------------------------------------------------------------------------------------TEXTO COMPLEMENTAR PARA O AGA-215

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INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIAAGA-210

6. E s t relasIV. S ol. U ma es t rela t ípica da

S eqüência P r incipal

(SOHO)

S e a r adiância de mi l s ói sDes pontas s e no céu

E s s e s er iaO es plendor do T odo-Poder os o

B hagavad-Gi ta

IAG/U S P

E NOS P ICAZ Z IO

6-28

6. Est relas

I V. Sol: uma est rela t ípica da Seqüência Pr incipal

Por estarmos próximos a ele, o Sol se apresenta com um laboratório natural onde pesquisamosa vida das estrelas. Essa proximidade nos permite observar com maior resolução não apenas asuperfície e a atmosfera solar mas também, através de métodos indiretos, o interior solar.Testando sistematicamente os modelos de estrutura interna e externa com os dadosobservacionais podemos refinar a teoria da estrutura estelar. Evidentemente o modelo solarnão se aplica diretamente às estrelas diferentes do Sol, mas ele serve de base para odesenvolvimento de uma teoria mais ampla.

6.13 Propriedades físicas

A tabela abaixo lista os parâmetros físicos solares mais importantes. A massa é determinadaatravés das leis de movimento de Newton. Conhecendo-se o diâmetro aparente (que é medidopor observação) e a distância média (1 UA = 149.603.500 km) podemos determinar odiâmetro solar. A densidade média é obtida dividindo-se a massa pelo volume. Aluminosidade é calculada através da energia solar incidente no topo da atmosfera terrestre(para evitar a absorção) e da distância17. A gravidade na superfície e a velocidade de escapesão calculadas por teoria, e a rotação solar através da movimentação aparente das manchassolares. A diferença de períodos de rotação para diferentes latitudes deve-se ao fato de que oSol, sendo uma esfera gasosa, não gira como um corpo rígido: a velocidade de rotaçãodiminui quando a latitude aumenta. Este efeito, que também é observado nos planetas(gasosos) Júpiter e Saturno, é denominado rotação diferencial. A temperatura superficial éestimada através das leis de radiação, tendo por base o espectro de radiação solar observado.

Massa 1,99×1030 kg 332.943 (Terra=1)Diâmetro equatorialDiâmetro aparente médio

1.391.980 km30 min. de arco

109,3 (Terra=1)

Densidade médiaGravidade na superfícieVelocidade de escape

1.410 kg/m3

274 m/s2

618 km/s

0,255 (Terra=1)28 (Terra=1)56 (Terra=1)

Luminosidade 3,9×1026 WTemperatura superficial 5.780 KPeríodo de rotação sideral 25,4 dias solares

25,1 no equador34,4 nos pólos

Inclinação do eixo de rotação 7,25o (relativo à eclíptica)

Tabela 6.4 Propriedades do Sol

17 ver detalhes adiante.

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6.14 Estrutura geral

Esquematicamente, o Sol pode ser dividido em interior, superfície e atmosfera; ascaracterísticas principais do modelo solar padrão são mostradas na Tabela 6.4.

6.14.1 Interior solar

A região central, denominada núcleo, estende-se desde o centro até aproximadamente 200.000km. 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 sãoelevadíssimas. Como conseqüência dessa concentração de massa a energia gerada nas reaçõesnucleares leva cerca de 1 milhão de anos para chegar até a superfície do Sol. Portanto o calorque recebemos aqui na Terra foi gerado há muito tempo.

Acima do núcleo a densidade de matéria cai rapidamente, a temperatura também mas deforma menos acentuada. Nos primeiros 2/3 de raio a energia é transportada através deradiação eletromagnética, isto é os fótons emitidos são absorvidos pelos átomos, reemitidosquase que instantaneamente, absorvidos novamente por outros átomos, outra vez reemitidos, eassim por diante. Aos poucos esses fótons vão subindo para camadas mais elevadas. Comonão há direção preferencial para a reemissão dos fótons o movimento deles é caótico o quetorna o processo de transporte de energia menos eficiente.

Acima da região onde ocorre o transporte radiativo até a superfície do Sol, isto é noúltimo 1/3 do raio, o transporte de energia se faz através de movimentação convectiva damatéria. 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 dotrajeto essas células perdem calor, resfriam-se, a densidade aumenta e elas afundam emdireção às regiões mais quentes, quando então todo o processo recomeça. O tamanho dascélulas convectivas depende da profundidade: as mais profundas têm cerca de algumasdezenas de milhares de quilômetros de diâmetro, já as mais superficiais têm apenas cerca de1.000 km.

