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Esta
foto da superfície do Sol foi tirada pelo satélite
SOHO no ultravioleta extremo (em 304 Å). Ela mostra que na
alta cromosfera a temperatura é de 60.000 K. As regiões
mais quentes aparecem brancas e são chamadas de regiões
ativas. As manchas solares são sempre encontradas abaixo
destas regiões brilhantes. O corte nos mostra a estrutura
e a dinâmica do interior do Sol. A espaçonave SOHO
está a cerca de 1,5 milhões de km da Terra e a 148
milhões de km do Sol. (SOHO/ NASA/ESA) |
A
superfície do Sol visível da Terra se chama Fotosfera.
Ela é uma região gasosa com cerca de 100 km de espessura
e com uma temperatura média de 5.800K. É nesta região,
devido a sua baixa temperatura, que encontramos átomos de
hidrogênio neutros, isto é, não ionizados. Sua
aparência é granular. Essas granulações
são o topo das correntes convectivas da zona convectiva.
Podemos observar uma série de fenômenos ocorrendo na
Fotosfera, tais como: manchas solares, faculas, granulações
e super granulações. |
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Toda
a superfície do Sol apresenta estas estruturas chamadas de
granulações. (NASA) |
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Nesta
foto do Sol enviada pela SOHO em 26 de maio de 1996 vemos as supergranulações.
As cores identificam as supergranulações que estão
emergindo em azul e as que estão carregando a matéria
de volta às profundezas da zona convectiva, em azul. (SOHO/
NASA/ESA) |
Toda a superfície do Sol apresenta estas estruturas chamadas de granulações. (NASA) Nesta foto do Sol enviada pela SOHO em 26 de maio de 1996 vemos as supergranulações. As cores identificam as supergranulações que estão emergindo em azul e as que estão carregando a matéria de volta às profundezas da zona convectiva, em azul. (SOHO/ NASA/ESA) Granulações são pequenas estruturas que cobrem toda a superfície solar, menos aonde estão situadas as manchas solares. Elas possuem dimensões que vão de 300 a 2.000 km de diâmetro. Elas nada mais são que o topo das células convectivas que trazem das profundezas da zona convectiva material quente. Elas espalham o material pela superfície o qual se esfria e afunda novamente na zona convectiva. A vida mádia de uma granulação não ultrapassa 20 minutos. O material que chega à superfície está à velocidade supersônica de 7 km/s . Ao atingir a superfície ele produz ruído e provoca ondas de choque. Supergranulações
são granulações muito maiores, que chegam a
cerca de 35.000 km de diâmetro. Elas são mais visíveis
quando se estuda através do Efeito Doppler, a direção
com que o material da superfície do Sol se desloca. O Efeito
Doppler é o desvio em frequência que a radiação
de um corpo sofre devido ao movimento deste em relação
ao observador: quando se aproximam a frequência se desloca
para o azul enquanto quando se afasta se desloca para o vermelho.
A duração da supergranulação é
de um a dois dias e a velocidade do material é de 0,5 km/s.
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Faculas
se apresentam como estruturas mais brilhantes na fotosfera solar.
Elas aparecem tanto nas proximidades das manchas solares como afastadas
delas. (SOHO/ NASA/ESA) |
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Três
imagens do mesmo grupo de manchas. Na de cima, tirada no visível
vemos a fotosfera; na do meio, tirada no ultravioleta, nos mostra
a região de transição entre a fotosfera e a
cromosfera; na de baixo, tiradaem Raios-X, vemos a violenta atividade
que acorre na parte mais baixa da coroa. Ela é devido ao
choque de íons positivos que ao escaparem do Sol e se chocam
com átomos situados na baixa coroa. (SOHO/NASA/ESA) |
Faculas
são estruturas granulares brilhantes da fotosfera. Sua temperatura
é cerca de 1.000 K mais elevada que a das regiões
próximas. Assim como as manchas solares, as faculas estão
associadas a regiões onde o campo magnético é
intenso, da ordem de milhares de Gauss. Elas sempre estão
presentes onde existir uma mancha solar, mas podem aparecer isoladamente.
Ainda não sabemos muito sobre elas. Parece que são
regiões mais elevadas da fotosfera. Sua vida média
é de 90 dias. Enquanto as manchas solares fazem o Sol parecer
mais escuro, as faculas fazem o Sol parecer 0,1% mais brilhante
durante o período de máxima atividade solar. |
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Grande
mancha solar se aproximando do limbo solar. Podemos ver claramente
a umbra, região mais escura e a penumbra, região mais
clara que formam a mancha. (SOHO/ NASA/ESA) |
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Esta
mancha solar gigantesca, pertencente à Região Ativa
AR9169 foi fotografada em 23 de setembro de 2000. Ela era gigantesca,
com uma área superior a dez vezes a área da Terra.
