988). En
particular, con el campo magnético relacionado con las corrientes eléctricas locales (un
campo magnético no potencial) y cuya enerǵıa es mayor a la enerǵıa térmica, cinética
y gravitacional que actúa sobre el plasma (Somov 2004). Esto tiene como consecuencia
que el plasma esté confinado a las ĺıneas de campo. En estas condiciones, la emisión del
plasma delinea las ĺıneas del campo que en su forma más sencilla se presenta en arcos que
se levantan sobre la fotósfera uniendo dos polos magnéticos opuestos.
La topoloǵıa del campo magnético descrita, comienza a alterarse en uno de los varios
escenarios que actualmente se consideran, siendo el del flujo emergente el más comúnente
aceptado (Kane, Hurley & McTiernan 1995). En esta estapa, las deformaciones del campo
magnético causan a su vez que la emisión del plasma confinado a las ĺıneas de campo
aumente gradualmente.
Fase impulsiva o principal
El escenario del flujo emergente se ilustra en la Figura 2.2 donde se muestran los polos
magnéticos N y S correspondientes a un arco magnético. Los polos magnéticos n y s
desempeñan el papel de un nuevo flujo que, emergiendo a la cromósfera Ch desde debajo de
16 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.2: Topoloǵıa general de la interacción de una configuración magnética boyante
de polos n y s proveniente de la fotósfera (Ph) e interacciona con una configuración
magnética preexistente producida por N y S que se extiende por la cromósfera (Ch). La
interacción de los dos campos magnéticos produce la reconexión magnética ( ~B = 0) de
los campos en la región X (Somov2006)
la fotósfera Ph, interacciona con el flujo preexistente. Eventualmente ambas estructuras se
quiebran justo en el punto etiquetado por la X , donde el campo magnético preexistente y
emergente cumplen que B=0. A este fenómeno de interacción se le conoce como reconexión
magnética. Las ĺıneas gruesas de la Figura 2.2 son producto de la reconexión magnética
ya que unen los polos magnéticos de distintas estructuras.
En un sentido electrodinámico, la interacción de ĺıneas magnéticas tiene el obstáculo
de la conductividad del plasma. En particular, los aspectos de la interacción que están
siendo afectados son el tiempo de inicio de reconexión de ĺıneas y la subsecuente tasa
de reconexión, ambos relacionados con las propiedades disipativas en lo que a enerǵıa
magnética concierne. A sabiendas de una conductividad finita la reconexión magnética
procede ya sea rápida o lentamente dependiendo de la baja o alta conductividad del
plasma respectivamente. Una vez reconectadas las ĺıneas, éstas y el plasma confinado se
alejan del punto X a una velocidad de deriva que tampoco se describirá aqúı pero se
2.3. Actividad solar 17
citarán más adelante valores encontrados en la literatura.
Siguiendo la Figura 2.3 ahora, dada la reconexión, el comportamiento electrodinámico
establece una corriente J dirigida a lo largo del eje z (perpendicular al plano de la Figu-
ra 2.3), esta corriente generará a su vez otro campo magnético que cambiará la topoloǵıa
original de forma que ahora habrán ahora dos puntos neutros X1 y X2 dispuestos simétri-
camente en el eje x. Los mismos argumentos aplicados que conciernen a la deriva de flujos
como al manejo de los mismos en la bifurcación del punto X son aplicables también a
estos nuevos puntos X1 y X2. Fácilmente se puede intuir que la continua interacción de
las ĺıneas de corriente con el campo magnético externo resultará en una hoja de corri-
ente de reconexión (RCL) dispuesta en la región de reconexión. Esta hoja de corriente se
muestra en la parte inferior de la Figura 2.3 como la ĺınea gruesa horizontal, justo en esta
región es donde se manifiesta la enerǵıa de la reconexión magnética, por ella fluye enerǵıa
magnética y cargas de material que están a merced no sólo del campo magnético, sino de
su asociación con el campo eléctrico, a través de las fuerzas como: ~E, ~B × ~∇B y ~E × ~B
(Somov 2006). El estado dinámico, las trayectorias y sobre todo la enerǵıa cinética de las
part́ıculas del plasma en el plano de la reconexión magnética a causa de las asociaciones
de fuerzas mencionadas corre por cuenta, principalmente, de los electrones (Somov & Ko-
sugi 1997; Litvinenko & Somov 1993) aunque hay análisis que sugieren la relevancia de
part́ıculas más masivas (Litvinenko & Somov 1993; Zhang & Chupp 1989).
Sin embargo, existe una objeción crucial respecto al modelo aqúı descrito, pues no
existen suficientes observaciones que evidencien este tipo de estructuras, las cuales sub-
tendeŕıan tamaños angulares consistentes con algunas centenas de kilómetros de longitud
(Somov & Kosugi 1997).
La resolución angular en la banda milimétrica, un adecuado diseño en el acoplamiento
de la antena con el cielo y un monitoreo continuo del disco solar resultan en una sugestiva
combinación para validar este modelo.
18 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.3: (a) Flujos de plasma siguiendo la corriente eléctrica en la vecindad del punto
neutro; (b) la aparición de un segundo punto neutro X con la bifurcación de la ĺınea
neutra inicial a causa de la corriente J fluyendo a lo largo de la misma ĺınea neutra; (c)
una delgada hoja de corriente de reconexión (RCL). En la figura, ~vd es la velocidad de
deriva de las ĺıneas de campo magnético reconectado (Adaptado de Somov 2006).
