segunda-feira, 8 de dezembro de 2008

Actividade Solar


O ciclo solar é o ciclo que mostra a actividade do Sol ao longo de um período de aproximadamente 11 anos. Ao longo de um ciclo, o Sol passa por períodos alternados de alta e baixa actividade electromagnética, conhecidos por máximos e mínimos solares. Durante os máximos podem-se observar grandes quantidades de manchas solares, enquanto que nos mínimos podem-se passar semanas ou meses sem ocorrer qualquer manifestação de manchas. O crescimento ou período de subida até ao máximo tem uma duração aproximada de 4 anos, enquanto que o processo de descida do máximo ao mínimo é em torno de 6 ou 7 anos.

Há ciclos longos e curtos, de grande ou pequena intensidade; o período mais longo entre dois máximos foi de 17,1 anos (1788 - 1805) e o mais curto foi de 7,3 anos (1829 - 1837); em 1952 e 1989, o Sol mostrou uma forte actividade com violentas erupções, já em 1962 não se pôde ver quase nada sobre o Sol. O primeiro ciclo registado oficialmente iniciou-se em 1755, desde então até 2008 constituíram-se 24 ciclos. O ciclo mais activo, ou seja, com o máximo mais alto, foi o número 19, com uma média de 201 manchas em Março de 1958. O máximo mais baixo verificou-se no ciclo 6, com 48 manchas em Maio de 1816. O mínimo mais alto registado foi no ciclo 21, com 12,3 manchas em Setembro de 1986 e o mínimo mais baixo foi no ciclo 5 com 0,0 manchas em Dezembro de 1810.
A máxima duração de um ciclo solar registada é de 13 anos e 8 meses e pertence ao ciclo 4 (de Setembro de 1784 a Maio de 1798). O de menor duração foi o ciclo 2 com 9 anos exactos (de Junho de 1766 a Junho de 1775). O ciclo de subida mais rápida para o máximo foi o 22, que demorou apenas 2 anos e 10 meses. O ciclo de subida mais lenta foi o 5 com 6 anos e 9 meses. O ciclo 4 demorou 10 anos e 4 meses na descida do máximo até ao mínimo e o ciclo 7 foi o de mais rápida descida desde o máximo até ao mínimo, em apenas 4 anos.

Oficialmente, um novo ciclo começa sempre com o aparecimento de uma mancha solar de polaridade oposta às do ciclo precedente. O surgimento dessa mancha ocorre nas latitudes elevadas do Sol, perto dos pólos. As manchas do ciclo que finaliza normalmente agrupam-se próximo do equador do Sol. Durante algum tempo, cerca de 1 ou 2 anos, os ciclos que acabam e começam coexistem no Sol, enquanto um atinge o fim de vida, o outro ganha vida, mostrando assim o Sol manchas com polaridades invertidas e não-invertidas.

