quarta-feira, 30 de maio de 2018


As manchas solares e o ciclo de atividade do Sol.


Gabriela C. Silva (aluna IF/USP). Matéria baseada no Cap. 10 do livro The Essential Cosmic Perspective (6th Ed.), e revisada pelo Prof. Dr. Jorge Melendez (IAG/USP). 

O conjunto de eventos que compõem a atividade solar são basicamente as manchas solares e outros fenômenos que indicam estar conectados a elas, como: os solar flares (erupções solares), os arcos de gás quente que chegam a se sobressair na Coroa solar, e o não esperado aumento da temperatura em superfícies externas à fotosfera. Todos estão ligados às mudanças na intensidade e forma das linhas de campo magnético do Sol.
A atividade solar é caracterizada pelo número de manchas solares. Esquerda: o Sol com muitas manchas no último máximo de atividade solar (27/2/2014). Direita: o Sol sem manchas no 20/3/2017. O mínimo de atividade é previsto para 2019-2020. (c) NASA GSFC/SDO/Joy Ng. 

As manchas solares, por serem menos quentes que as regiões vizinhas (aproximadamente 4000K contra 5800K), aparentam ser escuras. Contudo, seria possível perceber que são brilhantes se fossem observadas isoladamente. Elas acontecem quando intensas linhas de campo magnético começam a praticamente sair do interior solar e acabam por suprimir o movimento convectivo do gás. Dessa forma, o gás quente que circunda a área das manchas é impedido de entrar e estas permanecem frias até que as linhas de campo enfraqueçam e permitam que a seção volte a ser aquecida.


Comparação da Terra a um grande grupo de manchas solares no 7/jan/2014. (c) NASA / SDO

Como citado, regiões de alta atividade solar (onde ocorrem as manchas) apresentam intensas linhas de campo magnético. De fato, é possível mapear o campo magnético com a análise espectroscópica das divisões das linhas espectrais causadas pela interação dos átomos e íons com o campo magnético (Efeito Zeeman). A intensidade e forma do campo magnético são atribuídos à combinação do movimento convectivo com a rotação diferencial do Sol; como a velocidade no equador é diferente das velocidades dos polos, as linhas de campo são modeladas de forma a ficaram amontoadas e contorcidas como elásticos.

As manchas solares ocorrem majoritariamente em pares que são conectados por um loop magnético. Quando muito extenso, esse loop forma a chamada proeminência (ou protuberância) solar, sendo esta uma faixa onde o gás quente da cromosfera e da coroa fica preso; para comparação, se estende em altitudes por vezes equivalentes a dezenas de vezes o diâmetro da Terra.


Proeminência solar observada no ultravioleta no 30/3/2010. A Terra é mostrada para comparação. (c) NASA/SDO

Um evento muito notável das tempestades solares são as erupções solares. O modelo mais seguido para justificar o fenômeno diz que a tensão sobre as linhas de campo magnético é tão grande que as linhas não a suportam mais; seguindo a comparação das linhas de campo como sendo elásticos contorcidos, é como se o elástico arrebentasse ou se soltasse num estalo repentino a fim de voltar a uma configuração de menor tensão. Essa reação acaba por liberar energia em forma de raios-X, e acelera partículas carregadas a velocidades próximas a da luz. A temperatura do plasma ao redor do local da explosão chega a 100 milhões de Kelvins.

O Sol em raios-X (esquerda) e em destaque (direita) uma erupção (flare) solar. (c) Missão Yohkoh.

Ainda há muitas dúvidas a respeito dos fenômenos que envolvem a atividade solar, entre elas está a diferença de temperatura entre a fotosfera, a cromosfera, e a coroa solar, as duas últimas (mais externas) têm temperaturas mais altas que a primeira em algumas regiões. Por enquanto, a explicação mais satisfatória relaciona esse aquecimento das camadas mais externas com a transferência de energia de regiões mais internas; linhas menos intensas de campo magnético logo abaixo da superfície convectiva são agitadas, essa energia é então carregada para fora da superfície ao longo dessas linhas, que gradualmente têm sua intensidade aumentada, e depositam a energia em forma de calor nas camadas mais altas da atmosfera solar, aquecendo-as. Observações na faixa dos raios-X mostram que as áreas muito quentes da coroa solar se localizam logo acima das manchas solares, o que confirma a relação de que as mesmas linhas de campo que mantém relativamente frias as manchas solares também causam o aquecimento das camadas externas.



O Sol em luz visível (esquerda) e em raios-X (direita). (c) http://solar.bnsc.rl.ac.uk/sb99/people/KMacpher/sb99_ssp.html

As manchas solares (isoladas ou em grupos) e a intensidade da atividade solar ao longo do ciclo variam de maneira imprevisível. Entretanto, pode-se notar com observações ao longo dos anos que alguns padrões se repetem, os máximos e mínimos de atividade solar seguem um período de cerca de 11 anos. Cada vez que atinge um máximo há inversão dos polos magnéticos do Sol e isso pode ser constatado quando mapeado o sentido das linhas de campo que conectam as manchas solares; após o máximo o sentido se inverte. No início de cada ciclo, partindo do mínimo, as manchas começam a surgir em latitudes médias de 30° a 40° e ao longo do ciclo se aproximam do equador.

Variação no número de manchas no Sol. O mínimo de atividade solar é previsto para 2019 ou 2020. (c) NASA