Arranjo Decimétrico Brasileiro Fase Final

O Arranjo Decimétrico Brasileiro (BDA) é o resultado dos esforços de cientistas brasileiros em colaboração com renomados astrônomos internacionais a saber, o Prof Govind Swarup de Centro Nacional para Rádio Astrofísica - TIFR, Índia, o Prof. Kiyoto Shibasaki do Rádio-Heliógrafo de Nobeyama, Japão e o Dr. K.R. Subramanian do Instituto Indiano de Astrofísica, Índia. Este esforço visa construir um interferômetro bi-dimensional em forma de "T" a ser utilizado dedicado à pesquisa solar e astrofísica, galática e extragaláctica. Este será um instrumento único na longitude de 45° 0¢ 20² W e latitude ~22° 41¢ 19² S.

A versão final do BDA será um arranjo interferométrico consistindo de 38 antenas paraboloidais com 4 / 5 m de diâmetro dispostas em forma de "T" como mostra a Figura 1.

As antenas são colocadas em posições determinadas com linhas de base otimizadas para obter imagens de rádio fontes semelhantes às obtidas com o potencial de focalização de imagens instantâneas do VLA, obtidas em configuração "D". Os receptores vão utilizar módulos eletrônicos e dispositivos com a mais recente tecnologia disponível. A confecção do BDA estará dividida em três fases que foram estabelecidas tendo em mente os interesses científicos de cada um dos grupos envolvidos neste projeto. A Fase II é a construção do arranjo compacto para obter imagens na faixa de freqüências de 1,2-1,7 GHz, e nas freqüências de 2,7 e 5,0 GHz.

Figura 1: Plano da localização das antenas para o Arranjo de Decimétrico Brasileiro, em Cachoeira Paulista, SP (Longitude de 45° 0¢ 20² W e Latitude ~22° 41¢ 19² S).

CAPACIDADE E PROGRAMAS DE IMAGEAMENTO DO BDA

O Software de Processamento de Imagem Astronômica (AIPS) desenvolvido pela NRAO foi obtido pela Linha de Pesquisa de FMI/INPE e é usualmente adotado para análise de imageamento rádio por grandes arranjos interferométricos tais como GMRT/India, VLA, VLBA/USA, MERLIN/England, ATCA/Australia e outros interferômetros. Pretende-se usar o AIPS para análise de dados por causa das rotinas embutidas para obter imagens em rádio astronomia como "CLEAN" (Schwartz, 1978), Máxima Entropia (Nityananda e Narayan, 1982), Auto Calibração interferométrica de fase (Cornwell, 1986) e mapeamento híbrido (Cornwell e Wilkinson, 1981) que são padrões em rádio astronomia moderna. Na fase inicial para imageamento solar, será usado o AIPS. Porém, os programas do AIPS são bons para componentes com variações lentas, conseqüentemente depois serão usados no BDA outros como o programa desenvolvido em Nobeyama (Japão) e instalado em Gauribidanur (Índia) para fenômenos solares de variações rápidas.

São mostradas as posições das antenas e coberturas UV para uma arranjo de 26 elementos na Figura 5 (topo), e a mesma imagem com maior refinamento adicionando-se mais seis antenas é mostrada na Figura 6 (topo). Estas antenas são colocadas a aproximadamente 40 lambdas da antena que é comum ao interferômetro das linhas leste-oeste e norte-sul.

A resposta com uma adição de 6 antenas, para uma fonte puntual, pode ser computada a partir da distribuição do arranjo no plano da fonte de rádio (Christiansen e Högbom, 1987) correspondente aos feixes das antenas e é mostrada na parte de baixo das Figuras 5 e 6. Pode ser visto prontamente na Figura 5: (a) melhoras na fidelidade da imagem e o aumentar óbvio em sensibilidade do instrumento; (b) as rugosidades da grade mais fechada da imagem, vista na Figura 6, são duas vezes mais distantes do lóbulo principal do que foi obtido no projeto original - Figura 5 - e assegurará então que estas respostas de rugosidades serão muito bem ressaltadas no disco solar observado em rádio, e (c) o lóbulos laterais mais próximos do feixe principal estarão aproximadamente a uma dimensão de feixe mais longe da posição do feixe nominal, permitindo os algoritmos de deconvolução como CLEAN ser mais efetivo na remoção de respostas espúrias de lóbulos laterais em casos nos quais regiões ativas solares estejam menos de 8 minutos de arco longe uma da outra.

A eficiência do algoritmo CLEAN é importante para a subtração de uma contribuição do modelo térmico do disco para as emissões solares que são independentes da atividade solar e portanto obter imagens com grandes faixas dinâmicas das explosões e buracos coronais. Isto pode ser melhorado somando elementos de pequenos espaçamentos na função de transferência do interferômetro. Assim o número de 32 antenas resultará numa imagem solar de maior fidelidade e riqueza de detalhes sobre a atividade solar

Figura 7: Imagem de rádio obtida com o Rádio-heliografo de Nobeyama a 17 GHz que é usada como modelo para o disco solar.

Os fluxos de rádio observados no comprimento de onda de l =20cm podem ser medidos e as posições comparadas com a imagem de Nobeyama mostrada na Figura 7.

Utilizando os dados da Figura 7, a imagem de rádio deconvoluída de efeitos instrumentais (CLEANed) a ser obtida a 20 cm é vista na Figura 8. Na prática, a capacidade de imageamento dada nesta figura será melhorada pois a atual configuração do BDA é composta de 32 antenas de 5 m de diâmetro. Esta imagem pode ser obtida usando um procedimento semelhante ao empregado na calibração de dados de Nobeyama, proposto por Hanaoka et al. (1994). Vale a pena enfatizar que deve ser mantida uma semelhança entre as metodologia de processamento de dados em ambas os arranjos para que qualquer astrônomo interessado possa propor facilmente observações em ambas os arranjos e estudar imagens de observações milimétricas e decimétricas com a mesma metodologia científica. Uma segunda opção para obter as visadas correlacionadas é também restaurar a "imagem suja", o "feixe sujo" e a "imagem limpa'' ser obtida em tempo real através de processamento paralelo pelo sistema de aquisição de dados.

As visibilidades do BDA serão calibradas on-line com respeito à fase de uma antena de referência e os ganhos de amplitude serão obtidos com a técnica de auto calibração iterativa on-line que é um algoritmo importante de focalização para arranjos de antenas com instabilidade de fase (Schwab, 1980, Cornwell e Wilkinson, 1981; Pearson e Readhead, 1984). As relações entre os componentes complexas das visadas de interferômetro V(u,v) e a imagem solar I(l,m) é determinada pelo famoso teorema Van Cittert-Zernicke que é aplicado aos dados do correlacionador antes da deconvolução de efeitos instrumentais (CLEANing).