O Sol é a estrela central do Sistema Solar e determinou (e continua a determinar) tudo o que existe neste sistema. O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional.
A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o interior e a atmosfera. Entre estas encontra-se uma camada, que pode ser considerada a superfície, chamada fotosfera. O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, a região radioactiva e a região convectiva. A energia solar é criada no núcleo. Neste, a temperatura e pressão são tão intensas que ocorrem reacções nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Destas, liberta-se radiação que é transportada para a superfície do Sol. Por cima da região convectiva encontramos a fotosfera. Esta é a camada exterior visível do Sol e tem um aspecto manchado devido às erupções turbulentas de energia à superfície. Na fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso, produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. As camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. A cromosfera encontra-se acima da fotosfera. A energia solar passa por esta zona no seu caminho para fora do centro do Sol. Nesta, irrompem chamas e fáculas. A coroa é a camada externa da atmosfera solar e é nesta que aparecem as proeminências solares. A coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro.
Radiação solar é a designação dada à energia radiante emitida pelo Sol, em particular aquela que é transmitida sob a forma de radiação electromagnética. Cerca de metade desta energia é emitida como luz visível na parte de frequência mais alta do espectro electromagnético e o restante na banda do infravermelho próximo e como radiação ultravioleta. A radiação solar fornece energia para a atmosfera terrestre, a qual, para além de suportar a vasta maioria das cadeias tróficas, sendo assim o verdadeiro sustentáculo da vida na Terra, é a principal responsável pela dinâmica da atmosfera terrestre e pelas características climáticas do planeta.
O Sol é uma estrela magnética, com um pólo norte e um pólo sul, além de um equador. Esta estrela gira e fá-lo muito rapidamente, apesar de a rotação nos pólos ser mais lenta do que no equador. O Sol, tal como o Sistema Solar, gira ainda em torno da Via Láctea. As linhas do campo magnético do Sol saem do Sol pelo pólo norte e reentram pelo pólo sul. Normalmente, a linha que une os pólos magnéticos está alinhada com o eixo de rotação do Sol. Mas, a cada 11 anos, quando o Sol atinge o máximo de actividade, os pólos magnéticos trocam de posição. Julgava-se que esta inversão era um processo rápido, mas observações de sondas indicam que, afinal, se trata de um processo gradual, que pode demorar até sete anos a concluir. Durante esta lenta inversão, a linha que une os pólos magnéticos – chamada de eixo magnético – começa por aproximar-se do plano do equador do Sol, acabando por passar pelo mesmo, terminando no pólo oposto. Ao contrário da Terra, as inversões dos pólos magnéticos solares são assim regulares, a cada 11 anos, embora se desconheçam ainda as razões de tal ocorrência.
O campo magnético do Sol engloba a Terra e os outros planetas numa gigante bolha magnética. E é esta bolha que nos protege das poeiras cósmicas que atingem o Sistema Solar. Quando o eixo magnético do Sol se encontra perto do plano do equador, uma maior quantidade de poeira interestelar entra no Sistema Solar, em comparação com quando o eixo se encontra alinhado com o eixo de rotação (ou seja, perpendicular ao equador). A entrada de mais poeira no Sistema Solar não causa perigo nem aos planetas, nem aos satélites, pois os grãos de poeira interestelar são minúsculos. No entanto, os astrónomos estimam que nos próximos anos, cerca de 40 000 toneladas de poeira poderão cair na Terra todos os dias. Mas a maior parte dessa poeira será tão pequena que se incendiará na atmosfera.

As manchas solares são áreas da superfície do Sol que apresentam uma temperatura inferior às outras regiões desta superfície e que possuem um intenso campo magnético (tendo assim dois pólos magnéticos, um norte e um sul), constituindo indicadores da actividade do Sol. A explicação oficial e, portanto, mais comum, apresenta o campo magnético associado à mancha como causa desta, considerando que este bloqueia o fluxo de energia proveniente do interior do Sol, causando a mancha.
As manchas solares podem surgir isoladas ou em grupos e o seu tamanho é bem diversificado, sendo geralmente maiores que a Terra. Algumas delas, inclusive, são tão grandes que são visíveis a olho nú. As manchas são de coloração avermelhada e não negras, esta ilusão de óptica dá-se por causa do contraste com as regiões vizinhas: só parecem escuras porque o resto da superfície solar é mais brilhante que as manchas. Uma mancha solar é um fenómeno temporário. As menores só existem durante algumas horas ou dia, enquanto que as maiores podem durar semanas ou meses. As manchas solares aparecem e desaparecem segundo um ritmo determinado. Ao começo do ciclo, as manchas aparecem nas proximidades dos pólos do Sol. Durante o ciclo vão-se aproximando do equador, zona onde termina o ciclo. Mas este não se produz com regularidade, há desigualdades.

Encontramo-nos actualmente no ciclo 24, que se iniciou em Janeiro de 2008. Este ciclo começou lentamente, com as suas primeiras manchas em Janeiro, Abril, Setembro, Outubro e Novembro. De Janeiro a Setembro de 2008 o Sol apresentou 22 grupos de manchas solares e 82% delas pertenciam ainda ao ciclo 23. Durante algum tempo os ciclos 23 e 24 irão conviver. Recentemente, foi afirmado que o mínimo solar já acabou. Segundo David Hathaway, da NASA, em Outubro foram observados cinco grupos de manchas solares. Enquanto que cinco grupos de manchas não representam nada de extraordinário, os cientistas consideraram tal um aumento significativo em comparação com vários meses de ausência total de manchas do ciclo 24, o que representa então um aumento real na actividade solar.

