INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA E strelas IV. S ol U ma es t rela da S eqüência P rincipal

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1 INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA E strelas IV. S ol U ma es t rela da S eqüência P rincipal (SOHO) S e a r adiância de mil sóis Des pontas s e no céu E sse s eria O es pl endor do T odo-poder os o B hagavad-gita IAG/U S P E NOS PICAZZIO

2 6. Estrelas I V. Sol: uma est rela da S eqüência Pr incipal Por estarmos próximos a ele, o Sol se apresenta como um laboratório natural onde pesquisamos a vida das estrelas. Essa proximidade nos permite observar com grande definição suas partes externas. Através de métodos indiretos podemos estudar ainda o seu interior. Testando sistematicamente os modelos teóricos de estruturas interna e externa com os dados observacionais podemos refinar a teoria da estrutura estelar. Evidentemente o modelo solar não se aplica diretamente às estrelas diferentes do Sol, mas ele serve de base para o desenvolvimento de uma teoria mais ampla Propriedades físicas Na tabela abaixo tem-se os parâmetros físicos solares mais importantes. A massa é determinada a partir do movimento dos planetas, com a ajuda da teoria gravitacional de Newton. O diâmetro angular aparente pode ser estimado por observação 17. Com ele e a distância média do Sol (1 UA = km), podemos determinar seu diâmetro linear e, consequentemente, seu volume. A densidade média é obtida dividindo-se sua massa pelo seu volume. A luminosidade é calculada a partir da estimativa da energia solar incidente no topo da atmosfera terrestre e da sua distância 18. A gravidade e a velocidade de escape na fotosfera (considerada sua superfície ) são calculadas por teoria, e a rotação solar através da movimentação aparente das manchas solares. Sendo uma esfera gasosa, o Sol não gira como um corpo rígido: a velocidade de rotação diminui com o aumento da latitude. Este efeito, também observado nos planetas gasosos, é denominado rotação diferencial. A temperatura superficial é estimada ajustando-se a lei de Planck à distribuição de energia espectral solar. Massa 1, kg (Terra=1) Diâmetro equatorial km 109,3 (Terra=1) Diâmetro aparente médio 30 min. de arco Densidade média kg/m 3 0,255 (Terra=1) Gravidade na superfície 274 m/s 2 28 (Terra=1) Velocidade de escape 618 km/s 56 (Terra=1) Luminosidade 3, W Temperatura superficial K Período de rotação sideral 25,4 dias solares 25,1 no equador 34,4 nos pólos Inclinação do eixo de rotação 7,25 o (relativo à eclíptica) Tabela 6.4 Propriedades do Sol 17 a determinação precisa do diâmetro solar é uma tarefa difícil que leva em conta aspectos teóricos, inclusive a oscilação solar. 18 ver detalhes adiante. 6-28

3 6.14 Estrutura geral Grosso modo, o Sol pode ser dividido em interior, superfície e atmosfera. As características principais do modelo solar padrão são apresentadas na Tabela Interior solar A região central, denominada núcleo, ocupa aproximadamente os primeiros km de raio. Nela ocorrem as reações de fusão nuclear que produzem a energia solar. A maior parte da da massa do Sol está encerrada no núcleo, por isso a pressão e a temperatura locais são elevadíssimas. Essa elevada concentração de massa faz com que a energia gerada nas reações nucleares leve cerca de 1 milhão de anos para chegar até a superfície solar. Portanto, o calor que recebemos aqui na Terra foi gerado há muito tempo. Acima do núcleo a densidade de matéria cai rapidamente, a temperatura também mas de forma menos acentuada. Na região delimitada pelos primeiros km acima do núcleo a energia é transportada através de radiação eletromagnética que permeia a matéria, isto é, os fótons são absorvidos e reemitidos quase que instantaneamente, num processo contínuo. Embora a direção do fotons reemitidos seja aleatória, aos poucos esses fótons vão subindo para camadas mais elevadas que estão mais frias. Por essa razão, essa região é denominada radiativa. Acima da região radiativa o transporte de energia é feito pela matéria, através da convecção. Células aquecidas pela absorção do calor dilatam-se fazendo a densidade diminuir; com isso elas se tornam mais leves e bóiam em direção à superfície. Numa certa parte do trajeto essas células perdem calor, resfriam-se, a densidade aumenta e elas afundam em direção às regiões mais quentes, quando então todo o processo recomeça. O tamanho das células convectivas depende da profundidade: as mais profundas têm cerca de algumas dezenas de milhares de quilômetros de diâmetro, já as mais superficiais têm apenas cerca de km. Entre a calma zona radiativa e a agitada zona convectiva há uma região de transição. Observações hélio-sismológicas sugerem que o campo magnético solar é gerado nessa região por um dínamo magnético. Mudanças de velocidade do fluído dessa camada podem provocar o estiramento das linhas de força do campo magnético tornando-o mais intenso. Há ainda indícios de que a composição química varia ao longo da camada. Região Raio interno (km) Temperatura (K) Densidade (kg/m 3 ) Propriedades Núcleo Energia gerada por fusão nuclear Zona radiativa Energia transportada por radiação eletromagnética Zona convectiva Energia transportada por convecção Fotosfera Superfície: a parte que enxergamos Cromosfera Baixa atmosfera, fria e avermelhada Zona de transição Região de aumento rápido de temperatura Coroa Alta atmosfera, quente, visível nos eclipses Tabela 6.5 Modelo solar padrão (Adaptado de Chaisson & McMillan, 1999, p.355, Tabela 16.1) 6-29