Região Raio interno(km)

Temperatura(K)

Densidade(kg/m3)

Propriedades

Núcleo 0 15.000.000 150.000 Energia gerada por fusão nuclear Zona radiativa 200.000 7.000.000 15.000 Energia transportada por radiação

eletromagnética Zona convectiva 500.000 2.000.000 150 Energia transportada por convecçãoFotosfera 696.000 5.800 2×10-4 Superfície: a parte que enxergamosCromosfera 696.500 4.500 5×10-6 Baixa atmosfera, fria e avermelhada Zona de transição 698.000 8.000 2×10-10 Região de aumento rápido de temperaturaCoroa 706.000 1.000.000 10-12 Alta atmosfera, quente, visível nos eclipses

Tabela 6.5 Modelo solar padrão (Adaptado de Chaisson & McMillan, 1999, p.355, Tabela 16.1)

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6.14.2 Superfície

Fotosfera, palavra de origem grega que significa esfera de luz, é o disco visível do Sol18

abaixo do qual nada enxergamos, e considerada a superfície solar. Ela tem cerca de 500 km deespessura, temperatura aproximada de 5.800 K, e é muito rarefeita. Uma maneira simples dese ver a fotosfera é através da imagem refletida por um pequeno espelho19.

Há três fenômenos característicos da fotosfera. O primeiro é o obscurecimento do limbosolar, visto na imagem da Figura 6.18. Esse efeito é real. Na luz branca o brilho é máximo nocentro 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 superfícieesférica. Quando se olha para o centro do disco estamos vendo as camadas mais profundas dafotosfera, por isso mais quentes. Ao olharmos para os bordos estamos vendo as camadas maissuperficiais que são mais frias, por isso menos brilhante.

O segundo fenômeno são as manchas solares: regiões escuras que giram com o mesmoperíodo da rotação solar, associadas a fortes campos magnéticos (Figura 6.18). Adiantevoltaremos a discutir este assunto com mais detalhes.

O terceiro fenômeno é a textura granulada, vista em imagens de alta resolução obtidasacima da atmosfera terrestre (Figura 6.19). Cada granulação representa uma célulaconvectiva, com diâmetro médio de 1.000 km e tempo de vida de cerca de 5 a 10 minutos. Ocentro é mais brilhante porque é o topo da coluna ascendente de gás aquecido; já os bordosdas células são mais escuros porque é por ai que o gás frio desce novamente para as camadasmais profundas.

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 sepassa como se você tivesse um espelhinho com apenas 1 cm de diâmetro. Com esse espelho apontado para o Solfaça a imagem solar ser refletida sobre um anteparo de cor branca (pode ser uma parede) a uma distânciaaproximada de 5 a 10 m. Repare que próximo ao limbo o disco é menos brilhante. Se tiver sorte poderá veralgumas manchas.

Figura 6.18 Foto mostrando o obscurecimento dolimbo solar e algumas manchas (Marshall SpaceFlight Center)

Figura 6.19 Imagem de alta resolução mostran-do a granulação da fotosfera (NASA)

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6.14.3 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 cromosferaos 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 oespectro; essas regiões espectrais onde ha ausência de radiação formam zonas estreitasescuras, denominadas linhas de absorsão. Quem primeiro se apercebeu desse fato foi o físicoalemão Joseph Fraunhofer, no início do século 19. Ao passar decompor a luz solar com umprisma. Em sua homenagem as linhas de absorção podem ser denominadas também por linhasde Fraunhofer.

Essa relação direta entre espécies atômicas e linhas de absorção nos permite investigar acomposição química do Sol, além das propriedades físicas básicas da fotosfera solar, a saber:densidade, pressão, temperatura. movimentos radiais (através do efeito Doppler das linhas) ecampos magnéticos (através do desdobramento Zeeman das linhas). A Tabela 6.6 apresenta acomposição química do Sol.

