MÓDULO 3.1: O CAMPO MAGNÉTICO DO SOL

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1 MÓDULO 3.1: O CAMPO MAGNÉTICO DO SOL Apesar do Sol e a Terra estarem distantes cerca de 150 milhões de quilômetros, ou seja, 1 UA (Unidade Astronômica), ambos estão intensamente conectados por meio do campo magnético. O dinâmico campo magnético do Sol é responsável por uma gama de fenômenos deslumbrantes, como ejeções do plasma da superfície solar, que é eventualmente direcionado à Terra. A ocorrência de eventos como esses podem gerar importantes efeitos a longo prazo no nosso planeta Terra, como mudanças climáticas, assim como eventos mais repentinos, como problemas em satélites e em redes de alta tensão. Pesquisas sobre o sistema Sol-Terra são importantes tanto para efeitos práticos na sociedade, quanto para satisfazer o anseio científico que muitos de nós temos sobre a nossa estrela. Você sabe como é a estrutura do Sol? Assim como a Terra, o Sol é dividido em camadas e de modo análogo também produz um campo magnético por um processo de dínamo natural. O raio do Sol é de aproximadamente quilômetros, cerca de 110 vezes o raio da Terra. O Sol é dividido, internamente, em três regiões principais: o núcleo, a zona radiativa e a zona convectiva (Figura 1). No núcleo do Sol ocorre o processo de FUSÃO NUCLEAR do hidrogênio em hélio, numa condição de altíssimas temperaturas, densidade e pressão. Estima-se que a temperatura do núcleo é de cerca de o C. Envolvendo o núcleo existe a zona radiativa, na qual o transporte da energia gerada no núcleo ocorre por RADIAÇÃO. Da base para o topo da zona radiativa, a temperatura vai de aproximadamente o C até o C, e a densidade varia entre 20g/cm 3 (similar à densidade do ouro) e 0.2 g/cm 3 (inferior à densidade da água). Entre a zona radiativa e a zona convectiva existe uma região chamada de tacóclina, na qual ocorrem mudanças abruptas no padrão de velocidade do plasma. É nesta interface que parte do processo do dínamo solar opera e, consequentemente, o campo magnético do Sol é gerado. Já a zona convectiva é a região onde o transporte de energia ocorre por CONVECÇÃO, fazendo com que o material mais quente na base da zona convectiva, menos denso, seja levado até a superfície do Sol. Figura 1. Estrutura do Sol, mostrando as principais camadas: núcleo e zonas radiativa e convectiva. O conjunto de partículas carregadas que escapam da atmosfera externa do Sol (coroa solar) é chamado de vento solar e desloca-se, próximo da Terra, com uma velocidade média de 400 km/s. Entretanto, essa velocidade varia de forma significativa: de 300 km/s até 800 km/s nos buracos coronais, que são áreas mais escuras e frias na coroa solar, geralmente ligadas às manchas solares. 1