Na mesma escala em baixo, à esquerda, desenhamos uma esfera
preta representando a Terra. (SOHO/NASA/ESA) |
Manchas
Solares são regiões escuras que aparecem na superfície
do Sol. A temperatura na sua região central é de apenas
3.700 K, dois mil graus abaixo da temperatura da fotosfera. Sua
vida média é de alguns dias muito embora as maiores
possam durar várias semanas. Elas são regiões
onde o campo magnético é muito intenso, chegando a
vários milhares de Gauss, ou seja, milhares de vezes mais
intenso que o campo magnético da Terra. |
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A
região ativa do Sol AR 9393 (contadas desde 1973) do ciclo
solar 23 foi a região que tinha o maior número de
manchas solares individuais desse ciclo. Em 30 de março de
2001, a área total das manchas deste grupo chegou a mais
de 13 vezes a área da Terra. Durante a sua vida ativa essa
região gerou inúmeros flares e ejeção
de matéria coronal. Nela, no dia 2 de abril, ocorreu o maior
flare observado nos últimos 25 anos. (SOHO/ NASA/ESA) |
As
manchas solares geralmente aparecem aos pares, uma com polaridade
magnética positiva enquanto a outra com polaridade magnética
negativa. As linhas de campo saem de uma mancha e entram na outra,
de polaridade oposta. A intensidade do campo magnético é
maior nas partes mais escuras, denominada de umbra e mais fraco
nas regiões mais claras, denominadas de penumbra. O campo
magnético tem sua origem no movimento do gás no interior
do Sol. O maior número de manchas solares ocorrem no Sol
numa periodicidade de 11 anos. |
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| Nesta curva sobreposta ao Sol vemos como variou o número de manchas solares durante o ciclo 23. (SOHO/NASA/ ESA) |
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Nesta
figura vemos o Diagrama de Borboleta que mostra que as manchas solares
no início de um ciclo solar aparecem em altas latitudes e
no final do ciclo são mais numerosas próximas do equador.
(NASA) |
O
ciclo de atividade solar tem uma duração de 11 anos,
durante o qual ocorre um máximo de atividae e um mínimo.
Chamamos de máximo o período durante o qual a soma
do número de manchas individuais solares é maior e,
consequentemente ocorrem as maiores atividades solares associadas
a elas, tais como as fulgurações solares. Não
conhecemos a origem precisa desta periodicidade mas tudo parece
estar associado ao afloramento das linhas do campo magnético
gerado na zona convectiva. O ciclo completo do Sol na verdade dura
22 anos posto que de um ciclo de 11 anos para outro ocorre a inversão
na polaridade magnética da mancha precedente. Se esta mancha
no ciclo anterior tinha polaridade positiva no ciclo seguinte tem
polaridade negativa. As primeiras observações das
manchas solares foram feitas por Galileu em 1610, utilizando seu
telescópio. As observações diárias do
Sol iniciaram em 1749 no Observatório de Zurique, Suiça.
Após o estudo da atividade do Sol durante mais de dois séculos
e meio podemos dizer que essa atividade não é constante
ao longo do tempo. Houveram inúmeros ciclos com baixíssima
atividade entremeados por outros mais elevada. Até hoje o
ciclo mais intenso observado foi o 19 que ocorreu de 1955 a 1966.
Estamos atualmente na fase descendente do ciclo 23, cujo máximo
ocorreu entre os anos 2000 e 2001. A intensidade do presente ciclo
23 está situada dentro da média. |
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Nesta
foto em Raios-X podemos ver uma fulguração ocorrendo
na borda do Sol. Observe como os arcos magnéticos ficam visíveis.
(SOHO/NASA/ESA) |
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Fulguração
solar observada no visível. (Big Bear Solar Observatory) |
Fulgurações
ou Flares Solares são explosões gigantescas que ocorrem
na superfície do Sol. Elas ocorrem nas proximidades das manchas
solares. Como nas manchas o campo magnético é muito
intrincado e intenso, em algum lugar a energia magnética
pode ficar aprisionada sendo liberada repentinamente. A explosão
injeta radiação, na forma de partículas carregadas,
gás, eléctrons, luz visível, ultravioleta e
raios-X, no meio interplanetário. Quando essa radiação
atinge nosso planeta interage com o nosso campo magnético
dando origem a auroras, causando problemas nas comunicações
em rádio e microondas, problemas nas linhas de transmissão
de eletricidade com cortes de fornecimento, modificando órbitas
de satélites artificiais e colocando em risco a vida de astronautas.
A temperatura das partículas liberadas na hora da fulguração
pode atingir de 10 a 100 milhões de graus K. Essa explosão
é tão forte, da ordem de bilhões de megatons
de TNT, que provoca terremotos na superfície do Sol cuja
escala pode atingir o valor de 11,3 na escala Richter.
As
fulgurações se classificam como tipo X, tipo M que
tem um décimo da intensidade das tipo X, e as tipo C que
por sua vez tem um décimo da intensidade das de tipo C. A
energia liberada é tipicamente da ordem de 10^27 ergs/s mas
pode chegar a 10^32 ergs/s. Ela é dez milhões de vezes
maior que a energia liberada numa erupção vulcânica
mas, por outro lado é apenas menos de um décimo da
energia liberada pelo Sol a cada segundo. |
| Esta página foi revisada e atualizada em outubro de 2003. |