2.3. Actividad solar 19
Combinando el concepto de la boyancia de una entidad magnética de la Figura 2.2
con el de la hoja de corriente de la Figura 2.3 se concluye el modelo para explicar la
intreacción de ĺıneas reconectadas que se muestra en la Figura 2.4; en ella, la velocidad
de deriva se estima en ~v1 ≈ 1400 − 1800 km s
−1 (Somov & Kosugi 1997). Cada ĺınea
reconectada, tiene una longitud l1 y se desplaza rumbo al loop magnético en la parte
inferior la longitud decrece con el tiempo de ≈ 2l1 a cero (es decir, colapsa) con velocidad
≈ 2v1. Para valores t́ıpicos de l1 ≈ 10
4km y v1 ≈ 10
3km s−1 (Somov & Kosugi 1997), el
tiempo de vida de cada una de éstas “ĺıneas colapsantes” es igual a
t1 ≈ l1/v1 ≈ 10 s . (2.9)
Durante el tiempo de vida t1, la ĺınea magnética reconectada lleva consigo cargas que
se desplazarán a lo largo de ellas “rebotando” entre dos puntos ubicados cada uno en
donde las ĺıneas de campo cruzan el frente de choque (región sombreada) bajo el efecto
conocido como el espejo magnético, este proceso de rebotes sucesivos será otra fuente de
aceleración de las part́ıculas através de lo que se conoce como el mecanismo de Fermi
de primer orden. Somov (2004) y Somov & Kosugi (1997) han estimado la ganancia de
enerǵıa que las part́ıculas pueden adquirir. En su estudio se modela un grupo de ĺıneas
reconectadas o “trampa colapsante” que se desplaza rumbo al frente de choque como se
ilustra en la Figura 2.5. Ah́ı se pueden apreciar dos efectos, una compresión y un colapso
los cuales afectarán de forma distinta a la dinámica de cargas que circulan por las ĺıneas
magnéticas en cuestión, el primero genera un efecto que le conoce como aceleración tipo
Fermi de primer orden y al segundo da lugar a lo que se le llama aceleración betatrón.
Fase principal o tard́ıa
La Figura 2.6 es una representación general de la conducción de part́ıculas identificando
las zonas donde se llevan a cabo emisiones caracteŕısticas en radiofrecuencias.
Esta fase se caracteriza por el calentamiento del plasma circundante a la zona del
evento impactado por las part́ıculas aceleradas, figurando los polos n − s por un lado y
20 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.4: Modelo usado para explicar la interacción de ĺıneas reconectadas con la es-
tructura magnética en forma de lazo (mostrada en la parte inferior de la figura). Cada
ĺınea reconectada se aproxima al frente de choque (región sombreada) llevando consigo
part́ıculas con carga eléctrica. El decremento en la longitud de cada ĺınea y la compresión
entre ĺıneas cercanas al frente de choque producen un aumento en la enerǵıa cinética de
las part́ıculas. (Somov & Kosugi 1997).
la corona solar por el otro.
A manera de resumen de las fases que se acaban de presentar, se muestra en la Figu-
ra 2.7 el perfil de una una ráfaga en multilongitudes de onda observada el 6 de diciembre de
2006 por Kaufmann (2009) en el Solar Submillimeter Telescope (SST). La manifestación
de la fase precursora consiste en el aumento gradual de la emisión térmica. En la Figu-
ra 2.7, este aumento gradual se observa alrededor de las 18:40 UT y es notable en la
banda de 405 GHz del SST. Después de las 18:40 UT se observa en todas las bandas de
la Figura 2.7 un abrupto aumento de intensidad conocido como la fase impulsiva de la
ráfaga llegando al máximo de emisión de todo el evento. Es aqúı donde se libera la mayor
parte de la enerǵıa observada, la cual se invierte en la aceleración de part́ıculas y emisión
2.3. Actividad solar 21
Figura 2.5: Dos efectos en trampas colapsantes. (a) los espejos magnéticos se van aprox-
imando entre śı con velocidad vm, (b) compresión de la trampa a velocidad vt (Somov
2004).
de radiación. Un decremento gradual le sigue a la fase impulsiva llamandose a ésta la fase
tard́ıa, durante este tiempo hay calentamiento de material colisionado por las part́ıculas
aceleradas durante la fase impulsiva.
2.3.2. Prominencias solares
Una prominencia solar es una región activa grande y brillante que se extiende hacia
el exterior másallá de la superficie solar. Durante la formación de una prominencia, las
entidades magnéticas se abren paso ascendiendo desde las partes bajas de la fotósfera
llevando consigo material de esos niveles y transportándolo hasta niveles coronales. El
plasma solar fluye a lo largo del desordenado y torcido campo magnético generado por el
efecto dinamo en la zona de convección del Sol. Una prominencia eruptiva ocurre cuando
la estructura magnética de la prominencia se vuelve inestable y estalla liberando hacia el
exterior el plasma de la prominencia. No todo el material eyectado escapa del Sol, algo
del material regresa nuevamente hacia la superficie solar. Las prominencias se forman
en escalas de tiempo que van desde varias horas o d́ıas y algunas prominencias estables
pueden existir en la corona por varios meses.
Las prominencias solares se pueden observar hacia el limbo como irregulares y tenues
extensiones del disco solar que alcanzan alturas t́ıpicas sobre la cromósfera de 3×1010 cm
22 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.6: Bosquejo de la estructura magnética durante una ráfaga solar. El punto de
reconexión se encuentra en la parte sombreada, las flechas indican la dirección de propa-
gación de las ĺıneas reconectadas. La zona que emite en microondas está etiquetada como
MW que es donde se da el segundo mecanismo de aceleración, part́ıculas que no participan
del mecanismo de Fermi de primer orden inciden en los pies de la estructura emitiendo
rayos-X duros (HXR). Adaptado de Aschwanden y Benz, 1997.
