O ciclo solar é um dos fenômenos magnéticos mais interessantes do Universo. Embora ele tinha sido descoberto há mais de 150 anos, até agora permanece um problema em aberto para a Astrofísica. Há diferentes tipos de observações que sugerem que o ciclo solar corresponde a um processo de dínamo operando em algum lugar do interior solar. Parker foi o primeiro a tentar explicar o dínamo solar como um processo hidro-magnético acerca de 50 anos atrás. Desde então, embora tenha havido avanços significativos nas observações e investigações teóricas e numéricas, uma resposta definitiva para o dínamo solar ainda não existe. Acredita-se que no caso do Sol, pelo menos dois processos são necessários para completar o ciclo magnético observado: a transformação de um campo poloidal inicial em um campo toroidal, um processo conhecido como efeito , o qual se deve ao cisalhamento em grande escala ocasionado pela rotação diferencial; e a transformação do campo toroidal em um novo campo poloidal de polaridade oposta ao inicial. Esse segundo processo é menos conhecido e motivo de intensas discussões e pesquisas. Duas hipóteses principais foram formuladas para explicar a natureza deste processo, usualmente conhecido como efeito : a primeira, baseada na idéia de Parker de um mecanismo turbulento onde os campos poloidais resultam de movimentos convectivos ciclônicos operando em tubos de fluxo toroidais em pequena escala. Esses modelos se depararam, no entanto, com um serio inconveniente: na fase não-linear, i.e., quando a reação dinâmica do campo magnético ao fluido torna-se importante, o efeito pode ser amortecido de forma catastrófica, levando a um dínamo pouco efetivo. A segunda hipótese é baseada nas idéias de Babcock (1961) e Leighton (1969) (BL), que propuseram que o campo poloidal forma-se devido à emergência e decaimento posterior das regiões bipolares ativas. Neste modelo a circulação meridional tem um papel fundamental pois atua como mecanismo de transporte do fluxo magnético, de tal forma que a escala de tempo advectivo deve dominar sobre a escala de tempo difusiva. Por essa razão essa classe de modelos é comumente conhecida como modelo de dínamo dominado pelo transporte de fluxo, ou dínamo advectivo. Os modelos de dínamo dominados pelo transporte de fluxo são relativamente bem sucedidos em reproduzir as características em grande escala do ciclo solar, tornando-se populares entre a comunidade de Física solar, no entanto, também apresentam vários problemas amplamente discutidos na literatura. O objetivo principal deste trabalho foi identificar as principais limitações dessa classe de modelos e explorar as suas possíveis soluções. Para tal, construímos um modelo numérico bi-dimensional de dínamo cinemático baseado na teoria de campo médio e investigamos primeiro os efeitos da geometria e da espessura da tacoclina solar na amplificação do dínamo. Depois, consideramos o processo de bombeamento magnético turbulento como um mecanismo alternativo de transporte de fluxo magnético, e finalmente, incluímos a reação dinâmica do campo magnético sobre a difusividade magnética turbulenta, um processo conhecido como amortecimento de . Verificamos que é possível construir-se um modelo de dínamo dominado pelo transporte de fluxo capaz de reproduzir as observações ao considerar-se uma tacoclina de espessura fina localizada abaixo da zona convectiva. Isto limita a criação de intensos campos toroidais não desejados nas altas latitudes. Verificamos também ser importante considerar o bombeamento magnético, pois ele provê advecção do fluxo magnético para o equador e para a base da camada convectiva, o que resulta em uma correta distribuição latitudinal e temporal dos campos toroidais e também permite certa penetração desses campos nas regiões mais estáveis onde podem adquirir maior amplificação. Esse mecanismo é ainda importante para produzir a paridade correta do campo (anti-simétrica) nos dois hemisférios do Sol. Também encontramos que o amortecimento da difusividade magnética é um mecanismo fundamental para a formação de pequenas estruturas de campo toroidal com maior tempo de vida, identificadas com os tubos de fluxo, que acredita-se existirem na base da zona de convecção. Além do mais, os campos magnéticos formados graças ao amortecimento de podem ser até ~2 vezes mais intensos que as estruturas magnéticas formadas sem o seu amortecimento. Por fim, nos últimos anos, alguns trabalhos teóricos vêm chamando a atenção para o papel da conservação da helicidade magnética no processo de dínamo, dando nova vida a modelos de dínamo turbulento, como originalmente proposto por Parker. Com o objetivo de investigar o papel da helicidade magnética e de buscar uma descrição dinâmica mais realista do mecanismo de dínamo, construímos recentemente um modelo numérico de convecção tridimensional (utilizando o código MHD, PLUTO) que tenta reproduzir o cenário natural do interior solar onde teria lugar o processo de dínamo. Exploramos a evolução de um campo magnético semente imposto sobre um estado convectivo estacionário. Os resultados preliminares indicam que a convecção pode facilmente excitar o efeito de dínamo, inclusive em casos sem rotação. Porém, nos casos com rotação, o dínamo parece produzir uma maior quantidade de campo magnético médio com relação aos casos sem a rotação nos quais o campo flutuante é dominante. Estes resultados suportam a existência