Figura 9: Imagens de raios-X solares obtidas com o YOHKOH, à esquerda. À direita rádio imagem do BDA vista com alta integração

A previsão do clima espacial é importante visto que qualquer mudança em clima espacial afeta a magnetosfera e a ionosfera que por sua vez influenciam as estações de comunicações via satélite e a tecnologia espacial. Entendendo a previsão do clima espacial pode-se prevenir (i) doses de radiação e a quantidade de partículas carregadas que atingem os satélites que danificam componentes espaciais e funções críticas, (ii) interferências na ionosfera que degradam os sistemas de navegação e de comunicação (iii) perturbações nas redes de distribuição de alta tensão que conduzem a grandes perdas sócio-econômicas. O rádio-heliógrafo brasileiro contribuirá para melhorar a previsão do clima espacial significativamente nos próximos anos.

CIÊNCIA COM BDA

5.1.1 - INTRODUÇÃO

Nos últimos 50 anos, as observações solares em rádio freqüências métricas, decimétricas e milimétricas têm contribuído para um melhor entendimento sobre questões associadas aos "flares" solares: a) os processos de armazenamento e liberação de energia; b) a aceleração e o transporte de partículas e c) a localização da região de aceleração. Revisões recentes sobre as rádio emissões solares associadas aos "flares" foram feitas por Pick et al. (1990) e Bastian et al. (1998a).

Os "flares" solares representam os fenômenos mais explosivos da atividade solar, liberando grandes quantidades de energia (10²⁶-10³² ergs) e acarretando principalmente o aquecimento do plasma ambiente e a aceleração de partículas do meio. Durante a fase impulsiva, presente essencialmente nos maiores "flares", os elétrons são acelerados à energias da ordem de cerca de 200 keV ou mais, junto com rádio emissões métricas, decimétricas e centimétricas e emissões em raios-X.

Uma parcela dos elétrons acelerados é aprisionada nos "loops" magnéticos, sendo forçada a seguir trajetórias (órbitas) helicoidais ao redor das linhas de campo e emitem radiação milimétrica e centimétrica através do mecanismo girossincrotrônico (Kundu, 1965). Por outro lado, uma parcela de elétrons escapa e viaja ao longo das linhas abertas do campo magnético, em direção à alta coroa, ou rumo à fotosfera, cuja interação com o plasma da atmosfera gera, respectivamente, explosões tipo III métricas e decimétricas (Dulk, 1985). Os raios-X duros por sua vez, são emitidos pelo mecanismo bremsstrahlung, quando os feixes de elétrons precipitam para os pés do "loop" na baixa cromosfera e encontram densidades mais altas (> 10¹¹ cm^-3).

Portanto, na faixa decimétrica as emissões solares são geradas basicamente por dois processos: emissão de plasma e emissão girossincrotrônica em banda larga (contínuo).

Mesmo tendo as primeiras explosões solares na faixa decimétrica sido observadas desde a década de 60, previa-se, que as emissões decimétricas geradas a partir de feixes de elétrons acelerados durante os flares solares, particularmente viajando para baixo na atmosfera solar, não seriam observadas devido à forte absorção "free-free" (proporcional à densidade eletrônica).

Posteriormente, foi constatado que dois fatores contribuem para que a radiação decimétrica escape e seja observada:

a) as emissões são preferencialmente harmônicas, para a qual a absorção é menos efetiva, pois a profundidade óptica é menor (cerca de 16 vezes menor para o 2^o harmônico, Dulk, 1985) e

b) a presença de inomogeneidades em densidade na atmosfera solar, estruturas com excesso de densidade, principalmente devido ao aspecto fibroso do campo magnético, onde as escalas de altura são consideravelmente menores e permitem o escape da radiação principalmente ao longo de gradientes de densidade horizontais.

Stähli e Benz (1987) obtiveram que a emissão no segundo harmônico pode ser observada até freqüências da ordem de 6000 MHz ou mais, considerando inomogeneidades em densidade na atmosfera solar da ordem de 100 km, enquanto que a emissão fundamental é fortemente absorvida para freqüências maiores que 1000 MHz.

Mesmo tendo sido as emissões solares decimétricas amplamente observadas nas décadas de 60 e 70, sua associação com a liberação de energia dos "flares" foi negligenciada até que as observações do Skylab mostraram que os "flares" solares em raios-X moles são originados em regiões da atmosfera (> 2 x 10⁴ km acima da fotosfera), correspondentes a densidades eletrônicas da ordem de 10⁹-10¹⁰ cm^-3, evidenciando que a aceleração das partículas e/ou o aquecimento ocorre próxima às regiões onde são geradas as explosões decimétricas (Moore et al., 1980).

Existem poucas investigações sobre as regiões das quais se originam as explosões de rádio decimétricas a exemplo de algumas observações feitas pelo Very Large Array (VLA) (Gopalswamy et al., 1995). Para preencher essas lacunas esforços estão sendo envidados no INPE para construir um rádio-heliógrafo que operará na faixa de freqüência 1200 - 1700 MHz. No momento não existe nenhum rádio-heliógrafo que opera nesta faixa de freqüência no mundo inteiro dedicado a observações solares. Assim surgiu a concepção do Arranjo Decimétrico Brasileiro (BDA) que suprirá a falta de instrumentação adequada para estudos solares mais detalhados.

O BDA está planejado para complementar as observações feitas pelo rádio-heliógrafo de Nobeyama que opera a 17 GHz (Nishio et al., 1995), o rádio-heliógrafo de Nancay (1993), que opera em 160, 327 e 408 MHz e o Gauribidanur Rádio-heliógrafo que opera na faixa de freqüência de 40 - 150 MHz (Subramanian et al., 1994). As investigações combinadas nos permitirão estudar o fenômeno solar a diferentes altitudes na sua atmosfera. O BDA será parte de uma grande cadeia mundial para monitorar continuamente as emissões solares em rádio freqüências, que permitirão estudar a evolução de regiões ativas. Estes estudos possivelmente conduzirão a predizer a ocorrência de fenômenos como explosões (flares) solares e ejeções de massa coronal (CME) que são as principais causas de perturbações geomagnéticas terrestres. Na presente era espacial é importante saber a localização da liberação de partículas enérgicas para prevenir perigos de radiação para satélites, veículos orbitais, aviões etc., aparte de predizer os efeitos no ambiente próximo da Terra como tempestades geomagnéticas e blecautes de rádiocomunicações e distribuição de energia elétrica.

No INPE, em colaboração com o Universidade de Federal o São Carlos (UFSCar), esforços estão sendo feitos para desenvolver uma máquina utilizando arquitetura paralela para aquisição de dados do BDA e no LAC/INPE está em desenvolvimento sotware para aplicação de técnica de tomografia espectral para modelagem de previsão de fenômeno eruptivo solar como explosões solares e Ejeções de Massa Coronal (CMEs) com o objetivo final de predição de clima espacial (Rosa et al., 1999; Mucheroni et al., 2000; Moron et al., 2000). A técnica de reconhecimento de padrão da tomografia está baseada no uso de imagens em vários comprimentos de onda obtidas simultaneamente com alta resolução temporal e espacial (Rosa et al., 1997).