(Jejcic 2007) y 25 ± 5 × 108 cm (Apushkinskii 1985, Apushkinskij 1996) o alargados
filamentos cuando se observan dentro del disco solar.
Tal como en las ráfagas solares, las promiencia solares se detectan en prácticamente
todo el espectro electromagnético desde el radio hasta los rayos-γ dependiendo su esta-
do evolutivo. Actualmente, con los avances tecnológicos, es posible obtener datos de las
prominencias en bandas del espectro electromagnético que van desde el radio hasta los
rayos-γ.
Las prominencias solares han sido detectadas en radio desde los 167 MHz (Wild & Zirin
1956) hasta la región milimétrica (Lantos & Raoult 1980; Apushkinskii & Topchilo 1985;
Bastian, Ewell, & Zirin 1993; Golubchina et al. 2009). Algunas de estas observaciones han
sido realizadas durante eclipses solares donde se obtienen las mayores relaciones de señal
a ruido cuando la emisión del Sol quieto es bloqueada por la Luna (Ewell et al. 1993).
De las observaciones de radio es posible estimar parámetros f́ısicos tales como la tem-
peratura y la densidad electrónica. Sin embargo, datos sobre prominencias, y de regiones
2.3. Actividad solar 23
Figura 2.7: Perfiles temporales de la ráfaga solar ocurrida el 6 de diciembre de 2006 (Kauf-
mann 2009). De arriba a abajo: un par de detecciones en microondas, Owens Valley Solar
Array (OVSA); un par de detecciones milimétrica y submilimétrica, Solar Submillimeter
Telescope (SST); rayos-X suaves, Global Geostationary Satellite (GOES); rayos-X duros
y rayos-γ, Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) (Kaufmann 2006).
solares activas en general, en la región milimétrica y sub-milimétrica, son escasos debido
al carácter eruptivo de estos fenómenos y a los muy pocos radiotelescopios dedicados
a estas longitudes de onda. Las prominencias son más complicadas de observar cuando
están proyectadas en el disco solar ya que la emisión del sol quieto la hace más dif́ıcil
de discernir. Una mejor situación se obtiene cuando la observación se realiza fuera de la
proyección del disco solar (Kucera et al. 1993).
En los últimos años se cuenta con satélites que permiten observar la superficie del Sol en
las partes más energéticas del espectro electromagnético: Ultra Violeta (SOHO Domingo,
Fleck & Poland 1995; TRACE Tarbell et al. 1994; SDO Turck-Chiéze et al. 2006), rayos-X
24 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Figura 2.8: Cuatro imágenes en lejano ultravioleta de un filamento solar del 13 de agosto
de 2012. Las imágenes corresponden a radiación de 335 Å (panel superior izquierdo),
171 Å (panel superior derecho) 304 Å (panel inferior derecho) y 131 Å (panel inferior
izquierdo). Las imágenes fueron obtenidas por “Solar Dynamics Observatory” (SDO) de
la NASA. Crédito: NASA/SDO/AIA/GSFC
(GOES Ryan et al. 2012) y rayos-γ (RHESSI Petrosian et al.2012). La Figura 2.8 muestra
las imágenes en el UV de una prominencia solar obtenida por el satélite SDO (“Solar
Dynamics Observatory”). Estos satélites obtienen imágenes de la superficie solar en altas
enerǵıas y en particular el satélite TRACE puede obtener imágenes con resolución angular
de 0.5 segundos de arco en las bandas de 173 a 1600 Å. Esto ha permitido aumentar el
conocimiento sobre a actividad solar y dado un impulso a las observaciones y el desarrollo
de teoŕıas de las regiones activas del Sol a altas enerǵıas. Es por eso importante poder
contar con un instrumento como el RT5 que, al estar observando continuamente, pueda
proporcionar datos complementarios en la región milimétrica y submilimimétrica para un
mejor entendimiento de la actividad solar.
Una vez operando el RT5 proporcionará datos en la banda milimétrica y sub-milimétri-
ca con una mejor resolución angular que la del SST por su mayor diámetro: a la longitud
2.3. Actividad solar 25
de onda de 1 miĺımetro el RT5 tendrá una resolución angular limitadad por difracción
de 49 segundos de arco. Este menor tamaño del haz permitirá realizar observaciones de
prominencias solares cercanas al limbo con mayor precisión al disminuir la intromisión de
la señal del Sol quieto en el lóbulo principal del haz del radiotelescopio.
26 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Referencias
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30 F́ısica y Emisión Milimétrica de la Actividad Solar
Caṕıtulo 3
Emisión Milimétrica y
Submilimétrica de una Prominencia
Solar
En este caṕıtulo se presentan las observaciones en la región milimétrica y submil-
imétrica a frecuencias de 212 y 405 GHz, respectivamente, de una prominencia solar. Las
observaciones fueron realizadas utilizando el Solar Submillimeter Telescope localizado en
el Complejo Astronómico El Leoncito en la región de los andes argentinos. Las observa-
ciones fueron complementadas con imágenes del Extreme Ultraviolet Telescope (EIT) a
bordo del satélite SOHO. Las observaciones fueron reportadas en el art́ıculo “Millime-
ter and Submillimeter Counterparts of the 2009 September 26 Solar Prominence” por J.