4 Superfície Fotosfera, palavra de origem grega que significa esfera de luz, é o disco visível do Sol 19 abaixo do qual nada enxergamos. Considerada a superfície solar, ela tem cerca de 500 km de espessura, temperatura aproximada de K, e é muito rarefeita. Uma maneira simples de se ver a fotosfera é através da imagem refletida por um pequeno espelho 20. Há três fenômenos característicos da fotosfera. O primeiro é o obscurecimento do limbo solar, visto na imagem da Figura Na luz branca o brilho é máximo no centro do disco solar, caindo para cerca de 20% nos bordos. A explicação é a seguinte: o disco solar aparente que nos parece plano é, na realidade, a projeção de uma superfície esférica. Quando se olha para o centro do disco vê-se as camadas mais profundas e aquecidas da fotosfera. À medida em que se olha para os bordos vê-se as camadas mais superficiais que são mais frias, por isso brilham menos. O segundo fenômeno são as manchas solares. Tratam-se de regiões mais frias, por isso mais escuras, que giram com o mesmo período da rotação solar. As manchas estão associadas a fortíssimos campos magnéticos (Figura 6.18). Adiante voltaremos a discutir este assunto com mais detalhes. O terceiro fenômeno é a textura granulada, vista em imagens de alta resolução obtidas acima da atmosfera terrestre (Figura 6.19). Cada granulação representa uma célula convectiva, com diâmetro médio de 700 km e tempo de vida de cerca de 10 a 20 minutos. O centro é mais brilhante porque é o topo da coluna ascendente de gás aquecido; já os bordos das células são mais escuros porque é por aí que o gás frio desce novamente para as camadas mais profundas. A velocidade de convecção é da ordem de 7 km/s. Figura 6.18 Foto mostrando o obscurecimento do limbo solar e algumas manchas (Marshall Space Flight Center) Figura 6.19 Imagem de alta resolução mostrando detalhes da mancha e a granulação da fotosfera (NASA) 19 JAMAIS olhe para o Sol sem a proteção adequada de um filtro solar; os danos poderão ser irreversíveis. 20 Por exemplo: faça um furo de cerca de 1 cm de diâmetro em um papel e cubra um espelho com ele. Tudo se passa como se você tivesse um espelhinho com apenas 1 cm de diâmetro. Com esse espelho apontado para o Sol faça a imagem solar ser refletida sobre um anteparo de cor branca a uma distância aproximada de 5 a 10 m. Repare que próximo ao limbo o disco é menos brilhante. Se tiver sorte poderá ver algumas manchas. 6-30