de um dínamo turbulento y validam a teoria de campo médio, mas uma a análise mais detalhada ainda é necessária. / The solar cycle is one of the most interesting magnetic phenomenon in the Universe. Even though it was discovered more than 150 years ago, it remains until now as an open problem in Astrophysics. There are several observational evidences that suggest that the solar cycle corresponds to a dynamo process operating at some place of the solar interior. Parker, in 1955, was the first to try to explain the solar dynamo as hydromagnetic phenomena. Since then, although there has been important improvements in the observations, theory and numerical simulations, a definitive model for the solar dynamo is still missing. There is common agreement that in the solar case, at least two processes are necessary to close the dynamo loop: the transformation of an initial poloidal field into a toroidal field, the so called Omega effect, which is due to a large scale shear caused by the diferential rotation, and the transformation of the toroidal field into a new poloidal field of opposite polarity, which is still a poorly understood process that has been the subject of intense debate and research. Two main hypotheses have been formulated in order to explain the nature of this effect, usually denominated alpha effect: the first one is based on Parker\'s idea of a turbulent mechanism where the poloidal field results from cyclonic convective motions operating at small scales in the toroidal field ropes. These models, however face an important limitation: in the non-linear regime, i.e. when the back reaction of the toroidal field on the motions becomes important, the alpha effect can be catastrophically quenched leading to an ineffective dynamo. The second hypotheses is based on the formulation of Babcock (1961) and Leighton (1969) (BL), who proposed that the poloidal field is formed due to the emergence and decay of bipolar magnetic regions. In this model the meridional circulation plays an important role by acting as conveyor belt of the magnetic flux, so that the advection time must be dominant over the diffusion time. For this reason these models are often called flux-transport dynamo models. The flux-transport dynamo models has been relatively successful in reproducing the large scale features of the solar cycle, and have become popular between the solar community. However, they also present several problems that have been widely discussed in the literature. The main goal of this work was to identify the main problems concerning the flux-transport dynamo model and to explore possible solutions for them. For this aim, we have built a two-dimensional kinematic numerical model based on the mean-field theory in order to explore first the effects of the geometry and thickness of the solar tachocline on the dynamo amplification. Then, we considered the turbulent pumping as an alternative magnetic flux advection mechanism, and finally, we included the non-linear back-reaction of the magnetic field on the turbulent magnetic diffusivity, a process known as eta-quenching. We have found that it is possible to build a flux-transport dynamo model able to reproduce the observations as long as a thin tachocline located below the convective zone is considered. This helps to prevent the amplification of undesirable strong toroidal fields at the high latitudes. We have also found that it is important to consider the turbulent magnetic pumping mechanism, because it provides magnetic field advection both equatorward and inwards, that results in a correct latitudinal and temporal distribution of the toroidal field and also allows the penetration of the toroidal fields down into the stable layers where they can acquire further amplification. Besides, this mechanism plays an important role in reproducing the correct field parity (anti-symmetric) on both solar hemispheres. We have also found that the eta-quenching may lead to the formation of long-lived small structures of toroidal field which resemble the flux-tubes that are believed to exist at the base of the convection zone. The magnetic fields that are formed thanks to the eta-quenching can be up to ~ twice as larger as the magnetic structures which are developed without this effect. Finally, a number of theoretical works in the last years have called the attention to the role of magnetic helicity conservation in the dynamo processes, giving a new life to the turbulent dynamo model as proposed by Parker. With the aim to study the role of magnetic helicity and explore a more realistic dynamical description of the dynamo mechanism, we have also recently built a 3D convective numerical model (based on the MHD-Goudunov type PLUTO code) where we try to reproduce the natural scenario of the solar interior where the dynamo might take place. We have studied the evolution of a seed field embedded in an initially steady state convection layer. Our preliminary results indicate that convection can easily drive the dynamo action, even in the case without rotation. However, in the rotating cases, the dynamo appears to produce a larger amount of large scale (coherent) magnetic field when compared to the case without rotation where small scale fluctuating fields are dominant. These results support the existence of a turbulent mean field dynamo, but furthermore detailed analysis is still required.