E. Pérez-Leon, D. Hiriart y J.E. Mendoza-Torres aceptado para su publicación en 2013
en la Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica Volumen 49. También, se presentan
los resultados de la observación de esta prominencia en frecuencias de 6.1 a 17.5 GHz
utilizando el telecopio RATAN-600. Al final de este caṕıtulo se presenta el espectro de
radiofrecuencia que combina las observaciones del SST y del RATAN-600.
31
32 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
Manuscript for Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica (2000)
MILLIMETER AND SUBMILLIMETER
COUNTERPARTS OF THE 2009 SEPTEMBER 26
SOLAR PROMINENCE
J. E. Pérez-León1, D. Hiriart1, and J. E. Mendoza-Torres2
Received: 1999 May 26; Accepted: 2000 April 13
RESUMEN
Presentamos observaciones a longitudes de onda milimétrica y submilimétrica
de una prominencia solar extendiada. Los datos fueron obtenidos en el Solar
Submillimeter Telescope (SST) durante observaciones rutinarias el 29 de sep-
tiembre de 2009. Las radio señales fueron detectadas a 1.41 mm (212 GHz) y
0.74 mm (405 GHz) en un barrido de este a oeste realizado sobre el disco
solar. La detección fue confirmada por medio de la imagen de He II del
Extreme Ultraviolet Imaging Telescope del Solar and Heliospheric Observa-
tory (EIT/SOHO). Los máximos de las temperaturas de brillo a 1.41 mm y
0.74 mm están separados por ∼4 minutos de arco con la emisión a 0.74 mm más
cercana al limbo solar. Suponiendo un mecanismo de emisión del tipo libre-
libre, ambos máximos corresponden a un exceso en la temperatura de brillo
de Tb ∼2×10
3 K, consistentes con una temperatura y densidad electrónica de
Te ∼ 5.6 × 10
3 K y ne ∼ 10
10 cm−3, respectivamente.
ABSTRACT
We present observations of the millimeter and submillimeter wavelength ra-
dio emission from an extended solar prominence. The data was obtained at
the Solar Submillimeter Telescope (SST) during regular observations on 2009
September 26. The prominence signals were detected at 1.41 mm (212 GHz)
and 0.74 mm (405 GHz) in an east-west raster practiced on the solar disk.
Detection was confirmed by the He II image from the Extreme Ultraviolet
Imaging Telescope of the Solar and Heliospheric Observatory (EIT/SOHO).
The peak brightness temperature at the 1.41 mm and 0.74 mm are separated
by ∼4 arc-min with the 0.74 mm closer to the solar limb. Assuming a free-free
emission mechanism, both peak intensities correspond to an excess of bright-
ness temperature of Tb ∼2×10
3 K and they are consistent with an electron
temperature and density of Te ∼ 5.6×10
3 K and ne ∼ 10
10 cm−3, respectively.
Key Words: SUN: FILAMENTS, PROMINENCES — SUN: RADIO RADI-
ATION — SUN: UV RADIATION
1. INTRODUCTION
Solar prominences are large magnetic structures in the solar corona that
confine a plasma relatively cool (T ∼ 104 K) and dense (ne ∼ 10
9 − 1011
1Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Ensenada, B.C.,
22860, Mexico.
2Instituto Nacional de Astrof́ısica, Óptica y Electrónica, Tonantzintla, Puebla, Mexico.
1
33
2 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
cm−3). They have been successfully detected in several radio wavelengths
from 167 MHz (Wild & Zirin 1956) to the millimetric region (Lantos &
Raoult 1980; Apushkinskii & Topchilo 1985; Golubchina et al. 2009). Some
of these observations were made during solar eclipses obtaining a large signal
to noise ratio when the emission from the quiet Sun was blocked by the Moon.
From radio wave observations, it has been estimated that solar prominences
had altitudes over the chromosphere level of 3 × 1010 cm (Jejc̆ic̆ & Heinzel
2007) and 25 ± 5 × 108 cm (Apushkinskii & Topchilo 1985; Apushkinskij et
al. 1996). Other solar prominence parameters such as the electron density
and temperature, as well as its bulk and micro-turbulent velocity, have been
computed and reported in the literature from observations using radio waves.
However, observational data of solar active regions on the millimeter and
submillimeter wavelengths are scarce because the unpredictable nature of the
eruptive solar activities (such as flares and prominences) and the very few
dedicated solar radio telescopes operating at those wavelength ranges. This
observations are more complicated when the active region is seen projected on
the solar disk since the quiet Sun emission from the background make them
more difficult to observe. A better situation is obtained when a prominence
is observed out of the projected solar disk.
In this paper we present the results of the millimeter and submillimeter
emission observations of the solar prominence located at φ = +45◦ over the
north-east solar limb at 19:19 UT on 2009 September 26. We compare the ra-
dio observations to the full disk chromospheric images from the Extreme Ultra-
violet Imaging Telescope of the Solar and Heliospheric Observatory (hereafter
EIT/SOHO). The aim of this work is to contribute to the solar prominence
observational data in the centimeter and submillimeter bands.
This paper is organized as follows: in § 2 the instrumentation and obser-vations are presented; the process of data reduction is explained in § 3; the
results of the observations and the comparison to the UV observations of the
EIT/SOHO are presented in § 4; at § 5 we discussed the results and computed
the prominence brightness temperature, the plasma electron temperature and
density following the formalism of Dulk (1985) applied to the emission near
1 mm; finally, in § 6 we present the conclusions of this work.