Pretende-se aplicar a tomografia espectral para regiões ativas solares usando imagens de altas resoluções espaciais em raios-X do YOHKOH (Kosugi et al., 1991) e do HESSI e em UV de SOHO (Gabriel, 1997). Da mesma forma planeja-se usar as imagens em rádio a várias freqüências obtidas em tempo real pelo rádio-heliógrafo operando na faixa de freqüências de 1,2-1,7; 2.7 e 5.0 GHz a ser construído no Brasil, pelo INPE, em cooperação com instituições nacionais e internacionais. Estas imagens serão usadas para a tomografia espectral de regiões ativas solares e para predições do tempo espacial em tempo real. Em particular, há muito interesse nas investigações detalhadas da dinâmica dos buracos coronais observados em raios-X, relacionados a dinâmica de regiões ativas observadas em freqüências de rádio. Um Tal estudo permitirá entender os eventos complexos conhecidos como CHARCS (Coronal Holes – Active Regions– Current Sheets) (González et al., 1996; Srivastava et al., 1997) o qual associou a atividade nos buracos coronais e regiões ativas com a ocorrência de tempestades geomagnéticas.

1. A emissão de plasma é uma emissão coerente que envolve a interação de feixe de elétrons com o plasma ambiente. No caso das explosões tipo III, as ondas de plasma são excitadas posteriormente convertidas em ondas eletromagnéticas em freqüências próximas à freqüência de plasma ou no segundo harmônico.

 

2. A emissão de girossíncrotron é resultado do aprisionamento de partículas energéticas em campos magnéticos intensos. Pode ser de origem térmica gerada pelo plasma quente (T ~2 x 10⁶ K), emitindo em harmônicos baixos (s = 1 a 4) da freqüência elétron ciclotrônica, f = 2,8 H MHz, onde H é a intensidade de campo magnético dado em Gauss. Com energia da dezenas de keV a vários MeV. Elétrons não térmicos produzem harmônicos mais altos, 10 - 100 do giro-frequência. Principalmente acima de 5,0 GHz.

 

3. Bremsstrahlung térmico resulta das colisões entre elétrons e íons e ocorre ao longo de toda a atmosfera solar.

As seguintes questões fundamentais da física solar serão investigadas pelo BDA:

• FENÔMENOS ENERGÉTICOS TRANSIENTES

1. Liberação de energia
2. Aceleração de elétrons e aquecimento do plasma
3. Transporte de partículas
4. Criação e o desestabilização de estrutura de grande escala

• NATUREZA DOS CAMPOS MAGNÉTICOS CORONAIS

1. Estimativa dos campos magnéticos coronais
2. Evolução temporal dos campos magnéticos coronais
3. papel das correntes coronais

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• ATMOSFERA SOLAR

1. Aquecimento Coronal
2. Estrutura da atmosfera calma

O BDA oferece imagens com alta resolução espacial, dinâmica e fidelidade com alta resolução temporal na faixa de ondas decimétricas, portanto melhor que qualquer outro instrumento atualmente disponível. Geralmente os radio telescópios oferecem alta resolução espacial ou temporal Ocasionalmente, quando o VLA é usado na configuração C, obviamente apresenta maior sensibilidade, porém baixa resolução temporal.

Os flares solares, as ejeções de massa coronal (CMEs) e as erupções filamentares são conhecidos como fenômenos energéticos transientes solares. Na baixa coroa, a energia é liberada catastroficamente. Durante estes processos, são acelerados 10³⁷ partículas por segundo a energias > 10 keV em menos do que 10 segundos. As investigações dos flares em de rádio conduzem a uma melhor compreensão dos processos de armazenamento/ liberação da energia e aceleração/transporte de partículas.

Nas CMEs, uma grande parcela da massa coronal sofre uma desestabilização e é ejetada no meio interplanetário. Filamentos/proeminências são ejetados como parte do processo do desestabilização que produz as CMEs.

É sabido que as CMEs e os flares são as maiores causas das perturbações no clima espacial, um dos principais objetivos de nossas investigações. As observações de CMEs em seus estágios iniciais, POR INTRUMENTOS SEMELHANTES AO BDA, conduzirão a uma melhor compreensão do processo de desestabilização de estruturas magnéticas, da formação de ondas de choque e conseqüentemente da aceleração das partículas e do seu impacto no meio interplanetário no meio ambiente próximo a Terra.

5.1.2 - LOCALIZAÇÃO E PROPRIEDADES DA REGIÃO DE LIBERAÇÃO DE ENERGIA

Na última década, tornou-se claro que a energia dos flares solares é liberada de maneira fragmentada no espaço-tempo. As explosões solares tipo III decimétricas estão relacionados com a liberação na fase impulsiva dos flares solares. Na maioria dos casos apresentam banda estreita (~300 MHz) e curta duração (300 ms) (Melendez et al., 1999). Podem apresentar taxa de deriva em frequência normal ou inversa. Observações de posição destas explosões são muito escassas e além disso, são feitas para freqüências fixas (Golawsamy et al., 1995; Aschwanden et al., 1995). Explosões tipo III bidirecionais (Achwanden et al., 1995; Melendez et al., 1999) observadas espectroscopicamente estão relacionadas com a região de liberação de energia. Eles ocorrem na faixa de freqüência decimétrica. Assim, observações espectroscópicas e imagiamento de explosões solares decimétricas conduzirão a mapear as trajetórias ascendentes e descendentes dos agentes emissores, como mostrado na Figura abaixo. Isto conduzirá a determinação mais precisa do local de liberação de energia, independente do modelo do densidade, da densidade numérica dos elétrons e da natureza do processo de liberação de energia.

5.1.3 - EVAPORAÇÃO CROMOSFÉRICA

Durante as fases iniciais de um "flare" solar, quando começa o aquecimento e/ou a liberação de energia, a turbulência no plasma das regiões ativas pode ser inferida através do alargamento e do desvio para o azul das linhas de emissão em raios-X moles, Ca XIX e Fe XXV. O movimento ascendente do plasma aquecido é conhecido com o nome (não muito apropriado) de "evaporação cromosférica" (Sturrock, 1973). Antonucci et al. (1984 e referências mencionadas por eles) revisaram a evaporação cromosférica em detalhes.