Elemento Abundância em percentagemSobre o número total de átomos Sobre a massa total

Hydrogênio 91,2 71,0Hélio 8,7 27,1Oxigênio 0,078 0,97Carbono 0,043 0,40Nitrogênio 0,0088 0,096Silício 0,0045 0,099Magnésio 0,0038 0,076Neônio 0,0035 0,058Ferro 0,0030 0,14Enxofre 0,0015 0.040

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 atmosféricade cor avermelhada está situada bem acima da fotosfera; ela é visível a olho nu por um curtointervalo de tempo durante os eclipses solares totais, bem no início e bem no fim datotalidade20. A cor avermelhada é devida à emissão pelo átomo de hidrogênio na primeiralinha da série de Balmer, Hα (linha 6563 Å da Figura 6.3). Sua espessura aproximada é de2.000 km, e a temperatura cresce com a altura até atingir cerca de 25.000 K. O processoresponsável 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. Antesda totalidade o brilho solar diminui gradativamente; após a totalidade ocorre o inverso. O eclipse acaba quando odisco solar volta a ser totalmente visível.

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milhão de vezes menor que a da fotosfera (ver Tabela 6.5) ela se torna transparente na luzbranca. No entanto, se observada através de algumas linhas espectrais como as linhas H (3933Å) e K (3968 Å) do CaII21, ambas no ultravioleta, além da linha Hα, no vermelho, acromosfera é bem brilhante, e apresenta estruturas altamente complexas e magnetizadas,lembrando a estrutura granulada da fotosfera (Figura 6.20). Esse mosaico de célulascromosféricas é denominado supergranulação, porque estas células têm em média 30.000 kme tempo de vida da ordem de meio dia, valores bem maiores que os característicos das célulasfotosféricas. Assim como na granulação fotosférica, o gás aquecido ascende pelo centro dasupergranulação, flui horizontalmente para os bordos da célula imerge novamente. Os bordosdas supergranulações são contornados por estruturas finas, alongadas, escuras e quaseverticais denominadas espículos; as dimensões médias são 700 km de diâmetro e 7.000 km dealtura. Por eles matéria ascendente e descendente fluem com velocidade aproximada de até100 km/s

Zona de Transição

Acima da cromosfera há uma região, com cerca de 10.000 km de espessura, onde atemperatura cresce rapidamente, passando de 25.000 K para mais de 1 milhão K. Acima delavem a coroa, por isso ela é chamada região de transição cromosfera-coroa. Como atemperatura é elevada essa região pode ser observada através de linhas de emissão noultravioleta.

Coroa 21 CaII é o cálcio uma vez ionizado, isto é, que perdeu um elétron. CaI é o átomo do cálcio com todos os seuselétrons.

Figura 6.20 Imagem em Hα mostrando a supergranulação cromosférica. Osespículos, distribuem-se nos contornos das células quase que verticalmente. (HAO)

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Logo acima da zona de transição vem a coroa, com uma espessura que pode chegar a váriosraios solares. Na luz branca ela brilha tanto quanto a Lua Cheia. No entanto, como esse brilhoé cerca de 1 milhão de vezes mais fraco que o brilho fotosférico, a coroa só pode ser vistadurante a totalidade de um eclipse solar total. A forma da coroa muda com o tempo, variandoa aparência entre as formas circular e alongada (discutiremos isto adiante).

Sua característica mais marcante é sem dúvida a temperatura elevada (cerca de 2milhões K) e praticamente constante. Nessa temperatura os átomos dos elementos químicospresentes não conseguem reter todos os seus elétrons, por isso tornam-se ionizados, formandoum gás aquecido constituído de prótons e elétrons denominado plasma. Por ser o elementomais abundante o hidrogênio é o constituinte majoritário da coroa, e encontra-se em estadoionizado (perdeu seu único elétron). O ferro, por exemplo, nessa temperatura pode perder 13dos 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? Evidentementedeve haver um mecanismo de aquecimento. Que mecanismo é esse ainda não sabemos, massabemos que ele está relacionado com a dissipação de enormes quantidades de energiacontrolada pelo campo magnético solar. A coroa mostra uma estrutura dependente do grau deatividade das manchas e, por conseqüência, com o campo magnético; a Figura 6.21 mostra acoroa solar em duas situações distintas: (a) quando o número de manchas é mínimo a coroa éalongada na direção do equador solar; (b) já quando o número de manchas é máximo a coroatoma a forma mais circular.

A observação da coroa não é feita exclusivamente durante um eclipse solar, mastambém através de um instrumento chamado coronógrafo: trata-se de um telescópio com umanteparo posicionado no plano focal que bloqueia a imagem do disco solar, simulando umeclipse. Em solo as imagens obtidas não são tão boas quanto aquela obtidas durante umeclipse, mas em plataformas espaciais as imagens produzidas por esses instrumentos sãoexcelentes.