5 O quarto fenômeno é o espectro. Quando a luz atravessa a camadas mais frias parte dela é absorvida pelos elementos químicos ali presentes. Essa absorção ocorre em comprimentos de onda determinados, e se manifestam no espectro através de linhas escuras que entrecortam o contínuo. São as linhas de absorsão, regiões onde a intensidade de luz é menor que a das vizinhanças. Decompondo a luz solar com um prisma no início do século 19, o físico alemão Joseph Fraunhofer catalogou essas linhas escuras. Em reconhecimento ao trabalho pioneiro de Fraunhofer as linhas de absorção foram denominadas linhas de Fraunhofer. Essas linhas indicam a presença de uma camada de gás mais frio que envolve a fotosfera. A relação direta entre espécies atômicas e linhas de absorção permite investigar a composição química do Sol, além de densidade, pressão, temperatura, movimentos radiais (através do efeito Doppler das linhas) e campos magnéticos (através do desdobramento Zeeman das linhas). Elemento Abundância em percentagem Sobre o número total de átomos Sobre a massa total Hydrogênio 91,2 71,0 Hélio 8,7 27,1 Oxigênio 0,078 0,97 Carbono 0,043 0,40 Nitrogênio 0,0088 0,096 Silício 0,0045 0,099 Magnésio 0,0038 0,076 Neônio 0,0035 0,058 Ferro 0,0030 0,14 Enxofre 0, Tabela 6.6 Composição química solar (Chaisson & McMillan, 1999, p.361, Tabela 16.2) Atmosfera solar A atmosfera solar é formada or duas partes: cromosfera, a baixa atmosfera, e coroa, a alta atmosfera. Cromosfera Cromosfera é uma palavra de origem grega que significa esfera colorida. Essa fina camada atmosférica de cor avermelhada está situada bem acima da fotosfera. Ela é facilmente visível durante os eclipses solares totais, bem no início e bem no fim da totalidade 21. Sua cor avermelhada é devida à emissão pelo átomo de hidrogênio na primeira linha da série de Balmer, Hα (linha 6563 Å da Figura 6.3). Sua espessura aproximada é de km, e a temperatura cresce com a altura até atingir cerca de K. O processo responsável pelo 21 É o período de escuridão, quando o disco solar fica completamente coberto (eclipsado) pelo disco lunar. Antes da totalidade o brilho solar diminui gradativamente; após a totalidade ocorre o inverso. O eclipse acaba quando o disco solar volta a ser totalmente visível. 6-31

6 aquecimento é a dissipação de energia de ondas de natureza magnética. Como a densidade de matéria da cromosfera decai com a altura e varia entre cerca de um mil a um milhão de vezes menor que a da fotosfera (ver Tabela 6.5) ela se torna transparente na luz branca. No entanto, se observada através de algumas linhas espectrais como o Hα (no vermelho) e as linhas H (3933 Å) e K (3968 Å) do CaII 22 (ambas no ultravioleta) a cromosfera é bem brilhante, e apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas, lembrando a estrutura granulada da fotosfera (Figura 6.20). Esse mosaico de células cromosféricas é denominado supergranulação, porque elas têm tamanho médio de km e tempo de vida da ordem de meio dia, valores bem maiores que os típicos das células fotosféricas. O gás aquecido ascende pelo centro da supergranulação, flui horizontalmente para os bordos da célula e imerge novamente. As supergranulações oscilam coerentemente como um todo com período de aproximadamente 5 minutos. Os bordos das supergranulações são contornados por estruturas finas, alongadas, escuras e quase verticais denominadas espículos; com dimensões médias de 700 km de diâmetro e km de altura. Por eles matéria ascendente e descendente fluem com velocidade aproximada de até 100 km/s Figura 6.20 Imagem em Hα mostrando a supergranulação cromosférica. Os espículos, distribuem-se nos contornos das células quase que verticalmente. (HAO) Zona de Transição A transição entre cromosfera e coroa ocorre numa região com cerca de km de espessura. Nela a temperatura salta de K para mais de 1 milhão K. Como a temperatura é elevada essa região pode ser observada através de linhas de emissão no ultravioleta. 22 CaII é o cálcio uma vez ionizado, isto é, que perdeu um elétron. CaI é o átomo do cálcio com todos os seus elétrons. A quantidade de elétrons perdidos é algarismo romano menos um. 6-32