É suposto que o processo de evaporação cromosférica seja o principal mecanismo de transporte de plasma aquecido emitindo raios-X moles na coroa solar. Portanto, até o momento, a evaporação cromosférica tem sido investigada em raios-X moles e H-a. Aschwanden e Benz (1995) pela primeira vez sugeriram investigações de evaporação cromosférica através de rádio emissões decimétricas geradas por feixe de partículas movendo-se para baixo passando através da frente da evaporação cromosférica. Porém, esta interpretação ainda é especulativa e necessita de urgente confirmação através de medidas simultâneas com deslocamento de linhas em raios-X moles.

Associado com a turbulência acima referida, o plasma emitindo raios-X moles começa a subir. Os elétrons acelerados a partir do topo do "loop" e viajando para cima e para baixo produzem explosões tipo III-like métricas e decimétricas, respectivamente. Uma parcela dos elétrons se propagando para baixo na cromosfera, perde energia por colisões, aquecendo o plasma cromosférico. Neste momento, raios-X duros não-térmicos são produzidos. À medida que mais e mais feixes de elétrons viajam para baixo, mais e mais energia é dissipada para o plasma dos pés do "loop", numa taxa maior que a que pode ser irradiada por ele e, como resultado, o plasma aquecido se expande preferencialmente ao longo das linhas de campo, gerando uma espécie de choque movendo-se para cima. Este processo é conhecido na literatura como "evaporação cromosférica", mas, na realidade, representa uma expansão do plasma aquecido.

O movimento ascendente do plasma quente e denso cria uma descontinuidade em temperatura e densidade no "loop" (frente). Elétrons viajando para baixo, rumo aos pés do "loop", interagem com esta frente de alta temperatura movendo-se lentamente para cima, na qual a opacidade é reduzida devido a dependência com a temperatura (t µ n_e T^-3/2), possibilitando o escape e a observação de emissão em altas freqüências. Posteriormente, conforme o feixe viaja para baixo, a emissão é completamente absorvida devido ao aumento da densidade e, consequentemente, da profundidade óptica. Além disso, o "cutoff" para altas freqüências é reduzido lentamente em função do tempo, relacionado com a velocidade da frente que se desloca para cima, até que eventualmente desapareça quando a frente da evaporação cromosférica atinge um equilíbrio com o plasma do "loop". Então, o instante de início da emissão em alta freqüência é potencialmente importante para a investigação da temperatura da frente da evaporação cromosférica.

Portanto, de um modo geral, como resultado deste processo, serão observadas explosões decimétricas na faixa de 1,0 a 5,0 GHz, com banda estreita (~ 600 MHz), apresentando "cutoff" em alta freqüência reduzindo lentamente. No entanto, deve-se notar que as explosões individuais apresentam alta ("infinita") taxa de deriva em freqüência, devido ao alto gradiente de densidade na frente da evaporação cromosférica. Geralmente, as explosões apresentam deriva normal decrescendo com a freqüência, na maioria das vezes observadas em comprimentos de onda decimétricos, como mostrado na Figura 10.

Figura 10: À esquerda: representação esquemática do cenário do "flare" solar, incluindo a região de aceleração, os feixes de elétrons viajando para baixo (RS), a frente da evaporação cromosférica e as regiões de emissão em raios-X moles (SXR) e duros (HXR). À direita: espectro das rádio emissões associadas a estes processos: explosões tipo III-like com taxa de deriva inversa (RS) e emissões decimétricas com alta taxa de deriva ("infinita"), decorrente da interação dos feixes com a frente da evaporação cromosférica, apresentando "cutoff" em alta freqüência com lenta deriva, devido ao deslocamento ascendente da frente da evaporação.

Investigações do instante inicial relativo para as emissões em raios-X moles e duros e para o "cutoff" em alta freqüência e da taxa de deriva em alta freqüência permitem a determinação dos parâmetros da frente da evaporação cromosférica: densidade, temperatura e velocidade (Aschwanden e Benz, 1995). Esforços serão feitos para combinar dados em rádio e ópticos para "flares" bem observados durante as futuras campanhas internacionais de observação solar, com o intuito de promover determinações mais precisas dos parâmetros da evaporação cromosférica. Salienta-se que rádio emissões apresentando banda estreita e lenta deriva já foram observadas pelo BSS acima de 1 GHz.

5.1.4 - CAMPOS MAGENÁTICOS DAS REGIÕES ATIVAS, COMPONENTES ERUPTIVAS E CMEs

As regiões ativas são compostas de vários loops contendo plasma aquecido, onde o campo magnético está emergindo na coroa solar. Elas são detectados em observações ópticas e conhecidos como manchas solares. No entanto, sua natureza é revelada em observações no EUV e em raios-X moles.

Através do conhecimento do campo magnético na fotosfera obtido de observações de linhas no óptico e no infra vermelho, pode-se estimar o campo magnético na cromosfera e coroa por extrapolação. Tais extrapolações são difíceis e muito sensíveis às medidas do campo fotosférico e são estimadas assumindo um campo livre de forças (force free), o que é questionável.

Observações do VLA em torno de 5 GHz indicam que a emissão proveniente de regiões ativas na maioria dos casos é proveniente de bremstralhung magnético (Kundu et al., 1998) no segundo e terceiro harmônicos da girofrequência.

Giroresonância a partir da região opticamente espessa do espectro se origina de finas camadas de campo magnético constante, possíveis de determinar através de observações multi-espectrais (1,2 – 1,7, 2.7 e 5.0 GHz) das regiões ativas, possibilitando determinação da dependência do campo magnético com a altura na cromosfera/coroa.

Guidice e Castelli (1975) mostraram que o espectro em microondas da um grande número de flares fracos apresenta um pico em torno de 5 GHz, i.e., o espectro abaixo de 5 GHz é opticamente espesso. A frequência de pico está relacionada com a intensidade do campo magnético e o seu ângulo com a linha de visada. Então, observações de regiões ativas espacialmente resolvidas e de freqüência de pico de explosões em microondas e sua evolução temporal permitirão estimativas do campo magnético e sua evolução.

Assim, as observações do BDA possibilitarão determinar dependência dos campos magnéticos com a altura e sua evolução temporal nos casos de regiões ativas de fracas explosões. Deve ser notado que não existe outra técnica disponível para detecção de campos magnéticos cromosféricos/coronais.

Um dos principais objetivos das investigações em andamento é a previsão do clima espacial através da aplicação de técnicas de tomografia espectral (Rosa et al., 2000 e referências citadas por eles). Ejeções de massa coronais tornaram-se o principal foco de investigação sobre o clima espacial e relações solares-terrestres.

As principais vantagens da detecção de CME em rádio freqüências são as seguintes. Normalmente, o disco solar é ocultado em observações com coronógrafos e apenas CMEs se propagando em direções perpendiculares a linha de visada são detectadas. Porém, em observações em rádio, o disco solar não é ocultado e, portanto, CMEs sobre o disco podem ser observadas através dos radio heliógrafos. Em rádio, as CMEs podem ser detectadas mesmo nos estágios inicias. Enquanto que em observações óticas, nestes estágios são identificadas apenas como filamentos, loops emergentes, etc. Observações em rádio são sensíveis às emissões livre-livre e não-térmica, e ambas podem ser detectadas através de rádio-heliógrafos, aumentando as chances de detecçào de CMEs. Assim, a possibilidade de previsão de mudanças no clima espacial aumenta com a detecção de CMEs em estágios iniciais.