O ciclo solar é um dos fenômenos magnéticos mais interessantes do Universo. Embora ele tinha sido descoberto há mais de 150 anos, até agora permanece um problema em aberto para a Astrofísica. Há diferentes tipos de observações que sugerem que o ciclo solar corresponde a um processo de dínamo operando em algum lugar do interior solar. Parker foi o primeiro a tentar explicar o dínamo solar como um processo hidro-magnético acerca de 50 anos atrás. Desde então, embora tenha havido avanços significativos nas observações e investigações teóricas e numéricas, uma resposta definitiva para o dínamo solar ainda não existe. Acredita-se que no caso do Sol, pelo menos dois processos são necessários para completar o ciclo magnético observado: a transformação de um campo poloidal inicial em um campo toroidal, um processo conhecido como efeito , o qual se deve ao cisalhamento em grande escala ocasionado pela rotação diferencial; e a transformação do campo toroidal em um novo campo poloidal de polaridade oposta ao inicial. Esse segundo processo é menos conhecido e motivo de intensas discussões e pesquisas. Duas hipóteses principais foram formuladas para explicar a natureza deste processo, usualmente conhecido como efeito : a primeira, baseada na idéia de Parker de um mecanismo turbulento onde os campos poloidais resultam de movimentos convectivos ciclônicos operando em tubos de fluxo toroidais em pequena escala. Esses modelos se depararam, no entanto, com um serio inconveniente: na fase não-linear, i.e., quando a reação dinâmica do campo magnético ao fluido torna-se importante, o efeito pode ser amortecido de forma catastrófica, levando a um dínamo pouco efetivo. A segunda hipótese é baseada nas idéias de Babcock (1961) e Leighton (1969) (BL), que propuseram que o campo poloidal forma-se devido à emergência e decaimento posterior das regiões bipolares ativas. Neste modelo a circulação meridional tem um papel fundamental pois atua como mecanismo de transporte do fluxo magnético, de tal forma que a escala de tempo advectivo deve dominar sobre a escala de tempo difusiva. Por essa razão essa classe de modelos é comumente conhecida como modelo de dínamo dominado pelo transporte de fluxo, ou dínamo advectivo. Os modelos de dínamo dominados pelo transporte de fluxo são relativamente bem sucedidos em reproduzir as características em grande escala do ciclo solar, tornando-se populares entre a comunidade de Física solar, no entanto, também apresentam vários problemas amplamente discutidos na literatura. O objetivo principal deste trabalho foi identificar as principais limitações dessa classe de modelos e explorar as suas possíveis soluções. Para tal, construímos um modelo numérico bi-dimensional de dínamo cinemático baseado na teoria de campo médio e investigamos primeiro os efeitos da geometria e da espessura da tacoclina solar na amplificação do dínamo. Depois, consideramos o processo de bombeamento magnético turbulento como um mecanismo alternativo de transporte de fluxo magnético, e finalmente, incluímos a reação dinâmica do campo magnético sobre a difusividade magnética turbulenta, um processo conhecido como amortecimento de . Verificamos que é possível construir-se um modelo de dínamo dominado pelo transporte de fluxo capaz de reproduzir as observações ao considerar-se uma tacoclina de espessura fina localizada abaixo da zona convectiva. Isto limita a criação de intensos campos toroidais não desejados nas altas latitudes. Verificamos também ser importante considerar o bombeamento magnético, pois ele provê advecção do fluxo magnético para o equador e para a base da camada convectiva, o que resulta em uma correta distribuição latitudinal e temporal dos campos toroidais e também permite certa penetração desses campos nas regiões mais estáveis onde podem adquirir maior amplificação. Esse mecanismo é ainda importante para produzir a paridade correta do campo (anti-simétrica) nos dois hemisférios do Sol. Também encontramos que o amortecimento da difusividade magnética é um mecanismo fundamental para a formação de pequenas estruturas de campo toroidal com maior tempo de vida, identificadas com os tubos de fluxo, que acredita-se existirem na base da zona de convecção. Além do mais, os campos magnéticos formados graças ao amortecimento de podem ser até ~2 vezes mais intensos que as estruturas magnéticas formadas sem o seu amortecimento. Por fim, nos últimos anos, alguns trabalhos teóricos vêm chamando a atenção para o papel da conservação da helicidade magnética no processo de dínamo, dando nova vida a modelos de dínamo turbulento, como originalmente proposto por Parker. Com o objetivo de investigar o papel da helicidade magnética e de buscar uma descrição dinâmica mais realista do mecanismo de dínamo, construímos recentemente um modelo numérico de convecção tridimensional (utilizando o código MHD, PLUTO) que tenta reproduzir o cenário natural do interior solar onde teria lugar o processo de dínamo. Exploramos a evolução de um campo magnético semente imposto sobre um estado convectivo estacionário. Os resultados preliminares indicam que a convecção pode facilmente excitar o efeito de dínamo, inclusive em casos sem rotação. Porém, nos casos com rotação, o dínamo parece produzir uma maior quantidade de campo magnético médio com relação aos casos sem a rotação nos quais o campo flutuante é dominante. Estes resultados suportam a existência