Figura 6.21 A coroa solar quando o número de manchas é próximo à fase de mínimo (esquerda) e de máximo(direita). (HAO)

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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 dasregiões está diretamente relacionado com a quantidade de elétrons ali presentes. Adistribuição espacial desses elétrons segue a distribuição espacial do campo magnético.Portanto, a distribuição de brilho da coroa K nos revela a distribuição dos elétrons assimcomo a do campo magnético coronal. Esta é a coroa que vemos a olho nu durante um eclipsesolar total.

Ela também pode ser observada em ondas de rádio (com comprimentos maiores que 1m) e através de raios X (entre 3 e 60 Å). Na Figura 6.22 vemos uma imagem da coroa emraios X. As partes brilhantes representam regiões onde a densidade de elétrons e a temperaturasão maiores. O plasma aquecido fica confinado dentro de estruturas magnéticastridimensionais fechadas. As partes escuras representam regiões com densidade e temperaturamenores. Aqui as estruturas magnéticas são abertas por onde o plasma coronal escoa para oespaço interplanetário na forma de vento solar. Por essa razão essas regiões escuras sãodenominadas 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 14elétrons) e FeXIV. Analisando a distribuição de brilho na linha de um determinado íonpodemos saber como esses íons se distribuem espacialmente.

A observação da coroa E com instrumentação em solo está limitada às regiões doespectro eletromagnético para as quais a atmosfera é transparente. Fora dessas regiões asobservações são feitas acima da atmosfera.

Figura 6.22 Imagem em raios X da coroa solar.Quanto maior o brilho, maior a temperatura. Aszonas escuras são os buracos coronais (YOHKOH)

Figura 6.23 Coroa na linha de emissão do FeX.(SOHO)

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Coroa F

Observações do plano da eclíptica revelam a existência de partículas de poeira (grãos comdimensões micrométricas ou maiores) produzidos pela fragmentação de asteróides ouliberados por cometas.

Parcela desses grãos acumulam-se nas proximidades do Sol, refletindo a luzfotosférica e formando uma coroa ao redor do Sol; esta é a coroa F. Portanto, quanto maior aconcentração de grãos, maior será o brilho da coroa F.

O brilho da coroa F diminui rapidamente para distâncias menores que cerca de 4 raiossolares do Sol; a razão é o aquecimento. Quanto mais o grão se aproximar do Sol, maior seráa sua temperatura. Abaixo de 4 raios solares a temperatura do grão será maior que a devaporização do material, logo eles são destruídos.

Uma característica da luz dessa coroa é a presença das linhas de Fraunhofer, o querevela ser luz fotosférica refletida.

6.15 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 núcleosde hélio (chamados partículas α; 3 a 4% dos elétrons).

Como a radiação eletromagnética move-se com a velocidade da luz ela atinge a Terraem cerca de 8 minutos. Já as partículas movem-se mais lentamente, atingem a Terra empoucos dias com velocidades entre 500 e 700 km/s. O vento solar deve se propagar por todo oSistema Solar até o espaço interestelar. Embora o vento solar carregue cerca de 1 milhão detoneladas de matéria solar a cada segundo, menos que 0.1% da massa solar foi perdida desdeo nascimento do Sol, há 4,6 bilhões de anos.

Uma propriedade do vento solar é sua capacidade de congelar o campo magnético earrastá-lo consigo enquanto se expande. Como o Sol gira enquanto o vento escapa, aconfiguração espacial do vento acaba sendo a de uma espiral de Arquimedes.

Com os planetas que possuem campos magnéticos como a Terra o vento solar interagefortemente. Outro exemplo de forte interação do vento solar com matéria ionizada são ascaudas ionizadas, ou Tipo I, de cometas (ver Figura 5.56).

6.16 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 partículassolares variam ao longo do tempo de acordo com a atividade solar. Esse aspecto contribuipouco para a luminosidade total do Sol, assim como afeta pouco a sua evolução com umaestrela. Mas afeta-nos significativamente.

6.16.1 As manchas solares e o ciclo de 11 anos

Há uma correlação direta entre a quantidade de manchas e a atividade solar. Galileu foipioneiro no estudo detalhado das manchas22. 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.