A assoiciação de CMEs com regiões ativas, linhas de corrente e buracos coronais foram investigadas (Srivastava et al., 1998). Esforços têm sido feitos para detectar emissão contínua em rádio associada com CME, usando observações do Brazilian Solar Spectroscope (BSS). O FIBDA fornecerá a localização aproximada da região de origem uma dada CME.

A maioria dos flares solares ocorre numa única regão ativa associada com manchas solares. As CME podem ocorrer fora das regiões ativas, algumas ocorrem a altas latitudes próximas aos polos ocupando então volumes muito maiores que o dos flares. No entanto, é difícil distinguir entre estes eventos eruptivos em duas classes separadamente. Flares são frequentemente associados com ativação ou erupção de filamentos sobre as regões ativas. Porém esta é uma das assinaturas da associação deles com a ocorrência de CMEs. CMEs estão associadas também a fracos "patches" cromosféricos brilhantes, os quais serão facilmente detectados pelo BDA.

Uma CME consiste de um loop frontal, uma cavidade e um núcleo denso. A estrutura de choque tipo pistão, comumente assumida, não explica a estrutura em três componentes da CME. Em diversos casos nota-se que a velocidade de expansão do loop frontal não é necessariamente super–Alfvenica. Então, como a CME se expande ? A força responsável pela expansão é de origem magnética; uma vez que a energia cinética é transportada pela CME, na maioria dos casos ela é maior que a energia térmica. No entanto, não se sabe que tipo de instabilidade no campo magnético cresce para disparar o lançamento de uma CME.

A alta atividade solar no período de máximo do ciclo solar (2000-2004), não permitirá o entendimento dos mecanismos de disparo das CME’s por causa da superposição de múltiplos eventos e da interação entre regiões ativas. Então as observações na fase de descida do ciclo solar serão importantes para o melhor entendimento dos mecanismos de ativação das CMEs.

Durante o período de máxima atividade, será possível detectar diversas CMEs energeticas. Assim, a relação entre flare e CME será estudada através da comparação de imagens em rádio e em raios-X obtidas com observações do SOHO e LASCO. Abstain and Gary (1997) concluíram que a emissão térmica bremsstrahlung das CMEs podem ser detectadas através de radio telescópios, empregando técnicas de imageamento por síntese de Fourier, como no caso do BDA.

As regiões ativas sobre o disco solar serão observadas e seus espectros serão registrados. Os espectros registrados durante um ou dois anos servirão de base para estudos estatísticos, no sentido de avaliar o potencial das regiões ativas para a ocorrencia de flares.

Portanto, durante o período de máximo em andamento, será possível investigar flares e CME, para um melhor entendimento dos problemas abaixo citados. Deve-se ressaltar que o mais importante é que durante a fase de descida do ciclo, o BDA estará em total operação, como mencionado anteriormente. Os mecanismos de disparo das CMEs poderão ser melhor compreendidos. Os dados espectrais coletados ao longo dos anos anteriores irão aprimorar a capacidade de previsão de flares e CMEs, e consequentemente do clima espacial, que é um dos principais objetivos de desenvolvimento do BDA.

5.1.5 - AMOSFERA SOLAR

Há muitos modelos para a interpretação do aquecimento da corona. As observações do BDA conduzirão a um entendimento detalhado dos seguintes modelos: a) aquecimento por ondas ressonantes (Ofman, Kimchuk & Davila, 1998) e b) aquecimento por nano flares (Park, 1998).

As observações de regiões ativas o BDA em um período de alguns anos fornecerão a densidade de campo magnético e temperatura do loop coronal nas regiões ativas como mencionado acima. Isto permitirá estimativa do depósito de energia em função do tempo e da posição. Esta é o input requerido no modelo de aquecimento por onda ressonante.

Entretanto, no caso dos nano flare, dois inputs são necessários. O primeiro é um larga cobertura de banda espectral para contar o número de eventos minúsculos em comprimentos de onda dm - mm. Estes estão faltando e ao nosso conhecimento, não há nenhum plano para desenvolver um radioheliografo para operar em comprimentos de onda dm a sub-mm. O segundo input é o conteúdo de energia dos enventos de elementares de liberação de energia (Gay, Haurtl & Shimizu, 1997; Goplaswamy et al., 1994; Benz & Krucker, 1999). De nosso conhecimento, apenas uma observação de flares elementar com alta sensibilidade foi reportada por Gopalswamy et al. (1997). E constatou-se que o conteúdo de energia destes flares elementares estava bem acima do valor canônico do nano flare de 10²⁴ ergs. Aqui O BDA pode contribuir com observação de nano flares no limite de sua sensibilidade no intervalo de ondas decimétricas.

A emissão de fundo é sabido ser devida a emissão livre-livre em campos magnéticos fracos. A emissão em microondas é gerada sob as condições do modo LTE e as função de Planck para as fontes. Neste caso a aproximação de Rayleigh-Jeans é valida uma vez que a intensidade observada e linearmente proporcional a temperatura cinética do material emitindo para fontes opticamente espessas. A profundidade ótica é proporcional a n² T^3/2. Assim, variando a freqüência das observações pode-se obter amostras do status do plasma opticamente espesso na região da média cromosfera e de transição de cromosfera/coroa.

De particular interesse são os buracos coronais. A tentativa será feita utilizando tempos de integração longos para detectar os buracos coronais em rádio através da diferênca entre a intensidade de emissão dos buracos coronais e da vizinhança. Uma vez que sabe-se que os streams de alta velocidade nos ventos solares são originados dos buracos coronais, estas partículas energéticas podem também causar danos aos payloads de satélites. Assim, o BDA será capaz de obter temperaturas como a função das alturas de regiões ativas fracas, o backgroung do sol calmo e esperançosamente dos buracos coronais.

5.1.6 - MECANISMOS DE EMISSÃO DE ESTRUTURAS FINAS

Desde 1970, vários catálogos de emissões solares em ondas decimétricas exibindo estruturas finas em freqüência e tempo foram (Trastom et al, 1971; Allaart et al., 1990; Isliker e Benz, 1994) e continuam (Fernandes et al., 2001) sendo publicados. Vários tipos de estruturas finas são interpretados com base nas instabilidades de plasma no freqüência de plasma fundamental ou harmônica. São dependente do modelo de densidade. O BDA fornecerá para os casos bem-observados, a posição e o tamanho bi-dimensionais da fonte. Isto conduzirá a melhores interpretações destas estruturas finas da emissão solar.