7 Coroa Embora a espessura observada da coroa possa chegar a vários raios solares pode-se dizer que ela extende-se pelo meio interplanetário. Na luz branca ela brilha tanto quanto a Lua Cheia. No entanto, como esse brilho é cerca de 1 milhão de vezes mais fraco que o brilho fotosférico, a coroa só pode ser vista durante a totalidade de um eclipse solar total ou através de instrumentos específicos. Devido à sua natureza dinâmica a aparência da coroa muda com o tempo, variando entre circular e alongada (discutiremos isto adiante). Sua característica mais marcante é sem dúvida a temperatura elevada e quase constante. Nessa temperatura os átomos alí presentes perdem elétrons e tornam-se ionizados, isto é, ficam com excesso de carga elétrica positiva. O próton é o constituinte majoritário da coroa, já que o átomo de hidrogênio perdeu seu único elétron. O ferro, por exemplo, pode perder até 13 dos seus 26 elétrons. Segundo a Termodinâmica, o calor flui da região quente para a região fria. Assim é aquecida a fotosfera: o interior solar é mais quente que a superfície. Então, se a coroa é bem quente que a fotosfera é porque deve haver um mecanismo de aquecimento de outra natureza. Dentre os vários possíveis, o mais eficiente é a conversão de corrente elétrica em calor(como num aquecedor). Quanto mais energético for o processo, mais calor será dissipado no meio. Dados do satelite SOHO revelam milhares de pequenos arcos apoiados em dipólos magnéticos 23 da fotosfera que se estendem até a coroa. O conjunto deles forma uma espécie de carpete magnético. Quando esses arcos interagem por decorrência da movimentação do plasma ocorre a dissipação de calor. A estrutura coronal dependente do grau de atividade solar: (a) na fase de mínimo o número de manchas é mínimo e a coroa é alongada na direção do equador solar; (b) na fase de máxima atividade, quando o número de manchas é máximo, a coroa adquire um forma mais circular (Fig. 6.21). A observação da coroa não é feita apenas durante um eclipse solar, mas também através de um instrumento chamado coronógrafo: trata-se de um telescópio com um anteparo posicionado no plano focal que bloqueia a imagem do disco solar, simulando um eclipse. Em solo as imagens obtidas não são tão boas quanto aquela obtidas durante um eclipse, mas em plataformas espaciais as imagens produzidas por esses instrumentos são excelentes, melhores que as obtidas em solo. Podemos distinguir três componentes da luz coronal, ou três coroas: K, E e F. A coroa K é vista na luz branca. É a coroa que vemos a olho nu durante um eclipse solar total. Essa luz provém da fotosfera e é refletida pelos elétrons livres da coroa. Portanto, o brilho da coroa K está diretamente relacionado com a quantidade de elétrons ali presentes. Como a distribuição espacial dos elétrons segue a distribuição espacial do campo magnético, a distribuição de brilho da coroa K revela a estrutura do campo magnético coronal. A luz da coroa E é emitida em linhas espectrais (regiões estreitas do espectro eletromagnético) por átomos altamente ionizados como o FeX (Fig. 6.23), CaXV e FeXIV. Ela também pode ser observada em ondas de rádio, com comprimentos maiores que 1 m, e em raios X, entre 3 Å e 60 Å (Fig. 6.22). As partes brilhantes representam regiões onde a densidade de íons e a temperatura são maiores. O plasma aquecido fica confinado dentro de estruturas magnéticas tridimensionais fechadas. As partes escuras representam regiões com 23 uma barra imantada com seus dois pólos, norte e sul, é um exemplo de dipólo magnético. 6-33