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cerca de 10.000 km23, ancoradas na fotosfera (Figura 6.24). A parte central, umbra, é maisescura e a temperatura é da ordem de 4.500 K. A penumbra, que circunda a umbra, é maisclara e tem temperatura média de 5.500 K; nas imagens de alta resolução nota-se detalhes dafotosfera revelando que a penumbra é mais rarefeita. Portanto, as manchas também sãoregiões 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 edesaparece em questão de dias; em alguns casos pode atingir até 100 dias. Elas podemaparecer também em grupos.

Uma das características mais marcantes das manchas é a presença de camposmagnéticos fortíssimos, cerca de 50 mil vezes mais intensos que o dos pólos magnéticosterrestres. Como o campo magnético é bipolar, as manchas têm polaridades opostas: enquantouma têm polaridade Norte, outras vizinhas têm polaridade Sul. Ainda não sabemos ao certocomo o campo magnético controla a temperatura da mancha, mas acreditamos que de algumaforma ele inibe o transporte convectivo da coluna abaixo da mancha.

A variabilidade cíclica do número de manchas já é conhecida desde meados do século19. Em média a periodicidade do ciclo é 11,2 anos, e ele começa quando o número demanchas é mínimo (Figura 6.25). Nesta fase inicial, as manchas começam a surgir naslatitudes entre 30 e 35o e, aos poucos, vão surgindo mais manchas porém mais próximas doequador solar. Após atingir o máximo de manchas, o ciclo se repete. A Figura 6.26 mostra umgráfico com as posições e o número de manchas em função do tempo. Pela semelhança com aborboleta esse diagrama ficou sendo conhecido como diagrama da borboleta.

Entre 1645 e 1715 o número de manchas ficou bem abaixo do normal. Essa anomaliaficou conhecida como mínimo de Maunder, e é uma das três anomalias que ocorreram nosúltimos mil anos.

23 Diâmetro da Terra = 12.756 km

Figura 6.24 Mancha solar: a parte centralmais escura é a umbra; a penumbra é maisclara e semitransparente. (NASA)

Figura 6.25 Ciclo de 11 anos das manchas. Alinha pontilhada é a previsão. O máximo deveocorrer em 2000, e o mínimo em 2007.Abaixo vêm-se imagens com as polaridadesmagnéticas e as coroas em raios X. (SOHO)

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6.16.2 Campo magnético geral e o ciclo magnético

O campo magnético solar não está presente apenas nas manchas, mas também em grandeescala. Com configuração bipolar, esse campo magnético geral apresenta polaridade Norte eSul. Um fato marcante é que a cada 11,2 anos as polaridades se invertem, isto é, o que eraNorte passa a ser Sul, e vice-versa. Assim, a variabilidade do campo magnético geral solar éde 22,4 anos.

Durante o ciclo os hemisférios têm polaridade magnética oposta. As polaridades dasmanchas seguem ordem inversa nos dois hemisférios: se num hemisfério os pólos Norte estãoà leste, no hemisfério oposto esses pólos estão à oeste. A cada 11,2 anos essa situação seinverte. O diagrama da Figura 6.27 ilustra como a rotação diferencial do Sol influencia apolaridade magnética geral e porque as manchas de hemisférios opostos apresentampolaridades invertidas.

Observações recentes feitas com o satélite solar SOHO (the SOlar and HeliosphericObservatory) mostram que o campo magnético geral do Sol está associado à velocidadediferencial entre as camadas convectiva e radiativa e os complexos movimentos do gás noenvelope convectivo. Este mecanismo é denominado efeito dínamo.

6.16.3 Centros de atividade

Longe de serem fenômenos isolados as manchas estão associadas a outros fenômenos desuperfície que ocasionalmente emergem com violência e expelem em direção à coroa grandesquantidades de partículas energéticas. Os locais onde ocorrem esses eventos são conhecidospor zonas ativas ou centros de atividade. Embora possam sobreviver por várias rotaçõessolares, o tempo de vida média deles é de apenas algumas semanas.

As camadas fotosféricas aquecidas por essas atividades tornam-se mais brilhantes esão denominadas fáculas. As camadas cromosféricas que estão acima das fáculas tambémrespondem 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 (ouprotuberância): filamentos enormes de gás excitado em forma de arcos, propagando-se acentenas de milhares de km dentro da coroa. Freqüentemente estão acima das zonas ativas,

Figura 6.26 Diagrama da borboleta, mostrando a localização das manchas aolongo de um ciclo de 11 anos.