5.1.7 - ROTAÇÃO DA COROA SOLAR

A rotação solar foi estimada por várias técnicas (para a revisão recente veja Howard, 1996). Entretanto, ainda há falta de uma compreensão clara da rotação do interior e atmosfera solares. A rotação coronal é ainda menos compreendida e investigada. Recentemente, Vats et al. (1998a) demonstraram um método de rádio para a determinação da rotação coronal solar e Vats et al. (2000) aprimoraram tal método usando onze emissões de rádio (das quais, dez são espaçadas entre 275-1755 MHz e medidas quase simultâneamente e a outra é o fluxo solar em 10,7 cm). Usando modelos de densidade eletrônica, estas emissões parecem se originar na corona solar em alturas de 3 a 9 x 10⁴ km acima da fotosfera solar.

O estudo mais recente indica que esta grande porção da corona solar apresenta rotação sinódica sistematicamente decrescente de 25,8 dias a 25,3 dias. Isto indica que a coroa solar gira ligeiramente mais rápido em alturas mais elevadas. Kane et al (2000) usaram as mesmas séries temporais para a análise espectral e encontraram muitos períodos nas medidas de fluxo.

Todas estas investigações usam o fluxo solar integrado sobre o disco e portanto, não podem fornecer informação sobre a rotação coronal diferencial em função da latitude. Assim, os mapas de rádio da emissão solar na faixa decimétrica, obtidos pelo BDA, serão úteis para determinar a rotação diferencial em latitude, e removerão as atuais ambigüidades nas investigações acima que podem ser devidas à mudanças em função das latitudes na atmosfera solar. Além disso, Vats et al (1998b) encontraram que a dimensão fractal de emissões de rádio solares é menor ao redor 3 GHz. Portanto, as observações do BDA em 2.7 GHz são apropriadas para as investigações de rotação coronal.

5.1.8 - OBSERVAÇÕES SIMULTÂNEAS EM RÁDIO E RAIOS-X

As observações em raios-X fornecem diagnósticos da temperatura e da medida de emissão, e no caso de raios-X duros, a presença de partículas não-térmicas. As observações em rádio fornecem informações similares mas complementares. Assim, uma informação completa da energia das partículas pode ser obtida combinando estas observações simultaneamente. Desde 1980, esforços têm sido feitos para comparar observações de rádio-imagens com raios-X (Sawant et al., 1984; Kundu et al., 1984). Entretanto, em 1980, dados de imagnes em raios-X não estavam disponíveis. Desde o lançamento do satélite de raios-X YOHOKOH estas observações são possíveis e são continuadas. O satélite HESSI (Ramaty & Mandzhavidze, 2000) será lançado em 28 de março de 2001 e estará em funcionamente até 2004). Até lá o satellite japonês SOLAR-B será lançado (Toshifumi et al., 1999). Estes satélites fornecerão imagens em raios-X desde 10 keV a dezenas de MeV, com resolução espacial/ temporal comparadas as do BDA. Então, durante todas as fases do BDA, dados em rádio e raios-X serão simultaneamente investigados para melhorar a compreensão dos problemas fundamentais da física solar, acima mencionados.

5.1.9 - PREVISÃO DE CLIMA ESPACIAL

Pensava-se anteriormente que os flares solares eram os responsáveis pelas relações sol-terrestres e perturbações causadas na Terra, tais como interrupção de comunicação, queda de força, failue de failues das grades do powwr no óleo e a tubulação lines. No entanto, recentemente tem se tornado claro que as CMEs também têm importante papel nos problemas acima mencionados. Desde muito tempo é conhecido que o fluxo em 10,7 cm está relacionado com o número de manchas solares e a área da emissão Ly-alpha, MgII, EUV e da irradiância solar. Aqui, as observação multi-espectrais do BDA do sol calmo e regiões ativas podem contribuir significativamente nesta frequencia não coberta pelo VLA. Schmahl & Kundu (1997) mostraram que as observações multi-espectrais conduzirão a melhores predições das manchas e irrandiância solares. Assim, o fluxo em 10,7 cm, requerido para a comunidade de previsão de clima espacial. Pesquisadores da ionosfera e aeronomia podem obter os dados processados prontos para análise.

O BDA está sendo projetado para investigar os problemas fundamentais da física solar. Consequentemente, irá melhorar a capacidade e previsão de clima espacial e de relações sol-terrestres. Ira também contribuir para estudos galáticos e extra-galaxcticos mencionados nas seções a seguir.

Para ter valores absolutos para quaisquer estudos comparativos, o BDA será calibrado com fontes cósmicas. Para realizar observações de curta duração, o BDA será dotado de suficiente sensibilidade e estabilidade. A resolução espacial planejada para do BDA está no limite do espalhamento das fontes nas frequeicias de observação O BDA produzirá imagens em rádio em frequências selecionadas, incluindo em 10.7 cm, que pode ser usada para vários propósitos e diferentes comunidades científicas, como mencionado acima.

• Mapas, espectros e campos magnéticos das regiões ativas, sua evolução temporal.
• Detecção de CMEs, seu tamanho, posição e fenômenos associados a sua fase inicial.
• Lista dos falres solares e erupções filamentares/proeminências, sua localização, tamanho. O BSS complementará as informações espectrais.

A operação do "Brazilian Decimetric Array", BDA, possibitará a condução de surveys do Hemisfério Sul em 1,4; 2,7; 5,0 GHz que complementarão outros surveys realizados nos Hemisférios Norte e Sul. Também poderá ser utilizado para o estudo da variabilidade temporal de quasares, radiogaláxias e para o estudo da estrutura morfológica de radiofontes extensas (ex.: lóbulos, jatos etc.).

Uma série de surveys foram feitos nos Hemisférios Sul e Norte, dentre eles pode-se destacar: o Molonglo (MRC) survey em 408 MHz, nas versões original (Large et al 1981) e revisada (Large et al. 1991); o VLA FIRST survey, em 1,4 GHz; o PKSCAT90 em 2,7 GHz (Bolton et al. 1979) . Outros surveys foram feitos no Hemisfério Norte como o "Northern Hemisphere 4850 MHz" de Condon, Broderick e Seilestad (1989) e Gregory e Condon (1991) e o GB6 (Gregory et al. 1995).

E outros como o "Green Bank 4,85 GHz survey" (GB6), com sensibilidade de 18 mJy e um total de 75162 fontes pesquisadas, com tamanhos menores que 10,5’, o "VLA FIRST survey", com 1704 quasares observados na frequência de 1,4 GHz e com sensibilidade de 1 mJy, o "Sloane Digital Sky Survey (SDSS) e os surveys de alta sensibilidade mas com uma amostra pequena de Hooper et al. (1996) e Kulula et al. (1998).

