INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA E strelas IV. S ol. U ma es trela típica da S eqüência P rincipal (SOHO)

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

2 6. Estrelas I V. Sol: uma est r ela t ípica da S eqüência Pr incipal Por estarmos próximos a ele, o Sol se apresenta com um laboratório natural onde pesquisamos a vida das estrelas. Essa proximidade nos permite observar com maior resolução não apenas a superfície e a atmosfera solar mas também, através de métodos indiretos, o interior solar. Testando sistematicamente os modelos de estrutura 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 A tabela abaixo lista os parâmetros físicos solares mais importantes. A massa é determinada através das leis de movimento de Newton. Conhecendo-se o diâmetro aparente (que é medido por observação) e a distância média (1 UA = km) podemos determinar o diâmetro solar. A densidade média é obtida dividindo-se a massa pelo volume. A luminosidade é calculada através da energia solar incidente no topo da atmosfera terrestre (para evitar a absorção) e da distância 17. A gravidade na superfície e a velocidade de escape são calculadas por teoria, e a rotação solar através da movimentação aparente das manchas solares. A diferença de períodos de rotação para diferentes latitudes deve-se ao fato de que o Sol, sendo uma esfera gasosa, não gira como um corpo rígido: a velocidade de rotação diminui quando a latitude aumenta. Este efeito, que também é observado nos planetas (gasosos) Júpiter e Saturno, é denominado rotação diferencial. A temperatura superficial é estimada através das leis de radiação, tendo por base o espectro de radiação solar observado. 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 ver detalhes adiante. 6-28