Curiosamente, 4 dos 5 maiores ciclos registados observaram-se nos últimos 50 anos e o há quem defenda que o ciclo 24 não deve fugir a este padrão, apesar de os cientistas estarem ainda indecisos sobre o quão activo será o novo ciclo. As previsões variam entre 75 a 160 manchas por dia durante o máximo solar. Quando o máximo solar irá ocorrer é ainda tema de debate, com algumas equipas de investigação a prever 2010, outras 2011 e outras 2012. Alguns cientistas acreditam que este será um ciclo intenso e que por isso alcançará o máximo mais cedo.
Os máximos solares podem ser intensos ou praticamente indetectáveis, parecendo não obedecer a um padrão óbvio. A chave para o mistério pode ser um cinturão transportador no Sol (o Grande Cinturão de Convecção do Sol) explicação apresentada por Dikpati, da Nasa. A Terra possui algo semelhante, o Cinturão Oceânico, uma rede de correntes de água que controla o clima. O do Sol é constituído por gás electricamente carregado, move-se em círculos do equador para os pólos e destes para o equador e parece controlar o ciclo das manchas solares. Aparentemente, quando uma mancha morre, deixa uma espécie de cadáver de campos magnéticos fracos. O topo do cinturão roça a superfície do sol, varrendo os campos magnéticos das manchas mortas. Os cadáveres são arrastados para os pólos para profundezas onde o dínamo magnético do Sol os amplifica e os torna prontos a voltar à superfície, como novas manchas. Apesar de a velocidade poder variar, tudo isto acontece de modo lento. Quando o cinturão se move mais rápido, tal significa que bastantes campos magnéticos estão a ser varridos e que um futuro ciclo de manchas solares será intenso. Esta é uma das bases para a previsão de Hathaway: o cinturão moveu-se rapidamente entre 1986 e 1996, campos magnéticos antigos foram varridos e devem reaparecer como grandes manchas solares em 2010. Hathaway concorda com Dikpati em como o próximo máximo solar será intenso, mas discorda da previsão de Dikpati de um máximo em 2012.

Hathaway e Wilson estudaram os registos da actividade geomagnética de há 150 anos para cá e encontraram uma correlação com a actividade solar que lhes permite prever aspectos dos ciclos solares, tais como quando serão os máximos solares. De acordo com as suas análises, o próximo máximo solar deverá ser em 2010, com cerca de 160 manchas solares por dia, com um desvio-padrão de 25. Isto tornaria o ciclo actual um dos mais fortes e activos dos últimos 50 anos. Para Hathaway, a constante observação das manchas solares que aparecerem a partir de agora até meados de 2009 deverão responder à questão de quando ocorrerá o máximo solar - o número de manchas solares deverá subir rapidamente se for um ciclo activo.

Os últimos três ciclos solares foram grandes ciclos, o que significa que tiveram mais que o número médio de manchas solares (a média situa-se entre as 110 e 120 manchas solares num dado dia durante o máximo do ciclo). O último ciclo solar, que atingiu o seu máximo entre 2000 e 2001, foi particularmente intenso, com um aumento de tempestades solares. A intensa actividade no máximo do ciclo solar tende a levar a uma menor actividade no fim do ciclo. Em 2007, a actividade solar permaneceu praticamente nula, já caracterizando o final do ciclo 23 e no final de Dezembro 2007 já estávamos na fase do mínimo solar.