O survey de Molonglo possui 12141 fontes discretas com densidade de fluxo maior que 0,7 Jy, na faixa de declinações entre +18,5° e -85° . O PKSCAT90 possui 8264 radiofontes relativamente fortes (com declinação ao sul de +27) numa faixa de frequências de 80 a 22000 MHz, mas excluindo a região do Plano Galáctico e as Nuvens de Magalhães.

Um survey particularmente interessante foi o realizado em conjunto pelo Parkes Radio Observatory, o Massachussetts Institute of Technology (MIT) e o National Radio Astronomy Observatory . Este survey foi denominado PMN devido às tres instituições envolvidas. Foi colocado um receptor de multifeixes do NRAO na antena de 64 m de Parkes. Esse survey pesquisou radiofontes nas seguintes faixas de declinação:

-87,5° < d < -37,0°

-37,0 ° < d < -29,0°

-29,0° < d < -09,5°

-09,5 ° < d < +10.0°

Na faixa de -37.0° a -29.0° , devido à montagem Alt-azimutal do radiotelescópio, os australianos enfrentaram uma série de problemas em Parkes, pois esta região corresponde à zona do zênite. A resolução espacial era de aproximadamente 4,2¢ e na faixa de -37 ° a -29° a sensibilidade da antena era de 72 mJy. Além disso nessa faixa de declinação foram descartadas as seguintes radiofontes:

a) Fontes com menos que 100mJy, que eram classificadas como fontes fracas,

b) Objetos muito extensos com poucas dezenas de segundo de arco,

c) Fontes consideradas muito fortes, como os quasares, com densidade de fluxo > 30 Jy,

d) Fontes muito fortes e extensas.

Em todas as faixas de declinação foram pesquisados 36640 objetos, observando-se fontes com até 35 mJy de densidade de fluxo. Particularmente na faixa entre -37° e -29° , onde o limite da densidade de fluxo é de aproximadamente 72 mJy com Parkes, seria interessante fazer um survey com o BDA, que possui uma sensibilidade de 60 mJy ou melhor. Outro ponto a favor do BDA é que o survey PMN descartou uma série de radiofontes extragalácticas fortes (quasares) nesta faixa de declinação.

Numa primeira etapa de utilização, poder-se-á comparar as densidades de fluxo das fontes mais fortes observadas com o BDA e às obtidas pelo catálogo de Kuhr et al. (1981) e os demais surveys.

Poucos centros de pesquisa no mundo desenvolvem pesquisa de variabilidade de quasares, núcleos galácticos ativos e objetos BLLacertae, na faixa rádio do espectro. Podemos destacar o grupo de Michigan que opera em 4,8 GHz, 8,0 GHz e 14,5 GHz. O grupo finlandês que opera em 22 GHz, 37 GHz, 90 GHz e 230 GHz, utilizando os radiotelescópios de Metsahovi (Finlândia) e SEST ( Chile). O grupo brasileiro que se dedica ao estudo da variabilidade desde 1979 e opera nas frequências de 22 e 43 GHz utilizando o radiotelescópio do Itapetinga ( Entre os grupos brasileiro e finlandês existe colaboração para a pesquisa de variabilidade espectral e temporal de radiofontes extragalácticas do Hemisferio Sul desde a década de 1980, utilizando-se para este trabalho de colaboração o SEST e o Itapetinga).

O BDA se apresenta como um instrumento bastante competitivo, levando-se em conta que poucos grupos de pesquisa tem se dedicado ao trabalho de variabilidade (O grupo de Michigan é um dos únicos que faz um trabalho sistemático de pesquisa em baixas frequências (4,8 GHz e 8,0 GHz), com fontes do Hemisfério Norte e as pesquisas em curso no Hemisfério Sul são em altas frequências (22 a 230 GHz)). Seria bom destacar que utilizando o BDA pode-se detetar radiofontes com baixa densidade de fluxo (<60 mJy), sendo esta melhor que a sensibilidade das demais pesquisas em curso. Pode-se usar o BDA para estudar a variabilidade de quasares, galáxias ativas e objetos BL Lacertae em 1,5, 2,7 e 5 GHz, comparando os dados obtidos em baixas frequências com os de altas frequências. Isto permitirá testar alguns modelos existentes. As radiofontes selecionadas para esta pesquisa serão extraídas do survey do SEST (Tornikoski et al.,1993; Tornikoski et al., 1996) e do catálogo de Kuhr et al. (1981).

Quando o projeto BDA atingir sua segunda etapa, com linha de base máxima de 2,5 km será possível obter-se uma resolução espacial de 18x24 ² em 1,5 GHz, podendo-se obter mapas de rádio- galáxias, como por exemplo Centaurus A. Centaurus A é particularmente interessante pois é uma fonte forte nas frequências cobertas pelo BDA, com lóbulos internos cuja separação angular situa-se em torno de 3,5’ (Wade et al., 1971) e lóbulos externos com aproximadamente 10° (Cooper et al. 1965). Possui também um jato subdividido em vários nós, com dimensões de aproximadamente 60 ² ( Burns et al., 1983).

Uma das primeiras observações de intensas emissões de HI na direção de fontes extra-galáticas foi feita Radhakrishnan et al (1972,). Estudos posteriores mostraram que galáxias com grande atividade de formação estelar e altos fluxos no infravermelho eram evidencias da existência de grandes quantidades de hidrogênio neutro associados a esses objetos. Esses estudos motivaram a pesquisa de emissão HI na direção de 115 Galáxias compactas azuis (Thuan e Martin, 1981). Mais de 80% das fontes pesquisadas apresentaram emissão de HI e cerca de 34% dessas fontes apresentaram densidades de fluxo maiores do que 60 mJy.

Observações de HI na direção de Galáxias Espirais Duplas (Double Spiral Galaxies) (van Moorsel, 1982) também mostraram linhas com densidades de fluxo acima de 100 mJy com extensão de alguns minutos de arco. Um survey de hidrogênio neutro realizado na direção de cerca de 60 galáxias (Rots, 1980) também mostrou objetos brilhantes com densidade de fluxo da ordem de Janskys e largura de linha à meia altura de aproximadamente 300 kms^-1. Emissões similares também foram detectadas na direção de grupos de galáxias (Hynes, 1981).

Mais recentemente, extensos surveys de HI na direção de galáxias espirais do hemisfério norte foram feitos por Huchtmeier et al (1994, 1995) enquanto que surveys similares em galáxias do hemisfério sul foram feitos por Bartinelli et al (1992, 1993). Vários desses objetos apresentaram intensa emissão de HI com dimensões de vários minutos de arco, tornando-se apropriados para serem mapeados com a altas resoluções espacial e em velocidade do BDA.