2 FUSÃO NUCLEAR: reação nuclear onde dois ou mais núcleos atômicos se juntam formando um único núcleo. Neste processo ocorre uma grande liberação de energia. A energia liberada pelo Sol provém da fusão nuclear dos núcleos de hidrogênio em hélio e neste processo ocorre uma grande liberação de energia. A fusão nuclear acontece desde a origem do Sol e dentro de aproximadamente 7 bilhões de anos irá cessar dando lugar ao processo de morte da estrela. RADIAÇÃO: termo genérico para propagação de partículas e ondas eletromagnéticas. A radiação eletromagnética pode se deslocar no vácuo, ou seja, não é necessário um meio físico para se deslocar. A energia gerada no núcleo do Sol é transportada por fótons, que são absorvidos e reemitidos pelos íons do plasma solar. Chegando à superfície solar, os fótons são emitidos em todas as direções e essa radiação eventualmente vai em direção à Terra. CONVECÇÃO: no Sol, um volume de material mais quente nas camadas inferiores fica mais leve e move-se para em direção à superfície. Ao perder calor, fica mais pesado e desce, continuando o processo convectivo. O vento solar causa uma ampla gama de fenômenos magnéticos que variam em questão de minutos a centenas de anos. O dinamismo do campo magnético do Sol é responsável pelo aparecimento das manchas solares, ejeções de massas coronais, etc. Em termos de grandezas espaciais, o campo magnético solar é classificado segundo fenômenos de grande ou pequena escala. O campo magnético de grande escala é definido como aquele observado em escalas comparáveis ao raio solar. A mais obvia manifestação deste campo é a aparição de manchas solares na superfície do Sol. As Manchas Solares e o ciclo solar As manchas solares (Figura 2) são observadas desde o início do século XVII, quando Galileo utilizou uma nova invenção, o telescópio, para documentar a passagem dessas manchas escuras na superfície solar. Entretanto, foi somente em 1908, que o astrônomo americano chamado George Hale descobriu que as manchas solares estavam intrinsecamente relacionadas a intensos campos magnéticos. A Depois desta descoberta, observou-se também que as manchas solares praticamente sempre apareciam em pares com polaridades magnéticas invertidas: uma com as linhas do campo magnético apontando para fora da superfície solar (positiva, ou norte) e outra para dentro (negativa, ou sul), como mostrado na Figura 3. Figura 3. Ilustração das linhas de campo magnético nas manchas solares. B Figura 2. Manchas solares, em A mostrando o Sol com grupos de manchas solares e em B um zoom em uma mancha solar e o tamanho relativo à Terra. Neste caso, esta mancha solar era maior do que a Terra (que está em escala na figura) 2

3 Figura 4. Ilustração das Leis de Hale e Joy, onde A mostra a polaridade positiva (vermelho) e negativa (azul). B ilustra o ciclo seguinte, com as polaridades invertidas em relação ao ciclo anterior. Hale descreveu como as manchas solares se comportavam em termos da sua polaridade magnética: um par de manchas solares aparece no hemisfério norte e outro par no hemisfério sul com polaridades opostas nos dois hemisférios. Não obstante, as manchas mudam de polaridade (positivo para negativo e vice-versa) a cada 11 anos aproximadamente. Estas características resumem a lei empírica conhecida como Lei da Polaridade de Hale (Figura 4). Outra lei similar e importante sobre o campo magnético do Sol é a Lei de Joy que indica que há uma inclinação sistemática, da ordem de 4 graus, no alinhamento dos pares de manchas solares em relação ao equador. A Figura 4 também mostra esta inclinação, com a mancha chamada de líder, a primeira em relação a direção de rotação do Sol, sempre mais próxima ao equador. Esse campo de grande escala das manchas solares segue uma distribuição espaço-temporal muito específica: no início do ciclo solar as manchas aparecem em latitudes de cerca de ±27 o e no decorrer do ciclo o aparecimento das manchas migra para latitudes menores, em torno de ±8 o. Esse padrão é representado no chamado diagrama da borboleta (Figura 5A). Este diagrama mostra a variação latitudinal do aparecimento das manchas solares no decorrer do tempo. Note que para cada ciclo de 11 anos, as manchas migram das maiores latitudes em direção ao equador, lembrando a forma das asas de borboletas. As polaridades são opostas (positivo/negativo) em cada asa e se alternam entre um ciclo e outro. O diagrama da borboleta é um diagnóstico do dínamo solar, ou seja, dos processos que formam as manchas solares no decorrer do tempo. A Figura 5B mostra a porcentagem média da área ocupada por manchas solares em relação a área total visível da superfície solar. Figura 5. Diagrama da borboleta em A e média diária da área ocupada pelas manchas solares em B, 100% sendo a área total visível do Sol. No diagrama da borboleta, as cores representam a porção da área ocupada diariamente pelas manchas solares. Amarelo, por exemplo, representa episódios em que quase 1% da área visível do Sol estava ocupada por manchas solares. 3