2. OBSERVATIONS
Observations near 1 mm were made at the Solar Submillimeter Telescope
(SST). The SST is a single Cassegrain antenna of 1.5 meters in diameter en-
closed inside a protective radome and it is completely devoted to study the
Sun at millimeter and submillimeter wavelengths. It is located at Complejo
Astronómico El Leoncito (CASLEO), San Juan, Argentina Andes at an ele-
vation of 2552 meters above mean sea level. A detailed description of the SST
can be found in Kaufmann et al. (2008).
The SST has six independent non-cryogenic total power receivers having
each of them their own feed horn and heterodyne section. Four of them are
tuned at a wavelength of 1.41 mm (212 GHz) and two at 0.74 mm (405 GHz).
34 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
MILLIMETER EMISSION FROM A SOLAR PROMINENCE 3
The receivers bandwidth is ∆f = 1 GHz and the measurement time resolution
of 1 ms providing a sensitivity of ∼3 K. Figure 1 shows the footprint of the six
beam receivers projected on the solar disk. Four beams (1 to 4) correspond
to the 1.41 mm receivers and have a half power beam width (HPBW) of ∼4’.
Two beams (5 and 6) correspond to the 0.74 mm receivers and have a HPBW
of ∼2’. The beam configuration is such that beam 5 is located on the optical
axis of the telescope. A cluster of three beams at 1.41 mm (2, 3, and 4) is near
the optical axis of the telescope, with beams 2 and 4 partially overlapping to
the footprint of beam 5. Beams 1 and 6 are separated by ∼6 arc-sec from the
central beam cluster and provide a reference of the background Sun emission
at the two observing frequencies. These last two beams and they associated
receivers at 1.41 and 0.74 mm, respectively, were used in a raster mode of the
telescope to detect the solar prominence.
-15-10 -5 0 5 10 15 20
ArcMin
-15
-10
-5
0
5
10
15
20
ArcMin 54
23
6
1
Fig. 1. SST footprint of the beam receivers projected on the solar disk. Beam 5 is
located at the optical axis of radio telescope. The receivers used for the observations
on this paper are the two concentric beams 1 & 6. Beam 1 for the 1.41 mm receiver
and beam 6 for the 0.74 mm receiver (Kaufmann et al. 2008).
During radio observations, the SST develops several calibration routines
to determine the noise temperature of the receivers, TRX, and the atmospheric
zenith opacity, τ0, at the observing frequencies. The receiver noise tempera-
ture is easily computed taking into account the measurements of the analog
to digital count values (ADC) Z̄L and Z̄H made from the ambient, TL, and
hot -temperature, TH calibration loads, respectively. These measurements are
expressed as
Z̄L = β(TL + TRX) , (1)
35
4 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
and
Z̄H = β(TH + TRX) , (2)
where β relates the measurements to the physical temperatures. These equa-
tions can be easily solve for β and TRX . To calculate τ0, the SST makes a
continuous vertical scan for elevations in the range of 5◦ < z < 85◦. The mea-
sured values at each elevation are related to the elevation angle z by (Hiriart
et al. 1997; Otárola, Hiriart, & Pérez-León 2009)
ln(Z̄L − Z̄(z)) = −τ0 csc(z) + ln(βTL) . (3)
Thus, the solar radiation, represented by a brightness temperature Tb, after
passing through the atmosphere produces an observed signal, TOBS , given by
TOBS = η Tb e
−τ0/ sin z , (4)
where η is the correspondent beam efficiency. The SST beam efficiencies are
reported in Silva et al. (2005).
The SST has an alt-azimuth mount and it is covered by a radome that
allows the pass of electromagnetic radiation in the millimeter and submillime-
ter wavelength range. Therefore, calibration of the telescope pointing has to
be done with this kind of radiation available to the detectors. To localize
more precisely the Sun center, the telescope made rasters on the sky. On
2009 September 26 (at 19:19 UT) one of these rasters happened during the
appearance of the solar prominence allowing its detection by the telescope re-
ceivers. This prominence was also detected by the EIT/SOHO telescope and
images were available in four UV wavelengths (171, 195, 284, and 304 Å) cor-
responding to emission of radiation from highly ionized Fe and He II. We
used UV observations from EIT/SOHO to complement the information on
the millimeter and submillimeter wavelengths of the solar prominence.
The SST rasters are made with azimuthal (x-axis) scans and parallel along
the elevation (y-axis) of the horizon coordinate system of the radio telescope.
The raster x -range is from -40 to +40 arc-min and the raster y-range is from
-30 to +30 arc-min, both relative to center of the solar disk. Each raster
consists of 28 parallel scans spaced approximately by 2 arc-min, from which
only 16 of then passed over the solar disk taking approximately two points per
arc-min. Once the rasters of the sun surface were corrected for the rotation
field effect of the SST (see §3), the prominence was located at φ = +45◦ over
the East limb of the EIT/SOHO images on 2009 September 26 at about 19.19
UT.
Figure 2 presents one scan which runs in the x-axis coordinate over the
local northern half part of the solar disk overlay on a EIT/SOHO image. The
solid line in that figure is the corresponding profile at 212 GHz as a function
of the azimuth offset position relative to the center of the solar disk for the
scan presented in the figure. The EIT/SOHO He II image corresponds to
λ = 30.4 nm, such emission is consistent with a temperature of T ∼ 104 K
in accordance with the temperature stratification of the solar atmosphere.
36 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
MILLIMETER EMISSION FROM A SOLAR PROMINENCE 5
The emission in the EIT/SOHO image comes from the lowest chromospheric
levels, which is the same region from where the high frequency radio-waves,
such as the ones observed by the SST, are emitted. The solar prominence was
revealed only in the He II image of the EIT/SOHO.