de um dínamo turbulento y validam a teoria de campo médio, mas uma a análise mais detalhada ainda é necessária. / The solar cycle is one of the most interesting magnetic phenomenon in the Universe. Even though it was discovered more than 150 years ago, it remains until now as an open problem in Astrophysics. There are several observational evidences that suggest that the solar cycle corresponds to a dynamo process operating at some place of the solar interior. Parker, in 1955, was the first to try to explain the solar dynamo as hydromagnetic phenomena. Since then, although there has been important improvements in the observations, theory and numerical simulations, a definitive model for the solar dynamo is still missing. There is common agreement that in the solar case, at least two processes are necessary to close the dynamo loop: the transformation of an initial poloidal field into a toroidal field, the so called Omega effect, which is due to a large scale shear caused by the diferential rotation, and the transformation of the toroidal field into a new poloidal field of opposite polarity, which is still a poorly understood process that has been the subject of intense debate and research. Two main hypotheses have been formulated in order to explain the nature of this effect, usually denominated alpha effect: the first one is based on Parker\'s idea of a turbulent mechanism where the poloidal field results from cyclonic convective motions operating at small scales in the toroidal field ropes. These models, however face an important limitation: in the non-linear regime, i.e. when the back reaction of the toroidal field on the motions becomes important, the alpha effect can be catastrophically quenched leading to an ineffective dynamo. The second hypotheses is based on the formulation of Babcock (1961) and Leighton (1969) (BL), who proposed that the poloidal field is formed due to the emergence and decay of bipolar magnetic regions. In this model the meridional circulation plays an important role by acting as conveyor belt of the magnetic flux, so that the advection time must be dominant over the diffusion time. For this reason these models are often called flux-transport dynamo models. The flux-transport dynamo models has been relatively successful in reproducing the large scale features of the solar cycle, and have become popular between the solar community. However, they also present several problems that have been widely discussed in the literature. The main goal of this work was to identify the main problems concerning the flux-transport dynamo model and to explore possible solutions for them. For this aim, we have built a two-dimensional kinematic numerical model based on the mean-field theory in order to explore first the effects of the geometry and thickness of the solar tachocline on the dynamo amplification. Then, we considered the turbulent pumping as an alternative magnetic flux advection mechanism, and finally, we included the non-linear back-reaction of the magnetic field on the turbulent magnetic diffusivity, a process known as eta-quenching. We have found that it is possible to build a flux-transport dynamo model able to reproduce the observations as long as a thin tachocline located below the convective zone is considered. This helps to prevent the amplification of undesirable strong toroidal fields at the high latitudes. We have also found that it is important to consider the turbulent magnetic pumping mechanism, because it provides magnetic field advection both equatorward and inwards, that results in a correct latitudinal and temporal distribution of the toroidal field and also allows the penetration of the toroidal fields down into the stable layers where they can acquire further amplification. Besides, this mechanism plays an important role in reproducing the correct field parity (anti-symmetric) on both solar hemispheres. We have also found that the eta-quenching may lead to the formation of long-lived small structures of toroidal field which resemble the flux-tubes that are believed to exist at the base of the convection zone. The magnetic fields that are formed thanks to the eta-quenching can be up to ~ twice as larger as the magnetic structures which are developed without this effect. Finally, a number of theoretical works in the last years have called the attention to the role of magnetic helicity conservation in the dynamo processes, giving a new life to the turbulent dynamo model as proposed by Parker. With the aim to study the role of magnetic helicity and explore a more realistic dynamical description of the dynamo mechanism, we have also recently built a 3D convective numerical model (based on the MHD-Goudunov type PLUTO code) where we try to reproduce the natural scenario of the solar interior where the dynamo might take place. We have studied the evolution of a seed field embedded in an initially steady state convection layer. Our preliminary results indicate that convection can easily drive the dynamo action, even in the case without rotation. However, in the rotating cases, the dynamo appears to produce a larger amount of large scale (coherent) magnetic field when compared to the case without rotation where small scale fluctuating fields are dominant. These results support the existence of a turbulent mean field dynamo, but furthermore detailed analysis is still required.