8 Figura 6.21 A coroa solar quando o número de manchas é próximo à fase de mínimo (esquerda) e de máximo (direita). (HAO) com densidade e temperatura menores. Nelas as estruturas magnéticas são abertas. Por consequência, o plasma coronal escoa para o espaço interplanetário na forma de vento solar. Essas regiões escuras são denominadas buracos coronais. A distribuição de brilho da coroa E revela a distribuição espacial dos íons responsáveis pela luz emitida. Como existem infinitas linhas de emissão, a coroa E muda de aparência conforme o comprimento de onda. Observações do plano da eclíptica revelam a existência de partículas de poeira (grãos com dimensões micrométricas ou maiores) provenientes da fragmentação de asteróides ou da atividade dos cometas. Uma parcela desses grãos acumulam-se nas proximidades do Sol, refletem a luz fotosférica e formam uma espécie de coroa ao redor do Sol. Esta é a coroa F. O brilho da coroa F é proporcional à quantidade de grãos, mas diminui rapidamente para distâncias menores que cerca de 4 raios solares do Sol. A razão é o aquecimento: quanto mais o grão se aproximar do Sol, maior será a sua temperatura. Abaixo de 4 raios solares os grãos são vaporizados. A presença das linhas de Fraunhofer no espectro da coroa F revela que se trata de luz fotosférica refletida Vento Solar Radiação eletromagnética e partículas de altas velocidades escapam do Sol continuamente. Esse fluxo de partículas é constituído majoritariamente de elétrons e prótons (em quantidades iguais) e núcleos de hélio (ou partículas α; 3 a 4% dos elétrons). A luz solar atinge a Terra cerca de 8 minutos após abandonar a fotosfera. As partículas do vento solar movem-se mais lentamente e atingem a Terra horas ou dias depois, com velocidades entre 500 e 700 km/s. O tempo de chegada assim como a velocidade depende da massa: partícula de massa pequena move-se com maior velocidade e demora menos tempo para chegar à Terra. 6-34

9 Figura 6.22 Imagem em raios X da coroa solar. Quanto maior o brilho, maior a temperatura. As zonas escuras são os buracos coronais (YOHKOH) Figura 6.23 Coroa na linha de emissão do FeX. (SOHO) O vento solar deve se propagar por todo o Sistema Solar até o espaço interestelar. Embora o vento solar carregue cerca de 1 milhão de toneladas de matéria solar a cada segundo, menos que 0,1% da massa solar foi perdida desde o nascimento do Sol, há 4,6 bilhões de anos. Uma propriedade do vento solar é sua capacidade de congelar o campo magnético e arrastá-lo consigo enquanto se expande. Como o Sol gira enquanto o vento escapa, a configuração espacial do vento acaba sendo a de uma espiral de Arquimedes. O vento solar interage fortemente com os planetas que possuem campos magnéticos como a Terra. Outro exemplo de forte interação do vento solar com matéria ionizada são as caudas ionizadas, ou Tipo I, de cometas (Figura 5.56) Atividade Solar A maior parte da luminosidade solar provém da emissão contínua da fotosfera do Sol calmo. No entanto, a radiação e o fluxo de partículas solares variam ao longo do tempo de acordo com a atividade solar. Esse aspecto contribui pouco para a luminosidade total do Sol, assim como afeta pouco a sua evolução com uma estrela. Mas afeta significativamente a região interplanetária As manchas solares e o ciclo de 11 anos Há uma correlação direta entre a quantidade de manchas e a atividade solar. Galileu foi pioneiro no estudo detalhado das manchas. As manchas solares são regiões escuras, com cerca de km 24, ancoradas na fotosfera (Figura 6.24). A parte central, umbra, é mais escura e a temperatura é da ordem de K. A penumbra, que circunda a umbra, é mais clara e tem temperatura média de K; nas imagens de alta resolução notam-se detalhes 24 Diâmetro da Terra = km. As manchas podem atingir km. 6-35