4 Há ciclos solares com diferentes características, com picos (máximo de manchas solares) ocorrendo em diferentes tempos e com distintas durações. Por exemplo, o pico do ciclo solar número 23, ocorreu entre 2000 e O atual ciclo 24 iniciou no dia 04 de janeiro de Mas como os cientistas determinaram este exato dia? O dia do início do ciclo solar 24 foi determinado porque satisfez dois critérios principais: as manchas solares ocorreram em altas latitudes (30 o N) e com a polaridade magnética reversa à do ciclo anterior (ciclo 23). Há grupos de pesquisa no mundo fazendo previsões do ciclo solar 24 (veja mais no módulo 4), como é mostrado na Figura 6, uma previsão da NASA para o atual ciclo. temporal na coroa solar pode ser analisada em detalhe. Figura 7. Imagem de um coronógrafo, mostrando a coroa solar no dia 30 de julho de O círculo branco indica onde o Sol apareceria se não estivesse coberto. As EMCs são explosões na coroa solar que expelem partículas juntamente com o vento solar (Figura 8). Nesses eventos, grandes bolhas de gás ionizado são ejetadas do Sol durante horas. Figura 6: Previsão do ciclo solar 24. As linhas pontilhadas mostram a previsão e as linhas cheias correspondem aos números de manchas solares já observados. Ejeção de massa coronal (EMC) do Sol As primeiras evidências sobre as ejeções de massa da coroa solar (em inglês: Coronal Mass Ejection - CME) vieram de observações entre 1971 e Estas observações foram feitas em um coronógrafo, que é um instrumento que produz um eclipse artificial, sobrepondo um disco à telescópios com o intuito de observar apenas a atmosfera mais externa do Sol (veja exemplo na Figura 7). Por meio do coronógrafo, a variação Figura 8: Miscelânea de imagens tiradas pelo satélite SOHO. Na imagem, as EMCs observadas pelo coronógrafo estão mostradas juntamente com uma imagem do Sol visto com um filtro de luz ultra-violeta, evidenciando as regiões de intensa atividade magnética (regiões claras). A freqüência na qual ocorrem as ejeções varia de acordo ciclo solar, sendo estas, juntamente com as manchas solares, fenômenos agrupados na categoria de atividade solar. Durante o mínimo de atividade solar, observa-se uma EMC por semana aproximadamente. Já próximo ao máximo do ciclo 4

5 de atividade solar, observa-se EMCs com uma freqüência de duas a três vezes ao dia. Essas explosões na coroa do Sol são responsáveis pelos eventos mais extremos do clima espacial, como as tempestades magnéticas, podendo vir a gerar apagões (ou blackouts ) e interferência ocasionando imprecisões nos sistemas dependente de comunicação por satélites, como o GPS (saiba mais sobre o assunto no tópico 3.3). Como no momento estamos em um período próximo ao máximo de atividade solar, as manchas solares e EMCs se tornarão mais freqüentes, assim como as tempestades magnéticas. Numa era em que a humanidade é cada vez mais depende de uma tecnologia, que por sua vez é cada vez mais sensível às tempestades eletromagnéticas, o entendimento do ciclo solar se lança como um grande desafio a ser esclarecido pela comunidade científica no futuro próximo, no intuito de se conseguir fazer previsões confiáveis dos grandes eventos solares para poder minimizar suas consequências. O entendimento dos processos envolvidos no dínamo solar, de certa maneira pode ser uma chave para a compreensão sobre toda a gama de dínamos naturais que se apresentam no Universo, sejam eles estelares, planetários (como o geodínamo) e galácticos. Referências Bibliográficas Lean, J., Living with a variable Sun. Physics Today. June, Ossendrijver, M The solar dynamo, The Astron Astrophys Rev Steven, M. Tobias, 2007, Magnetic Field of Sun Em: Encyclopedia of Geomagnetism and Paleomagnetism, Editores: Gubbins, D. & Herrero- Bervera, E., Springer. Webb, D. F. e Howard, T. A., Coronal Mass Ejections: Observations. Living Rev. Solar Phys., 9, 3. yp Páginas Interessantes da Internet Homepage da NASA sobre a física do Sol: Homepage sobre assuntos científicos variados: Homepage da NASA sobre a física do Sol: Homepage do satellite SOHO: 5

6 Fontes das Figuras Figura 1: trophysics/stellarevolution_mainsequence.html Crédito: Naval Research Laboratory. Adaptado do Observer's Guide to Stellar Evolution ; autor: M. Inglis, Springer, Figura 2: 006/08/the-sun-and-its-11-year-cycle/ unspots_earth_size_big_jpg_image.html Figuras 3 e 5: m/solar_cycle_graphics.html Figura 4: Figura 6: Figura 7: ssary_middle.html Figura 8: 6

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