Submitted by Jean Medeiros (jeanletras@uepb.edu.br) on 2016-04-27T12:51:25Z No. of bitstreams: 1 PDF - Juliana Cardoso Herculano.pdf: 2901982 bytes, checksum: 1eb37789ca96855b4c63bd56d9a06682 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-04-27T12:51:25Z (GMT). No. of bitstreams: 1 PDF - Juliana Cardoso Herculano.pdf: 2901982 bytes, checksum: 1eb37789ca96855b4c63bd56d9a06682 (MD5) Previous issue date: 2015-05-27 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / Temperature values around 90 km height were used to investigate a possible relationship between the variations of temperature and solar flux during the solar cycle 23. The temperature data were obtained from the meteoric signal decay time in Cachoeira Paulista (22.7 ° S, 45.0 ° W). To find a possible long-term trend and variations induced by solar activity in annual average temperatures, the data sets were analyzed by multiple linear regression. It was observed that over time the temperature obtained by the two methods show variations. The variation appears to be most pronounced for the temperatures obtained by the gradient method, in which the amplitudes are larger, as well as the respective standard deviations. To analyze the behavior of temperature during solar cycle 23, the seasonally adjusted annual averages, after eliminating the influence of solar activity, they were used and the linear trend was estimated. The average temperature calculated by the model pressure tends to increase about 0.035 K / year when the entire period of observation is considered. However, for the period between maximum and solar minimum the average annual temperature has a tendency of increase of 0.166 K / year. The results show that the annual average temperature of seasonally adjusted after removal of the effects due to solar flux obtained by the gradient method would be higher than the original period for the solar decline. It is noted that the annual temperature seasonally adjusted virtually no change when t he time trend is removed, which may indicate that the annual temperature deseasonalized obtained by the gradient method are strongly affected by the solar flux. / Valores da temperatura em torno de 90 km de altura foram usados para investigar uma possível relação entre as variações da temperatura e o fluxo solar durante o ciclo solar 23. Os dados de temperatura foram obtidos a partir do tempo de decaimento do sinal meteórico em Cachoeira Paulista (22,7°S, 45,0°O). Para encontrar uma possível tendência de longo prazo e variações induzidas pela atividade solar nas médias anuais das temperaturas, as séries de dados foram submetidas à análise de regressão linear múltipla. Observou-se que ao longo do tempo as temperaturas obtidas através dos 2 métodos apresentam variações. A variação mostra-se mais notória para as temperaturas obtidas pelo método do gradiente, em que as amplitudes são maiores, assim como os respectivos desvios padrão. Para analisar o comportamento da temperatura durante o ciclo solar 23, as médias anuais dessazonalizadas, após a eliminação da influência da atividade solar, foram utilizadas e a tendência linear foi estimada. A temperatura média calculada pelo modelo de pressão tende a aumentar cerca de 0,035 K/ano quando todo o período de observação é considerado. Contudo, para o período compreendido entre máximo e o mínimo solar a temperatura média anual apresenta uma tendência de aumento de 0,166 K/ano. Os resultados mostram que as médias anuais das temperaturas dessazonalizadas após a remoção dos efeitos devido ao fluxo solar, obtidas pelo método do gradiente, seriam mais elevadas do que as originais para o período de declínio solar. Verifica-se que as temperaturas anuais dessazonalizadas praticamente não mudam quando a tendência temporal é removida, o que pode indicar que as temperaturas anuais dessazonalizadas obtidas pelo método do gradiente são fortemente afetadas pelo fluxo solar.