Fig. 2. One west-east scan of the SST over the solar disk. Crosses outline the scan
trajectory over the He II image from EIT/SOHO. This scan runs at y = +15.1 arc-
min relative to solar disk center. The continuous solid line, ranging from 1.5×104
to ∼2.2×104 in the y-axis, represents the correspondent signal profile at 212 GHz
of the antenna temperature vs. azimuth offset position relative to the Solar disk
center. The dashed line is the same scan pivoted around the coordinate x = 0 and
projected on the former one. The difference between these two curves is a signal
excess indicated by the solid line at the bottom of the graph at around x = +10
arc-min.
On the right half side of Figure 2 (west), beyond the solar limb, a suitable
feature breaks the monotonic decrement of the solar radiation profile respect
to left (east) half of the scan. An examination of the EIT/SOHO images at
the time of the scan indicates the presence of a solar prominence at the same
location. Figure 3 presents the four UV images from the EIT/SOHO at the
time of the SST observations. The solar prominence was revealed only in the
He II image of the EIT/SOHO so we proceed with further data reduction of
the SST data.
37
6 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
Fig. 3. Solar images by the EIT/SOHO at all its UV bands on 2009 September 26 at
about 19:00 UT. The solar prominence is clearly shown in the image at 304 Å (bottom
right corner), and it is marginally evident at 284 Å (bottom left corner). Presence
of the prominence it is not evidentneither at 195 Å nor at 171 Å images. From
temperature models of the solar atmosphere, the image at 304 Å reveals the lowest
chromospheric levels. The black solid line represents the solar P-angle with North
at the right hand.
3. DATA REDUCTION
To correlate the SST scan observations to the EIT/SOHO images, two
corrections were applied. First, rotations of the EIT/SOHO image were im-
plemented according to the hour angle at the current observing time and to
the solar P-angle. Second, after image rotation, the raster was centered on
the solar disk by evaluating the limb signal of selected scans using the method
of Lindsey & Roellig (1991), which is explained as follows: theoretically, the
SST scan profile should have an abrupt variation through the solar limb which
may be crudely approximated by a Heaviside function. In a more realistic sce-
nario, the scan has a virtual discontinuity which is a smoothed version of the
Heaviside function that includes the convolution effects between the sharpness
of solar limb and the telescope beam. A point x0 inside this virtual discon-
tinuity is selected as a symmetry point that divides the virtual discontinuity
into two symmetric half. The symmetric point xo is determined with the help
38 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
MILLIMETER EMISSION FROM A SOLAR PROMINENCE 7
of the symmetric function Ts defined by
TS ≡
1
2
[T (x − x0) + T (x + x0)] , (5)
where T is the SST antenna temperature. Figure 4 shows the function Ts
plotted for three distinct x0 values. When the selected point is not the sym-
metry point of the virtual discontinuity, the function Ts spikes out. Only when
x0 is the symmetry point Ts will have a smooth behavior along the virtual
discontinuity.
Fig. 4. The symmetric function Ts plotted for three different choices of the symmetry
point x0. Here the optimum choice of x0 is set to zero. A negative value of x0, away
from the limb, results in a negative spike at x − x0 (lower curve), a positive value,
closer the solar limb, results in a positive spike. Only in the case when x = x0 the
change of function Ts with displacement will be smooth (Lindsey & Roellig 1991).
Thus, each scan will posses two symmetry points at each side of the solar
disk, namely x− and x+. These points are not symmetrically disposed about
the elevation axes of solar disk thus symmetric disposition of such points is
reached applying a purely ∆x arithmetic offset expressed by 2∆x = x− +
x+. Thus, this offset applied to entirely raster will align it to solar disk of
EIT/SOHO image along its tracking direction. This task requires obviously
the absence of emission beyond the limb such as the associated to a solar
prominence, for this purpose we selected the scan closer to solar disk diameter.
Seven scans that crossed the solar prominence position showed obvious
structure at the east limb (see Figure 2). In the same fashion, data in raster
columns were taken to compute symmetry points in the y direction. The mean
offsets of the raster were ∆x = −1.5 and ∆y = −2 arc-min.
After the corrections, the middle point of scan was taken as a pivot point
in the sense that the left half of scan was pivoted around it and subtracted
from the right side. Applying this to the seven scans involved with solar
prominence, the negative x-axis half was assumed to be the background signal
(see Figure 2) and subtracted for the right half. Thus, we obtain the signal
of the prominence over the background level.
39
8 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
After obtaining the brightness temperature Tb of the signal excess associ-
ated to the solar prominence in both observations, we computed the flux of
the peak brightness temperature Tb for each frequency. Calibration on flux
was done using data from the Nobeyama Radioheliograph data3 which pro-
vides the daily mean flux coming from the center of solar disk in quiet sun
conditions.
4. RESULTS
Seven SST scans passing through the solar prominence for each observation
frequency were processed as described previously resulting in a 7 × 21 sub-
raster detection points that covers entirely the solar prominence. Figure 5
presents the radiomaps at both observing wavelengths created from the data
points overlay over a segment of the 195 Å EIT/SOHO image.
These radiomaps reveal an emission structure which have a maximum
brightness temperature of 2490 and 2070 K for 1.41 and 0.74 mm, respectively.
The maximum brightness temperature in the two observing wavelengths are
detected in two quite different regions within the prominence. The peak emis-
sion at 1.41 mm is located at x = 10.7 arc-min and y = 15.2 arc-min and the
one at 0.74 mm is located at x = 11.5 arc-min and y = 12.7 arc-min relative
to the solar disk center. Observations by Bastian, Ewell, & Zirin (1993) of a
solar prominence at 850 and 1250 µm have shown that peak emission bright-
ness are coincident. However, in their case, the 850 µm emission yields a peak
brightness temperature of 615 K, while at 1250 µm the maximum brightness
temperature is 1480 K; e. i. higher frequencies yield higher peak temperature
brightness.