10 da fotosfera revelando que a penumbra é mais rarefeita. As manchas quentes nos parecem escuras porque são vistas contra a fotosfera que é ainda mais quente. Assim que surge, a mancha solar é pequena. Com o tempo ela cresce, fragmenta-se e desaparece em questão de dias; em alguns casos pode atingir até 100 dias. Elas podem aparecer também em grupos. Uma das características mais marcantes das manchas é a presença de campos magnéticos fortíssimos, cerca de 50 mil vezes mais intensos que o dos pólos magnéticos terrestres. Como o campo magnético é bipolar, as manchas têm polaridades opostas: umas têm polaridade norte enquanto suas vizinhas têm polaridade sul. Esse campo magnético inibe os movimentos convectivos. E como se a mancha agisse como um plugue bloqueando o fluxo de calor interno. Perto da superfície da mancha as ondas sonoras movemse mais lentamente que na superfície de Sol, um indicativo de que a temperatura é mais baixa na superfície da mancha. Nas partes mais profundas as manchas são mais quentes que seus arredores. A variabilidade cíclica do número de manchas já é conhecida desde meados do século 19. Em média a periodicidade do ciclo é 11,2 anos, começando com um número mínimo de manchas (Figura 6.25) nas latitudes entre 30 e 35 o. Aos poucos, a quantidade de manchas aumenta porém cada vez mais próximas do equador solar. Após atingir o máximo, o ciclo delas se repete. Postas em um gráfico, a distribuição das manchas no ciclo lemnbra a forma de uma borboleta, por isso esse diagrama ficou sendo conhecido como diagrama da borboleta. Entre 1645 e 1715 o número de manchas ficou bem abaixo do normal. Essa anomalia ficou conhecida como mínimo de Maunder, e é uma das três anomalias que ocorreram nos últimos mil anos. Figura 6.24 Mancha solar: a parte central mais escura é a umbra; a penumbra é mais clara e semitransparente. (NASA) Figura 6.25 Ciclo de 11 anos das manchas. A linha pontilhada é a previsão. O máximo deve ocorrer em 2000, e o mínimo em Abaixo vêm-se imagens com as polaridades magnéticas e as coroas em raios X. (SOHO) 6-36

11 Figura 6.26 Diagrama da borboleta, mostrando a localização das manchas ao longo de um ciclo de 11 anos Campo magnético geral e o ciclo magnético O campo magnético solar não está presente apenas nas manchas, mas em todo o Sol. Com configuração bipolar, esse campo magnético geral apresenta polaridade norte e sul. Um fato marcante é que a cada 11,2 anos as polaridades se invertem, isto é, o que era norte passa a ser sul, e vice-versa. Assim, a variabilidade do campo magnético global é de 22,4 anos. Durante o ciclo os hemisférios têm polaridade magnética oposta. As polaridades das manchas seguem ordem inversa nos dois hemisférios: se num hemisfério os pólos norte estão à leste, no hemisfério oposto esses pólos estão à oeste. A cada 11,2 anos essa situação se inverte. O diagrama da Figura 6.27 ilustra como a rotação diferencial do Sol influencia a polaridade magnética geral e porque as manchas de hemisférios opostos apresentam polaridades invertidas. Observações recentes feitas com o satélite solar SOHO (the SOlar and Heliospheric Observatory) mostram que o campo magnético geral do Sol está associado à velocidade diferencial entre as camadas convectiva e radiativa e os complexos movimentos do gás no envelope convectivo. Este mecanismo é denominado efeito dínamo Centros de atividade Longe de serem fenômenos isolados as manchas estão associadas a outros fenômenos de superfície que ocasionalmente emergem com violência e expelem em direção à coroa grandes quantidades de partículas energéticas. Os locais onde ocorrem esses eventos são conhecidos por centros de atividade. Embora possam sobreviver por várias rotações solares, o tempo de vida média deles é de apenas algumas semanas. As camadas fotosféricas que circundam as manchas são aquecidas por essas atividades e tornam-se mais brilhantes: são denominadas fáculas. As camadas cromosféricas que estão acima das fáculas também respondem a essas atividades com regiões brilhantes (vistas nas linhas do Hα, e H e K do CaII, linhas no ultravioleta ou em microondas) denominadas praias. Outro fenômeno caracterizado pela atividade solar é a protuberância: filamentos enormes de gás excitado em forma de arcos, propagam-se por centenas de milhares de km dentro da coroa. Freqüentemente estão acima das zonas ativas, ancorados em regiões de polaridades em outras palavras formam estruturas magnéticas fechadas dentro das quais circula gás altamente excitado (Figuras da capa e 6.28). 6-37