Submitted by Marta Toyoda (1144061@mackenzie.br) on 2018-02-06T21:06:56Z No. of bitstreams: 2 ADILSON EDUARDO SPAGIARI.pdf: 3953773 bytes, checksum: e319901ef7280b92fc49220ce7305d20 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2018-03-03T17:33:57Z (GMT) No. of bitstreams: 2 ADILSON EDUARDO SPAGIARI.pdf: 3953773 bytes, checksum: e319901ef7280b92fc49220ce7305d20 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-03-03T17:33:57Z (GMT). No. of bitstreams: 2 ADILSON EDUARDO SPAGIARI.pdf: 3953773 bytes, checksum: e319901ef7280b92fc49220ce7305d20 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2017-02-08 / This work analyzed the physical characteristics of sunspots the solar cycle 23, detected using computer vision techniques. Images in visible light and magnetograms of the MDI instrument (Michelson Doppler Imager) of the space telescope SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) were used in the process of detecting sunspots and the extraction of their characteristics. The flow of solar irradiance, number of spots, number of sunspot groups, area, temperature, brightness and the average magnetic field of sunspots were also studied. Based on the sunspot data, the behavior of these characteristics and relationships between them were verified along the periods of solar minimum and maximum. We detected and analyzed 32,317 sunspots, with longitude between -40◦and 40◦, throughout the entire solar cycle. The daily Wolf number series was compared with data from the SIDC research center, and showed a 95% correlation. In addition, nonlinear correlations were found regarding area and extreme magnetic field, as well as regarding temperature and area, and finally regarding temperature and magnetic field. It was also found that these correlations presented small variations over the time of the solar cycle 23, and that larger, colder sunspots and with stronger magnetic fields occur more frequently during periods of maximum activity. / O presente trabalho tem como objetivo analisar as características físicas das manchas solares do ciclo solar 23. Para o processo de detecção e de extração das manchas solares, bem como para a análise de suas características, serão empregadas técnicas de visão computacional, por meio das imagens em luz visível e do magnetograma do instrumento MDI (Michelson Doppler Imager) do telescópio espacial SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). Também serão analisados o fluxo de irradiância solar, número de manchas, quantidade de grupos, área, temperatura, brilho e campo magnético m´médio das manchas solares. Com base nos dados obtidos, verificou-se o comportamento dessas características e as relações entre estas ao longo dos períodos de m´mínimo e de m´máximo solar. Foram detectadas e analisadas 32.317 manchas solares, com longitude entre -40◦e 40◦, ao longo de todo o ciclo solar. A série diária do número de Wolf foi comparada com os dados do centro de pesquisa SIDC, e apresentou uma correlação de 95%. Além disso foram encontradas também, correlações não lineares entre área e campo magnético extremo, assim como entre temperatura e área, e finalmente entre temperatura e campo magnético. Verificou-se também que estas correlações apresentaram variações pequenas ao logo do ciclo solar 23, e que as manchas solares maiores, mais frias e com campos magnéticos mais intensos ocorrem mais frequentemente durante períodos de máxima atividade.

Submitted by Jean Medeiros (jeanletras@uepb.edu.br) on 2016-03-03T17:22:59Z No. of bitstreams: 2 license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) PDF - Sebastião Nascimento de Souza.pdf: 2316347 bytes, checksum: 7e719d9c14cbff4227a3c49a84dc164f (MD5) / Made available in DSpace on 2016-03-03T17:22:59Z (GMT). No. of bitstreams: 2 license_rdf: 23148 bytes, checksum: 9da0b6dfac957114c6a7714714b86306 (MD5) PDF - Sebastião Nascimento de Souza.pdf: 2316347 bytes, checksum: 7e719d9c14cbff4227a3c49a84dc164f (MD5) Previous issue date: 2015-05-29 / In this paper, data from the heights of maximum occurrence of meteor echoes were used to investigate a possible relationship between variations in the height of meteors and solar flux at low latitudes during the solar cycle 23. The heights of meteors were obtained from measurements by SKiYMET meteor radar system at Cachoeira Paulista (22.7 ° S, 45.0 ° W). The data used include measurements taken from March 1999 to July 2006 and from September 2007 to October 2008. The echo of the reach and the zenith angle with respect to each radar echo are used for the heights of occurrence of meteors. The maximum height of daily occurrence was obtained from the Gaussian distribution through vertical adjustment. The series of height data of peak occurrence of meteors was subjected to multiple linear regression analysis to investigate