In our observations, the peak brightness temperature at the two wave-
lengths are separated by ∼4 arc-min with the higher frequency closer to the
solar limb. The shapes of the emission region at both frequencies are elon-
gated with the longest axis aligned to the raster scan direction (see Figure 5)
for both observing wavelengths. The ratio of the shortest to the longest axis
is 1:3 for the two regions. Even though the maximum temperature brightness
is quite similar, differing by ∼20%, the emission of the 1.41 mm seems to
be concentrated in a diameter of 3 arc-min on its long axis while a similar
fraction of the peak emission at 0.74 mm seems to be contained in a diameter
of 6 arc-min.
We can estimate the projected height from the limb. This height will
be a lower limit since the distance is projected on the sky. The brightness
temperature peak for the 0.74 mm is at a lower distance (88 × 103 km) than
the peak at 1.41 mm located at a distance of 166 × 103 km.
Table 1 summarizes the prominence observing results, for each of the SST
observing wavelengths. It shows the maximum observed brightness tempera-
ture, Tb(max), the position of the brightness temperature peak , in arc-min,
relative to the solar disk center, and the projected height over the solar limb,
h, in kilometers.
3http://solar.nro.nao.ac.jp/norp/data/avg/
40 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
MILLIMETER EMISSION FROM A SOLAR PROMINENCE 9
Fig. 5. Radiomaps at 212 GHz (λ =1.41 mm, left panel) and 405 GHz (λ = 0.74 mm,
right panel) of the solar prominence on 2009 September 26. Radiomaps are presented
on a segment of the 195 Å EIT/SOHO image. They were made from 7× 21 raster-
scan matrix zoomed on the prominence region. Axis show coordinates relative to
solar disk center in the local horizontal coordinate system. These fitted contours
reveal the radio emission structure which peaks in the bottom part of the prominence
indicated by an asterisk. The range of contour evaluation for 212 GHz radiomap runs
from 909 to 2909 ADC, and for 405 GHz radiomap runs from 18 to 709 ADC. The
positions of the peak emission are at (10.7,15.2) and (11.5,12.7) for 212 and 405 GHz
radiomaps respectively. The HPBW are 4′ for 212 GHz and 2′ for 405 GHz.
TABLE 1
SOLAR PROMINENCE OBSERVED AND DERIVED PARAMETERS
Observed Derived
Wavelength Tb(max)
a (Az, El)b hc τν
d Te
e ne
f
[mm] [K] [arc-min] [km] [K] [cm−3]
0.74 (405 GHz) 2070 x= 10.8, y= 11.5 87 × 103 0.37 5640 9.76×109
1.41 (212 GHz 2490 x= 10.7, y= 15.2 166 × 103 0.44 5620 9.06×109
aMaximum observed brightness temperature.
bCoordinates of Tb(max) projected position relative to the solar disk center.
cProjected height over the solar limb of the brightness temperature peak.
dPlasma free-free optical depth at frequency ν.ePlasma electron temperature.
fPlasma electron density.
41
10 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
From the SST calibration processes, it was found that the receiver noise
temperatures during the observing time were 2740 and 4700 K, for 1.41 and
0.74 mm receiver, respectively. The atmospheric zenith opacity during the
observing time was 0.15 and 0.77 for wavelengths of 1.41 and 0.74 mm, re-
spectively. In particular, these values of the submillimetric optical depth of
the atmosphere at the observing time favored this successful observation since
typical values of the optical depth for El Leoncito site are 0.18 and 0.9 for
1.41 and 0.74 mm, respectively (Melo et al. 2003).
5. DISCUSSION
In §3 we showed how to subtract the contribution from the Sun and how
to deconvolve the telescope response to leave only the signal from the promi-
nence alone. The method was applied to the 1.41 and 0.74 mm raster-scan
maps of the solar prominence. The data at both wavelengths were obtained
simultaneously, both in space and time, since the receivers beam footprints
are concentric (see Figure 1). In this section we followed the method of Bas-
tian, Ewell, & Zirin (1993) to derived and discussed the plasma parameters
of the observed solar prominence at the two observing wavelengths.
The ionization fraction ne/HI of a solar prominence is not a well-determine
quantity; it can varies from ne/HI ≈ 0.16 at the cool part of the prominence
(Landam 1986) up to ne/HI ∼ 1 at the outer parts (Hirayama 1985). Under
these circumstances, electron/ion free-free absorption is the dominant source
of opacity at wavelengths near of 1 mm. The electron temperature Tp in
quiescent prominences is also somewhat uncertain. Zirin (1988) argues that
the electron temperature is likely to be in the range 4800–6000 K. Hirayama
(1985) has suggested that an average value of 5600 K is appropriate. For
the purpose of discussion here, we assume the prominence temperature is
within the range 5000–6500 K. While Hirayama ( 1964, 1972) has also noted
the tendency of prominence temperatures to increase towards their periphery,
we assume that the dense core of a prominence is essentially isothermal, an
assumption which allows us to treat the observations in a simple manner
without introducing a large error.