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ancorados em regiões de polaridades opostas; em outras palavras formam estruturasmagnéticas fechadas dentro das quais circula gás altamente excitado. A figura da capa mostrauma proeminência, e a Figura 6.28 compara as dimensões de uma proeminência eruptivaobservada em 24/07/99, na linha do hélio ionizado (304Å), com as da Terra. Quando vista nalinha do Hα e sobre o disco solar (portanto vista do topo da arcada) elas aparecem comofilamentos escuros. Os tempos de vida das proeminências pode variar de dias a semanas

Os flares, ou erupções solares, são fulgurações decorrentes da liberação súbita degrandes quantidades de energia magnética no centro das regiões ativas. Observações espaciaisno ultravioleta e em raios X indicam que a temperatura da matéria num flare pode atingir 100milhões de K. A energia liberada por uma erupção típica poderia abastecer as necessidadesenergéticas da humanidade por milhões de anos.

Os flares podem liberar tanta energia quanto as maiores proeminências, porém emquestão de minutos ou, no máximo, horas. Descobertas recentes mostram que um flare podeproduzir ondas sísmicas e/ou tremores sísmicos gigantescos que se propagam pelo interiorsolar. Um fenômeno destes foi observado em 06/07/96: após um flare ondas sísmicas sepropagaram pela superfície solar por mais de 100.000 km (Figura 6.29). Os “tremoressolares” 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 deobservações. Flares mais energéticos que o solar é um fenômeno característico das estrelasconhecidas por flare stars; essas estrelas estão localizadas na extremidade inferior direita daSeqüência Principal. Outra evidência observacional é a existência de estrelas que apresentamventos estelares intensos, análogos ao vento solar.

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 solarnorte o norte magnético está à direita (a linha emergente) e o sul magnético à esquerda (linha imergente), ouseja 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. 16.19, pág. 366)

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6.17 Oscilações solares (Hélio-sismologia)

Dentre as observações solares uma das mais interessantes, e promissoras, são as diminutasvariações temporais de brilho ou de velocidade radial que ocorrem na superfície do Sol. Elaspodem ser interpretadas como ressonâncias de oscilações acústicas que ocorrem dentro doSol. 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 vibrandocomo um tubo de órgão. Essas vibrações sonoras fazem com que as partes mais externas doSol movimentem-se “para cima e para baixo”, “para frente e para trás”. Observando essasoscilações superficiais é possível deduzir as características das ondas sonoras que sepropagam pelo interior solar. Por sua vez, as ondas sonoras são produzidas em um meio comcomposição química determinada e condições específicas de temperatura, pressão, rotação,movimentos, campo magnético, etc. Assim, de maneira análoga a que se analisa asparticularidades 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. Estausa os sismos terrestres como ferramenta para estudar o interior da Terra, aquela usa ossismos solares. Existem várias redes hélio-sismológicas espalhadas pelo planeta. No espaçotemos 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“http://soi.stanford.edu/results/sounds.html” .

Figura 6.28 Proeminênica eruptiva observadaem 24 de julho de 1999, na linha 304Å. A Terra,em tamanho relativo, é a esfera à direita daproeminência. Quando uma proeminência destasé lançada em direção à Terra ocorrem sériosproblemas com as comunicações, navegações,além de causar auroras intensas. (SOHO)

Figura 6.29 Tremor solar observado após um flareocorrido em 06/07/96. As ondas sísmicas sepropagaram por mais de 100.000 km. (SOHO)

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ReferênciasE.Chaisson & S.McMillan, Astronomy Today: Prentice Hall (1999)HAO (High Altitude Observatory, Boulder, Colorado, EUA)SOHO (The SOlar and Heliospheric Observatory, http://sohowww.nascom.nasa.gov/) é um satélite científicolançado em 02/12/95, produto de um projeto de cooperação entre a ESA (Agência Espacial Européia) e a NASA.YOHKOH (http://ydac.mssl.ucl.ac.uk/ydac/index.html): satélite japonês para observações solares, lançado em30/08/91.Projeto de cooperação entre o Instituto Japonês para Ciências Espaciais e Astronáutica, Instituto deCiências Espaciais e Astronáutica (EUA) e NASA.

Figura 6.30 Imagem sintetizada a partir de cálculos teóricos baseados nas oscilaçõesda superfície solar mostrando o movimento ascendente (azul) e descendente (vermelho)do gás. (National Solar Observatory)