the trend and possible variations induced by solar activity. The results showed a downward trend of approximately 68 m / year at the time of maximum occurrence of meteor and 447 m / 100sfu using monthly data after removal of the solar effect, resulting in a decrease in the peak height of approximately 248 m for all observation period after the time trend removal. Considering only the period of decline of the solar cycle (2002-2008) the decline was approximately 1054 m using monthly data in the analysis. The decrease of the meteors occurrence height can be attributed, in part, the effects of solar activity. Knowing that the atmosphere expands with the growth of solar activity the neutral density shows a downward trend over time. / Neste trabalho, dados das alturas de máxima ocorrência de ecos meteóricos foram usados para investigar uma possível relação entre as variações na altura dos meteoros e fluxo solar em baixas latitudes, durante o ciclo solar 23. As alturas dos meteoros foram obtidos a partir das medidas por radar meteórico SKiYMET em Cachoeira Paulista (22,7°S, 45,0°O). Os dados utilizados incluem as medidas realizadas de março de 1999 a julho de 2006 e de setembro de 2007 a outubro de 2008. O alcance do eco e o ângulo zenital referente a cada eco do radar são usados para obter as alturas de ocorrência dos meteoros. A altura de máxima ocorrência diária foi obtida a partir da distribuição vertical através de ajuste Gaussiano. A série de dados da altura do pico de ocorrência de meteoros foi submetida a análise de regressão linear múltipla para investigar a tendência e possíveis variações induzidas pela atividade solar. Os resultados indicam uma tendência de queda de aproximadamente 68 m/ano na altura de ocorrência máxima dos meteoros e de 447 m/100sfu utilizando os dados mensais após remoção do efeito solar, acarretando numa diminuição da altura do pico de aproximadamente 248 m para todo o período observado após remoção da tendência do tempo. Considerando apenas o período de declínio do ciclo solar (de 2002 a 2008) a queda foi de aproximadamente 1054 m utilizando nas análises os dados mensais. O decréscimo da altura de ocorrência dos meteoros pode ser atribuído, em parte, a efeitos da atividade solar. Sabendo que a atmosfera se expande com o crescimento da atividade solar a densidade neutra apresenta uma tendência decrescente ao longo do tempo.

Submitted by Jean Medeiros (jeanletras@uepb.edu.br) on 2018-06-15T14:03:10Z No. of bitstreams: 1 PDF - Luciana Rodrigues de Araújo.pdf: 65021055 bytes, checksum: ca14397fd5976fb51f30eb8b9769c237 (MD5) / Approved for entry into archive by Secta BC (secta.csu.bc@uepb.edu.br) on 2018-06-18T18:12:06Z (GMT) No. of bitstreams: 1 PDF - Luciana Rodrigues de Araújo.pdf: 65021055 bytes, checksum: ca14397fd5976fb51f30eb8b9769c237 (MD5) / Made available in DSpace on 2018-06-18T18:12:06Z (GMT). No. of bitstreams: 1 PDF - Luciana Rodrigues de Araújo.pdf: 65021055 bytes, checksum: ca14397fd5976fb51f30eb8b9769c237 (MD5) Previous issue date: 2017-02-17 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / Wind data obtained between 1999 and 2016 from measuments by meteor radar at Cachoeira Paulista (22.7°S, 45.0°W), Brazil, were used to investigate the behavior of the dynamics on upper mesosphere and lower thermosphere region, the interannual variability in the winds, in the diurnal tide and 2-day wave amplitudes and the possible causes. The results show that zonal wind is characterized by a semiannual variation below 90 km and annual above, while the meridional wind exhibits an annual cycle at all altitudes. Monthly winds did not show quasi-biennial variation (QBO), however the seasonal winds in the zonal direction observed during the summer and fall show QBO variations type in altitudes below 90 km. The results also suggest that the zonal and meridional winds are intensified during the years of solar maximum, especially in the summer and winter seasons. The monthly amplitudes of diurnal tide show an annual variation, in which the amplitudes are greater during the eastward phase of QBO at 30 hPa. The spectrum obtained from the deseasonalized amplitudes shows a 26 months peak in the meridional component, which may to be associated with stratospheric QBO phase. The modulation of the diurnal tide amplitude by QBO shows a quasi ten-year variation, and is stronger for the solar cycle maximum. The amplitude of the 2-day wave exhibit interannual variability, however, do not shows to be affected by the QBO phase during the summer season. The amplitudes of the 2-day show interannual variability, but, only in winter it is affected by the QBO phase. Good agreement between the variation of the amplitude of the 2-day wave for meridional wind and the solar radio flux was observed for most of the summers with a significant