3 6.14 Estrutura geral Esquematicamente, o Sol pode ser dividido em interior, superfície e atmosfera; as características principais do modelo solar padrão são mostradas na Tabela Interior solar A região central, denominada núcleo, estende-se desde o centro até aproximadamente km. Aqui ocorrem as reações de fusão nuclear que produzem a energia solar. Cerca de 90% da massa do Sol está encerrada no núcleo, por isso a pressão e a temperatura locais são elevadíssimas. Como conseqüência dessa concentração de massa a energia gerada nas reações nucleares leva cerca de 1 milhão de anos para chegar até a superfície do Sol. 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. Nos primeiros 2/3 de raio a energia é transportada através de radiação eletromagnética, isto é os fótons emitidos são absorvidos pelos átomos, reemitidos quase que instantaneamente, absorvidos novamente por outros átomos, outra vez reemitidos, e assim por diante. Aos poucos esses fótons vão subindo para camadas mais elevadas. Como não há direção preferencial para a reemissão dos fótons o movimento deles é caótico o que torna o processo de transporte de energia menos eficiente. Acima da região onde ocorre o transporte radiativo até a superfície do Sol, isto é no último 1/3 do raio, o transporte de energia se faz através de movimentação convectiva da matéria. 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. 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 18 abaixo do qual nada enxergamos, e 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 19. Há três fenômenos característicos da fotosfera. O primeiro é o obscurecimento do limbo solar, visto na imagem da Figura Esse efeito é real. Na luz branca o brilho é máximo no centro do disco solar, caindo para cerce de 20% nos bordos. A explicação é a seguinte: embora o disco solar aparente seja plano na realidade ele é a projeção de uma superfície esférica. Quando se olha para o centro do disco estamos vendo as camadas mais profundas da fotosfera, por isso mais quentes. Ao olharmos para os bordos estamos vendo as camadas mais superficiais que são mais frias, por isso menos brilhante. O segundo fenômeno são as manchas solares: regiões escuras que giram com o mesmo período da rotação solar, associadas a fortes 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 km e tempo de vida de cerca de 5 a 10 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 ai que o gás frio desce novamente para as camadas mais profundas. 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 a granulação da fotosfera (NASA) 18 JAMAIS olhe para o Sol sem a proteção adequada de um filtro solar; os danos poderão ser irreversíveis. 19 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 (pode ser uma parede) 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 Atmosfera solar A atmosfera solar é formada pela cromosfera (baixa atmosfera) e coroa (alta atmosfera). Quando a luz branca proveniente da fotosfera atravessa as camadas mais frias da cromosfera os átomos ali presentes absorvem essa luz mas em determinados comprimentos de onda. Portanto, quando se observa o espectro de luz solar nota-se a luz não está presente em todo o espectro; essas regiões espectrais onde ha ausência de radiação formam zonas estreitas escuras, denominadas linhas de absorsão. Quem primeiro se apercebeu desse fato foi o físico alemão Joseph Fraunhofer, no início do século 19. Ao passar decompor a luz solar com um prisma. Em sua homenagem as linhas de absorção podem ser denominadas também por linhas de Fraunhofer. Essa relação direta entre espécies atômicas e linhas de absorção nos permite investigar a composição química do Sol, além das propriedades físicas básicas da fotosfera solar, a saber: densidade, pressão, temperatura. movimentos radiais (através do efeito Doppler das linhas) e campos magnéticos (através do desdobramento Zeeman das linhas). A Tabela 6.6 apresenta a composição química do Sol. 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) Cromosfera Cromosfera, palavra de origem grega, significa esfera colorida. Essa fina camada atmosférica de cor avermelhada está situada bem acima da fotosfera; ela é visível a olho nu por um curto intervalo de tempo durante os eclipses solares totais, bem no início e bem no fim da totalidade 20. A 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 aquecimento é a dissipação de energia de ondas de natureza magnética. Como a densidade na cromosfera (que decai com a altura) varia entre cerca de mil a um 20 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 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 as linhas H (3933 Å) e K (3968 Å) do CaII 21, ambas no ultravioleta, além da linha Hα, no vermelho, 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 estas células têm em média km e tempo de vida da ordem de meio dia, valores bem maiores que os característicos das células fotosféricas. Assim como na granulação fotosférica, o gás aquecido ascende pelo centro da supergranulação, flui horizontalmente para os bordos da célula imerge novamente. Os bordos das supergranulações são contornados por estruturas finas, alongadas, escuras e quase verticais denominadas espículos; as dimensões médias são 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 Acima da cromosfera há uma região, com cerca de km de espessura, onde a temperatura cresce rapidamente, passando de K para mais de 1 milhão K. Acima dela vem a coroa, por isso ela é chamada região de transição cromosfera-coroa. Como a temperatura é elevada essa região pode ser observada através de linhas de emissão no ultravioleta. Coroa 21 CaII é o cálcio uma vez ionizado, isto é, que perdeu um elétron. CaI é o átomo do cálcio com todos os seus elétrons. 6-32

7 Logo acima da zona de transição vem a coroa, com uma espessura que pode chegar a vários raios solares. 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. A forma da coroa muda com o tempo, variando a aparência entre as formas circular e alongada (discutiremos isto adiante). Sua característica mais marcante é sem dúvida a temperatura elevada (cerca de 2 milhões K) e praticamente constante. Nessa temperatura os átomos dos elementos químicos presentes não conseguem reter todos os seus elétrons, por isso tornam-se ionizados, formando um gás aquecido constituído de prótons e elétrons denominado plasma. Por ser o elemento mais abundante o hidrogênio é o constituinte majoritário da coroa, e encontra-se em estado ionizado (perdeu seu único elétron). O ferro, por exemplo, nessa temperatura pode perder 13 dos seus 26 elétrons, quando então é chamado de FeXIV, e emite fortemente na linha 5303 Å. Segundo as leis da Termodinâmica, o calor flui da região quente para a região fria. Então por que a temperatura da coroa é bem mais elevada que a da fotosfera? Evidentemente deve haver um mecanismo de aquecimento. Que mecanismo é esse ainda não sabemos, mas sabemos que ele está relacionado com a dissipação de enormes quantidades de energia controlada pelo campo magnético solar. A coroa mostra uma estrutura dependente do grau de atividade das manchas e, por conseqüência, com o campo magnético; a Figura 6.21 mostra a coroa solar em duas situações distintas: (a) quando o número de manchas é mínimo a coroa é alongada na direção do equador solar; (b) já quando o número de manchas é máximo a coroa toma a forma mais circular. A observação da coroa não é feita exclusivamente 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. Figura 6.21 A coroa solar quando o número de manchas é próximo à fase de mínimo (esquerda) e de máximo (direita). (HAO) 6-33