Os ciclos de actividade solar mais intensa são caracterizados também portempestades solares, apesar de estas poderem acontecer a qualquer altura do ciclo solar. Nestas tempestades ocorrem erupções solares, que são explosões na superfície do Sol causadas por mudanças repentinas no seu campo magnético. Estas explosões provocam ejecções de massa coronal - partículas de altas energias lançadas no espaço. A matéria ejectada pelo Sol e que se desloca pelo espaço é chamada de vento solar. Quando a actividade solar não é significativa, o vento solar é uniforme mas quando há distúrbios solares violentos, o vento solar pode alcançar velocidades muitas vezes superiores às observadas normalmente. Um fluxo de radiação electromagnética emitida pelo Sol chega constantemente à Terra e sofre a influência do campo geomagnético e da atmosfera terrestre, que impedem que o planeta seja atingido directamente e fazendo com que o vento solar flua em torno do campo. Mas quando o Sol apresenta um número elevado de erupções ou estas são violentas e nuvens de partículas solares de alta velocidade atingem o planeta, a magnetosfera terrestre pode alterar a sua intensidade e direcção. A radiação transborda a magnetosfera e ioniza outras regiões da atmosfera, provocando uma tempestade geomagnética que tem consequências electromagnéticas e climáticas. Podemos dizer que as tempestades solares levam a tempestades geomagnéticas na Terra.
Se este novo ciclo solar se revelar forte, tal é perigoso para os satélites (dos quais dependemos para previsões atmosféricas ou para sistemas de navegação através de GPS), para as comunicações de rádio e de telemóvel e para as redes eléctricas. O exemplo de consequência de tempestades solar e geomagnética mais conhecido aconteceu no Quebec (Canadá) em 1989, em que vários milhares de habitantes ficaram sem corrente eléctrica durante seis dias. Também as viagens aéreas podem ser afectadas: as tempestades produzem um grande efeito nas regiões polares da Terra. Quando os aviões voam sobre os pólos durante estas tempestades, podem sofrer períodos de total ausência de comunicações rádio, erros de navegação e falhas nos sistemas informáticos. Estas tempestades, se intensas, poderão assim criar um grande caos na Terra.
Em 3 e 4 de Novembro passado, a mancha solar nº 1007 libertou uma série de tempestades solares da Classe B. As tempestades solares são classificadas nas classes A, B, C, M ou X, de acordo com o seu pico, e cada classe é 10 vezes mais forte que a classe inferior. Esses eventos menores, classe B, são contudo fortes o suficiente para causar perturbações nas transmissões de rádio. As auroras boreais e austrais (espectáculos luminosos visíveis no céu) são bonitos efeitos colaterais das tempestades geomagnéticas. Durante o último máximo solar, estas foram vistas em latitudes tão baixas como a Flórida e a Califórnia, nos Estados Unidos, ou o Norte de Espanha e Sul de França, na Europa. Não há muito tempo, apenas no Árctico se podiam observar auroras com alguma regularidade.

Há quem relacione as previsões de um máximo solar intenso para 2012 com um evento solar de grandes proporções (com consequências directas e nefastas na Terra) predito pelos maias e outras antigas culturas. Apesar de conhecermos alguns mecanismos de funcionamento do Sol, o facto é que predominam as incertezas e a (aparente) inconstância da sua actividade. Podemos assim concluir que o Sol é um astro ainda bastante desconhecido e, portanto, misterioso, para o ser humano. Quem sabe os maias e egípcios não teriam razão ao ter esta estrela como divindade: aparentemente, o Sol não só lhes concedia a vida, mas também a morte.

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1 comentário:

Third_Eye disse...

Mais uma evidência que aponta que ainda mal começamos a conhecer o funcionamento do Sol: no início de 2009, verificou-se uma tempestade solar que surpreendeu os cientistas. As naves espaciais STEREO detectaram um verdadeiro "tsunami espacial" formado por átomos de hidrogénio em perfeito estado, emergindo de uma tempestade solar de proporções gigantescas. Na escala das tempestades solares, esta erupção atingiu o nível X9, o que a coloca no ranking das maiores tempestades solares dos últimos 30 anos.
Ao chegar à Terra, a onda de partículas continha apenas átomos de hidrogénio e de nenhum outro elemento, nem mesmo de hélio, o segundo elemento mais abundante no Sol. A onda de hidrogénio puro durou 90 minutos. Os átomos de hidrogénio "neutros" - que não apresentam carga - foram uma surpresa para os cientistas. Depois de um intervalo de 30 minutos, chegou uma segunda onda, esta sim, composta pelos "átomos quebrados" que as tempestades solares geralmente produzem - protões e iões de hélio, oxigénio e ferro.

Fontes:

STEREO Observations of Energetic Neutral Atoms
NASA
Astrophysical Journal Letters
Vol.: In Press

http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/imagem.php?artigo=tempestade-solar-neutra&id=010805090112&ebol=sim