correlation, suggesting a possible wave modulation by the 11-year solar cycle. / Dados de ventos obtidos entre 1999 e 2016 a partir de medidas por radar meteórico em Cachoeira Paulista (22,7°S, 45,0°O), Brasil, foram utilizados para investigar o comportamento da dinâmica da região da alta mesosfera e baixa termosfera, a variabilidade interanual dos ventos, das amplitudes da maré diurna e da onda de 2 dias e as possíveis causas. Os resultados mostram que o vento zonal é caracterizado por uma variação semianual abaixo de 90 km e anual acima, enquanto o vento meridional exibe um ciclo anual em todas as alturas. Os ventos mensais não mostraram variação quase bienal (QBO), contudo os ventos sazonais na direção zonal observados durante o verão e o outono mostram variações tipo QBO nas alturas abaixo de 90 km. Os resultados sugerem ainda que os ventos zonal e meridional são intensificados durante os anos de máxima atividade solar, principalmente nas estações de verão e inverno. As amplitudes mensais da maré diurna exibem variação interanual, em que as amplitudes são maiores durante a fase para leste da QBO em 30 hPa. O espectro obtido a partir das amplitudes dessazonalizadas mostra um pico próximo de 26 meses na componente meridional, o qual pode estar associado à fase da QBO estratosférica. A modulação da amplitude da maré diurna pela QBO mostra uma variação quase decenal, e é mais forte durante o máximo do ciclo solar. As amplitudes da onda de 2 dias exibem variabilidade interanual para ambas as componentes, contudo, apenas no inverno mostra ser afetada pela fase da QBO. Boa concordância entre a variação da amplitude meridional da onda de 2 dias e o fluxo de rádio solar foi observada para a maioria dos verões com correlação significativa, sugerindo uma possível modulação da onda pelo ciclo solar de 11 anos.

Submitted by Marta Toyoda (1144061@mackenzie.br) on 2018-02-16T22:26:44Z No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2018-03-08T11:24:02Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-03-08T11:24:02Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2017-08-01 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / The Sun emits radiation at several wavelengths of the electromagnetic spectrum. In the optical band, the solar radius is 696,000 km and this is what defines the photosphere, the visible surface of the Sun. However, as the altitude increases, the dominant electromagnetic radiation is produced at other frequencies, causing the solar radius to change as function of wavelength. We measure the solar radius at the subterahertz frequencies of 0,212 and 0,405 THz – i.e., the altitude where these emissions are generated – and also analyse the radius variation over the 11-year solar activity cycle. These measurements enable a better understanding of the solar atmosphere and the radius dependence on the solar cycle, is a good indicator of the changes that occur in the atmospheric structure. For this, we used radio maps of the solar disk for the period between 1999 and 2016, reconstructed from daily scans made by the Solar Submillimeter-wave Telescope (SST), installed at El Leoncito Astronomical Complex (CASLEO), at Argentinean Andes. At both frequencies our measurements yield a radius of 966,′′5 with dispersion of ±2,′′8 for 0,212 THz and ±2,′′7 for 0,405 THz. This implies a height of 5.0 ± 2.0 × 106 m above the photosphere. Furthermore, we also observed strong anti-correlation between radius variation and solar activity at both frequencies. / Na banda visível, seu raio é de 696.000 km e isto é o que define a fotosfera, a superfície visível do Sol. Contudo, à medida que a altitude aumenta, a radiação eletromagnética dominante é produzida em outras frequências, fazendo com que o raio solar mude em função do comprimento de onda. Nosso objetivo é medir o raio solar em frequências de subterahertz de 0,212 e 0,405 THz, isto é, a altitude onde são geradas estas emissões e, além disso, a variação do raio ao longo do ciclo de atividade solar de 11 anos. A importância desta pesquisa é a possibilidade de se compreender mais sobre atmosfera solar e qual a dependência do raio com o ciclo solar, o que pode ser um bom indicador das mudanças que ocorrem nesta estrutura. Para isso, utilizamos mapas em rádio do disco solar de 1999 a 2016 que foram reconstruídos a partir de varreduras diárias feitas pelo Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas (SST), instalado no Complexo Astronômico El Leoncito (CASLEO), nos Andes argentinos. O valor de raio obtido para ambas as frequências é 966,′′5 com dispersão de ±2,′′8 para 0,212 THz e ±2,′′7 para 0,405 THz, o que significa uma altitude de 5, 0 ± 2, 0 × 106 m. Além disso, observou-se uma forte anti-correlação entre a variação temporal do raio e a atividade solar em ambas as frequências.