The observed brightness temperature Tb, without the presence of back-
ground emission, is related to the plasma temperature, Tp, by (Dulk 1985)
Tb = Tp(1 − e
−τp) , (6)
where τp is the optical depth of the material in the prominence. The free-
free absorption coefficient, κffλ , that describes the plasma opacity, τp, is given
by (Lang 1980)
κffλ = 1.089× 10
−23 n2e T
−1.5
e λ
2 × log (1.652 × 10−3 T 1.5e λ) cm
−1 , (7)
where λ is the wavelength in cm, Te is the effective temperature of the emitting
material, and ne the electron number density. Since
τffλ =
∫ L
0
kff ds = f(λ, Te)〈n
2
e L〉 , (8)
42 Emisión Milimétrica y Submilimétrica de una Prominencia Solar
MILLIMETER EMISSION FROM A SOLAR PROMINENCE 11
where L is the physical size along the line of sight and f(λ, Te) a function
of λ and Te, radio observations may help us to constrain the plasma optical
depth and, therefore, the average emission measure 〈n2e L〉 as a function of the
projected position in the prominence.
The peak brightness temperature at 1.41 mm is 2490 K and it is separated
by ∼ 4 arc-min from the maximum at 0.74 mm, where its peak brightness
is 2070 K. Free-free emission from solar prominences at millimeter and sub-
millimeter wavelengths is optically thin (Bastian, Ewell, & Zirin 1993), so
we assumed that both emissions are optically thin. Using equation (7) the
maximum brightness of the 1.41 mm prominence emission yields a peak line-
of-sight emission measure of 〈n2e L〉= (1.84 – 1.93) × 10
29 cm−5 for Tp in
the range of 5000–6500 K. Similarly, the 0.74 mm prominence emission yields
〈n2e L〉 = (6.52 – 6.73) × 10
29 cm−5. By comparison Bastian, Ewell, & Zirin
(1993) obtained values in the range of (1.15–2.02)× 1029 cm−5 for 0.85 mm
and (1.26–2.30)× 1029 cm−5 for 1.25 mm for Tp in the same temperature
range as before. Thus, the mean optical depth at 0.74 and 1.41 mm will be
τ0.74= 0.37± 0.05 and τ1.41= 0.44± 0.07, respectively.
To disentangle the mean electron density from the emission measure we
need to make further assumptions. For L, let us assume a path length similar
to the projected widths of the most intense cores for each wavelength; e.i. we
are assuming a cylindrical emitting region with long axis along the line of sight
equal to the cross section of the projected emission core. Thus, for 0.740 mm
it will be L = 6.96 ×104 km, and for 1.41 mm it will be L = 2.32×104 km
for angular diameters 3 arc-min and 1 arc-min, respectively (see Figure 5).
With these values of L, we obtained the following electron densities for the
emitting regions at 0.740 and 1.41 mm of ne=9.76×10
9 and 9.06×109 cm−3,
respectively. Assuming an optically thin emission the plasma temperature will
be TP = 5640 K for the 0.74 mm emission region and 5620 K for the 1.41 mm
emission region.
6. CONCLUSIONS
1. We have analyzed data from the Solar Submillimeter Telescope (SST)
in raster scan observations mode on 2009 September 26, and found a radio
emission structure beyond the solar limb at wavelengths of 1.4 and 0.74 mm
(212 and 405 GHz, respectively).
2. By comparison of these SST scans to images at the chromospheric line
of He II (304 Å) from EIT/SOHO instrument properly oriented, we found that
the excess of radio emission coincides with the location of a solar prominence
at 19:19 hours UT at the SST on 2009 September 26.
3. During the observations, the millimeter zenith atmospheric opacity
at the SST site was τ212 = 0.15 and τ405 = 0.77, which were much lower
than the most probable opacity values for the telescope site. These fortunate
circumstance allowed us to detected the solar prominence with good signal to
noise ratio at the submillimeter and millimeter wavelengths.
43
12 PÉREZ-LEÓN, HIRIART, & MENDOZA-TORRES
4. Using geometrical arguments at each scan, and with help from He II
image, we subtracted radio background signal to get a peak brightness temper-
ature of the prominence structure of Tb = 2490 and 2070 K for the wavelength
emission at 1.4 and 0.74 mm, respectively. The brightness temperature peak
were separated by ∼4 arc-min with the shortest wavelength closer to the solar
limb.
5. We have applied the free-free mechanism theory developed by Dulk
(1985) for the solar disk to the solar prominence at a projected distance of
h ∼ 105 km over the solar limb to derive its electronic density and plasma
temperature.
6. The emission is consistent with optically free-free radiation, the optical
depth being τ0.78 ≈ at the brightness maximum. For the range of temperatures
of 5000–6500 K we find that the emission measure lies in the range of (1.84–
1.93) × 1029 for 1.41 mm and (6.52–6.73)×1029 for 0.7 4mm. The electron
temperature at both wavelengths is Te= 5600 K.
J. E. Pérez-León thanks to Consejo Nacional de Ciencia y Tecnoloǵıa
(CONACyT), México, for a graduate student fellowship. He II solar images
are a courtesy of EIT/SOHO consortium. SOHO is a project of international
cooperation between ESA and NASA. The SST program is being partially
funded by Brazil agencies FAPESP and CNPq and Argentina agency CON-
ICET.
REFERENCES
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Apushkinskij, G. P., Topchilo, N. A., Tsyganov, A. N., & Nesterov, N. S. 1996,
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Dulk, G. A. 1985, ARA&A, 23, 169
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Hirayama, T. 1985, Sol. Phys., 100, 415
Hirayama, T. 1972,Sol. Phys., 17, 50
Hirayama, T. 1964,PASJ, 16, 104
Hiriart, D., Goldsmith, P. F., Skrutskie,