8 Podemos distinguir três componentes da luz coronal, ou três coroas. Coroa K A luz (branca) desta coroa é a luz da fotosfera refletida pelos elétrons livres; o brilho das regiões está diretamente relacionado com a quantidade de elétrons ali presentes. A distribuição espacial desses elétrons segue a distribuição espacial do campo magnético. Portanto, a distribuição de brilho da coroa K nos revela a distribuição dos elétrons assim como a do campo magnético coronal. Esta é a coroa que vemos a olho nu durante um eclipse solar total. Ela também pode ser observada em ondas de rádio (com comprimentos maiores que 1 m) e através de raios X (entre 3 e 60 Å). Na Figura 6.22 vemos uma imagem da coroa em raios X. As partes brilhantes representam regiões onde a densidade de elétrons e a temperatura são maiores. O plasma aquecido fica confinado dentro de estruturas magnéticas tridimensionais fechadas. As partes escuras representam regiões com densidade e temperatura menores. Aqui as estruturas magnéticas são abertas por onde o plasma coronal escoa para o espaço interplanetário na forma de vento solar. Por essa razão essas regiões escuras são denominadas buracos coronais. Coroa E A luz da coroa E é emitida em linhas espectrais por átomos altamente ionizados como o FeX (átomo de ferro que perdeu 9 elétrons), Figura 6.23, CaXV (átomo de cálcio que perdeu 14 elétrons) e FeXIV. Analisando a distribuição de brilho na linha de um determinado íon podemos saber como esses íons se distribuem espacialmente. A observação da coroa E com instrumentação em solo está limitada às regiões do espectro eletromagnético para as quais a atmosfera é transparente. Fora dessas regiões as observações são feitas acima da atmosfera. 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) 6-34

9 Coroa F Observações do plano da eclíptica revelam a existência de partículas de poeira (grãos com dimensões micrométricas ou maiores) produzidos pela fragmentação de asteróides ou liberados por cometas. Parcela desses grãos acumulam-se nas proximidades do Sol, refletindo a luz fotosférica e formando uma coroa ao redor do Sol; esta é a coroa F. Portanto, quanto maior a concentração de grãos, maior será o brilho da coroa F. O brilho da coroa F 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 a temperatura do grão será maior que a de vaporização do material, logo eles são destruídos. Uma característica da luz dessa coroa é a presença das linhas de Fraunhofer, o que revela ser luz fotosférica refletida Vento Solar Radiação eletromagnética e partículas de altas velocidades escapam do Sol continuamente. Esse fluxo de partículas é constituído de elétrons e prótons (em quantidades iguais) e núcleos de hélio (chamados partículas α; 3 a 4% dos elétrons). Como a radiação eletromagnética move-se com a velocidade da luz ela atinge a Terra em cerca de 8 minutos. Já as partículas movem-se mais lentamente, atingem a Terra em poucos dias com velocidades entre 500 e 700 km/s. 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. Com os planetas que possuem campos magnéticos como a Terra o vento solar interage fortemente. Outro exemplo de forte interação do vento solar com matéria ionizada são as caudas ionizadas, ou Tipo I, de cometas (ver Figura 5.56) Atividade Solar A maior parte da luminosidade solar provém da emissão contínua da fotosfera do Sol calmo, isto é, da estrela de comportamento invariável. 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-nos significativamente 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 22. As manchas solares são regiões escuras, com 22 Segundo relatos, esse estudo pioneiro e persistente do Sol através de telescópio custou-lhe muito caro pois, com isso, perdeu parte da acuidade visual. 6-35