Observações de HI em nossa própria Galáxia foram feitas por Hartmann and Burton (1997) a partir do hemisfério norte, cobrindo o intervalo de coordenadas galácticas 10<l<230 e –80<b<+80. Surveys de HI no hemisfério sul também foram feitos por Kerr et al (1986) cobrindo apenas o intervalo de latitudes –10<b<+10. O primeiro survey extenso cobrindo –90<b<-15 foi feto por Bajaja et al (1985) que amostrou o céu em passos de 2^ox2^o usando o radiotelescópio de 30m de Villa Elisa (Argentina). Nessas frequências, a resolução espacial do radiotelescopio é maior do que 34 minutos de arco e a resolução em velocidade da ordem de 16 kms^-1. Nesse survey mais de 700 nuvens de hidrogênio de alta velocidade foram catalogadas tendo densidades de fluxo bem maior do que o limite de detecção do BDA (60 mJy) para 17 minutos de integração.

Atualmente, a mais completa pesquisa de hidrogênio neutro no hemisfério sul esta sendo feita com o radio-telescopio de 64 metros de diâmetro de Parkes (The HI Parkes All-Sky Survey) cobrindo todo o céu com declinação inferior a 0^o e no intervalo de velocidade entre –1200 kms^-1 e 12700 kms^-1, (Putman e Gibson, 1999). Esse survey esta sendo feito com 13.2 kms^-1 de resolução em velocidade. Nessa frequência, o radio telescópio de Parkes tem resoluções espacial de 15.5 minutos de arco. Devido à alta sensibilidade desse survey (1.2 mJy), que deverá ser concluído em um ou dois anos, ele será muito importante para se obter as coordenadas dos picos de emissão com precisão maior do que no survey de Bajaja et al (1985). Essas posições serão tomadas como base para selecionar as condensações que serão observadas com maiores resoluções espacial e em velocidade. A observação dessas nuvens densas com maiores resoluções, tanto eespacial, quanto em velocidade serão muito importantes para analisar suas propriedades dinâmica e suas relações com a dinâmica das nuvens ou filamentos nas quais se encontram.

Extensos surveys da linha de 4830 MHz de H₂CO foram realizados no hemisfério sul na direção de mais de 200 posições, tanto na direção de regiões HII, quanto na direção de nuvens moleculares escuras (Whiteoak & Gardner. 1974, Goss et al. 1980). Na direção mais de 30 posições observadas nessas nuvens escuras as temperaturas de antena observadas em Parkes são maiores do que 500 mK e a largura média das linhas é da ordem de 1,5 kms. Em aproximadamente 40 posições observadas na direção das regiões HII, as linhas apresentam características similares.

De acordo com a discussão apresentada no parágrafo seguinte, essas fontes observadas com o BDA teriam temperaturas de antena superiores a 50 mK, e seriam detectada acima de 3 sigma após 20 minutos de integração. Isso sugere que em muitas dessas posições poderiam ser feitos mapas para identificar a posição dos picos de emissão e consequentemente determinar as propriedades desses núcleos densos onde se origina a emissão. Muitos desses núcleos são estágios primordiais de formação de estrelas e o estudo dessas condensações com altas resoluções espacial e em frequência podem fornecer importante informações sobre a dinâmica desses objetos.

A sensibilidade do Arranjo Decimétrico Brasileiro (BDA) operando em 1420 MHz é de 0.020 Jy e 0.012 Jy após 17 min e 50 min de integração respectivamente. Com as 28 antenas observando em fase, o arranjo é equivalente a uma única antena com aproximadamente 20 m de diâmetro e com resolução espacial de 4 minutos de arco em 1420 MHz. Considerando-se que Parkes e o BDA tenham a mesma eficiência de antena, a constante radiométrica do BDA é cerca de 10 vezes maior do que a de Parkes. Isso é equivalente a dizer que as temperaturas de antena observadas em Parkes serão dez vezes menores quando observadas com o BDA. Aqui esta implícita a hipótese de que o feixe de ambos os telescópios são uniformemente preenchidos pelas fontes. Esta hipótese é boa tendo-se em vista que a resolução espacial do BDA é cerca de 30% da resolução de Parkes. Com base nesses argumentos, podemos concluir que fontes detectadas em Parkes com temperaturas de antena maiores do que 0.9 K também serão detectadas no BDA, após 17 minutos de integração, com temperaturas maiores do que 3 vezes o nível de ruído. Essa temperatura corresponde a aproximadamente 60 mJy de densidade de fluxo. Na realidade, levando-se em consideração que o BDA tem o feixe menor do que Parkes, é possível que as temperaturas obtidas com esse arranjo sejam ainda maiores do que aquelas estimadas a partir das observações realizadas em Parkes.

Utilizando o BDA com resolução em frequência de 8 kHz e resolução espacial menor ou igual a 4 minutos de arco, pretendemos observar a emissão de hidrogênio neutro (l =21 cm) proveniente de várias nuvens moleculares densas do hemisfério sul bem como nuvens de alta velocidade. Devido a alta resolução espacial do BDA, observações de HI e OH na direção de Corona Australis, Chamaeleon e dos glóbulos cometários da região da Vela podem fornecer importantes informações sobre esses objetos. Os picos de emissão da transição J=1-0 do C¹⁸O observados na direção dessas nuvens por Vilas-Boas, Myers e Fuller (1994; 2000), são posições apropriadas para serem observadas através da transição 1(1,0)-1(1,1) de H₂CO, a qual exige altas densidades para ser excitada.

Da mesma forma que nas nuvens escuras, as condensações densas das nuvens moleculares gigantes também poderão ser estudadas através dessas transições. As posições na direção dessas regiões podem ser selecionadas dos surveys de H₂CO realizados em Parkes (Whiteoak e Gardner, 1974) com resolução angular da ordem de 15 minutos de arco.

As nuvens de alta velocidade serão selecionadas dos surveys de HI no hemisfério sul realizados por Bajaja et al (1985) e Putman and Gibson (1999). Essas nuvens serão mapeadas ate o limite de 60 mJy. Apenas aquelas que apresentarem picos de emissão de HI muito brilhantes serão mapeadas com tempos de integrações maiores. Na direção desses picos, serão feitas pesquisas da linha de 4830 MHz do H₂CO, tendo como objetivo verificar se essas nuvens de hidrogênio também tem associadas condensações com densidades ³ 10⁴ cm^-3. Utilizando esse instrumento também pretendemos pesquisar linhas de CH (Rydbeck et al, 1974) entre 3.2 e 3.4 GHz, na direção de várias dessas nuvens. Uma série de outras pesquisas poderão ser feitas através das linhas de OH, particularmente na direção de estrelas e objetos proto estelares.

Alem das fontes galácticas, o BDA também será utilizado para pesquisar a emissão de hidrogênio neutro na direção de fontes extra-galáticas tais como galáxias do tipo star-burst, quasares, e mapear as fontes de HI observadas em Parkes com densidade de fluxo superior a 60 mJy.

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