12 Figura 6.27 Como o Sol gira mais rapidamente no equador com o tempo as linhas do campo magnético vão enrolando e acabam adquirindo direções opostas nos dois hemisférios. Nas manchas do hemisfério solar norte o norte magnético está à direita (a linha emergente) e o sul magnético à esquerda (linha imergente), ou seja as linhas saem pelas manchas da direita e retornam pelas manchas da esquerda. No hemisfério solar sul, a situação se inverte. (Adaptado de Chaisson & McMillan, fig , pág. 366) Quando vista na linha do Hα e sobre o disco solar (portanto vista do topo da arcada) elas aparecem como filamentos escuros. Os tempos de vida das proeminências pode variar de dias a semanas. Os clarões (do inglês flares) são fulgurações decorrentes da liberação súbita de grandes quantidades de energia magnética no centro das regiões ativas. Observações espaciais no ultravioleta e em raios X indicam que a temperatura da matéria num clarão pode atingir 100 milhões K. A energia liberada por uma erupção típica poderia abastecer as necessidades energéticas da humanidade por milhões de anos. Os clarões podem liberar tanta energia quanto as maiores protuberâncias, porém em questão de minutos ou, no máximo, horas. Descobertas recentes mostram que um clarão pode produzir tremores sísmicos gigantescos que se propagam pelo interior solar. Um fenômeno destes foi observado em 06/07/96: após um clarão ondas sísmicas se propagaram pela superfície solar por mais de km (Figura 6.29). Os tremores solares assemelham-se aos terrestres, mas as intensidades são muitíssimo maiores. Embora o Sol seja a única estrela possível de ser observada com grande detalhe, sobretudo de superfície, a presença de manchas em outras estrelas tem sido inferida através de observações. Flares mais energéticos que o solar é um fenômeno característico das estrelas conhecidas por flare stars; essas estrelas estão localizadas na extremidade inferior direita da Seqüência Principal. Outra evidência observacional é a existência de estrelas que apresentam ventos estelares intensos, análogos ao vento solar Oscilações solares (Hélio-sismologia) Dentre as observações solares uma das mais interessantes, e promissoras, são as diminutas variações temporais de brilho ou de velocidade radial que ocorrem na superfície do Sol. Elas podem ser interpretadas como ressonâncias de oscilações acústicas que ocorrem em seu interior. Ao todo, são cerca de 10 milhões de modos oscilatórios O piano tem 88 notas musicais. Se você quiser ouvir um trecho da musica solar consulte o site

13 Figura 6.28 Protuberância eruptiva observada em 24 de julho de 1999, na linha 304Å. A Terra, em tamanho relativo, é a esfera à direita da proeminência. Quando uma protuberância destas é lançada em direção à Terra ocorrem sérios problemas com as comunicações, navegações, além de causar auroras intensas. (SOHO) Figura 6.29 Tremor solar observado após um clarão ocorrido em 06/07/96. As ondas sísmicas se propagaram por mais de km. (SOHO) O Sol atua como um imenso instrumento musical, repicando como um sino e vibrando como um tubo de órgão. Essas vibrações sonoras fazem com que as partes mais externas do Sol movimentem-se para todos o lados. Observando essas oscilações superficiais é possível deduzir as características das ondas sonoras que se propagam pelo interior solar. Por sua vez, as ondas sonoras são produzidas em um meio com composição química, temperatura, pressão, rotação, movimentos e campo magnético típicos da região. Assim, de maneira análoga a que se analisa as particularidades de um compositor através da sua música, ou de um cantor através da sua voz, analisamos o interior solar através da sua musicalidade. O termo hélio-sismologia vem do paralelo que se faz com a sismologia terrestre: enquanto esta utiliza os sismos terrestres como ferramenta para estudar o interior da Terra, aquela usa os sismos solares. Existem várias redes hélio-sismológicas espalhadas pelo planeta. No espaço temos atualmente o satélite SOHO, mas há outros instrumentos planejados para o futuro. 6-39

14 Figura 6.30 Imagem sintetizada a partir de cálculos teóricos baseados nas oscilações da superfície solar mostrando o movimento ascendente (azul) e descendente (vermelho) do gás. (National Solar Observatory) Referências E.Chaisson & S.McMillan, Astronomy Today: Prentice Hall (1999) HAO (High Altitude Observatory, Boulder, Colorado, EUA) SOHO (The SOlar and Heliospheric Observatory, é um satélite científico lançado em 02/12/95, produto de um projeto de cooperação entre a ESA (Agência Espacial Européia) e a NASA. YOHKOH ( satélite japonês para observações solares, lançado em 30/08/91.Projeto de cooperação entre o Instituto Japonês para Ciências Espaciais e Astronáutica, Instituto de Ciências Espaciais e Astronáutica (EUA) e NASA. 6-40