10 cerca de km 23, 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 nota-se detalhes da fotosfera revelando que a penumbra é mais rarefeita. Portanto, as manchas também são regiões quentes e nos parecem escuras porque são vistas contra a fotosfera que é mais quente (e por isso mais brilhante). 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: enquanto uma têm polaridade Norte, outras vizinhas têm polaridade Sul. Ainda não sabemos ao certo como o campo magnético controla a temperatura da mancha, mas acreditamos que de alguma forma ele inibe o transporte convectivo da coluna abaixo da mancha. 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, e ele começa quando o número de manchas é mínimo (Figura 6.25). Nesta fase inicial, as manchas começam a surgir nas latitudes entre 30 e 35 o e, aos poucos, vão surgindo mais manchas porém mais próximas do equador solar. Após atingir o máximo de manchas, o ciclo se repete. A Figura 6.26 mostra um gráfico com as posições e o número de manchas em função do tempo. Pela semelhança com a borboleta 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) 23 Diâmetro da Terra = km 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 também em grande escala. 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 geral solar 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 zonas ativas ou centros de atividade. Embora possam sobreviver por várias rotações solares, o tempo de vida média deles é de apenas algumas semanas. As camadas fotosféricas aquecidas por essas atividades tornam-se mais brilhantes e são denominadas fáculas. As camadas cromosféricas que estão acima das fáculas também respondem a essas atividades com regiões brilhantes (vistas nas linhas do Hα, H e K do CaII, linhas no ultravioleta ou em microondas) denominadas praias. Outro fenômeno caracterizado pela atividade solar é a proeminência (ou protuberância): filamentos enormes de gás excitado em forma de arcos, propagando-se a centenas de milhares de km dentro da coroa. Freqüentemente estão acima das zonas ativas, 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) ancorados em regiões de polaridades opostas; em outras palavras formam estruturas magnéticas fechadas dentro das quais circula gás altamente excitado. A figura da capa mostra uma proeminência, e a Figura 6.28 compara as dimensões de uma proeminência eruptiva observada em 24/07/99, na linha do hélio ionizado (304Å), com as da Terra. 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 flares, ou erupções solares, 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 flare pode atingir 100 milhões de K. A energia liberada por uma erupção típica poderia abastecer as necessidades energéticas da humanidade por milhões de anos. Os flares podem liberar tanta energia quanto as maiores proeminências, porém em questão de minutos ou, no máximo, horas. Descobertas recentes mostram que um flare pode produzir ondas sísmicas e/ou tremores sísmicos gigantescos que se propagam pelo interior solar. Um fenômeno destes foi observado em 06/07/96: após um flare ondas sísmicas se propagaram pela superfície solar por mais de km (Figura 6.29). Os tremores solares assemelham-se aos tremores terrestres, mas as intensidades são é muito maiores. Embora o Sol seja a única estrela possível de ser observada com tanto detalhe, sobretudo de superfície, a presença e 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. 6-38

13 Figura 6.28 Proeminênica 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 proeminência 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 flare ocorrido em 06/07/96. As ondas sísmicas se propagaram por mais de km. (SOHO) 6.17 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 dentro do Sol. Ao todo, são cerca de 10 milhões de modos oscilatórios (notas musicais) 24. 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 cima e para baixo, para frente e para trás. 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 determinada e condições específicas de temperatura, pressão, rotação, movimentos, campo magnético, etc. Assim, de maneira análoga a que se analisa as particularidades de um compositor através da sua música, ou 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 que sismologia terrestre. Esta usa 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. 24 O piano tem 88 notas musicais. Se você quiser ouvir um trecho da musica solar consulte o site

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