Astronomia

Objectivos de Aprendizagem

No final desta secção, poderá fazê-lo:

  • Descrever o ciclo da mancha solar e, mais geralmente, o ciclo solar
  • Explicar como o magnetismo é a fonte da actividade solar

Antes da invenção do telescópio, pensava-se que o Sol era uma esfera imutável e perfeita. Sabemos agora que o Sol está num estado perpétuo de mudança: a sua superfície é um caldeirão borbulhante de gás quente. Áreas que são mais escuras e mais frias do que o resto da superfície vão e vêm. Vastas plumas de gás irrompem na cromosfera e na corona. Ocasionalmente, há até explosões gigantescas no Sol que enviam enormes serpentinas de partículas carregadas e energia que corre em direcção à Terra. Quando chegam, estas podem causar cortes de energia e outros efeitos graves no nosso planeta.

Sunspots

Figure 1. Manchas solares: Esta imagem das manchas solares, regiões mais frescas e, portanto, mais escuras no Sol, foi tirada em Julho de 2012. Pode-se ver a região central e escura de cada mancha solar (chamada umbra) rodeada por uma região menos escura (a penumbra). A maior mancha aqui mostrada tem cerca de 11 Terras de largura. Embora as manchas solares apareçam escuras quando vistas junto aos gases mais quentes da fotosfera, uma mancha solar média, cortada da superfície solar e deixada de pé no céu nocturno, seria cerca de tão brilhante como a lua cheia. A aparência manchada da superfície do Sol é granulação. (crédito: NASA Goddard Space Flight Center, Alan Friedman)

As primeiras provas de que as mudanças do Sol vieram de estudos de manchas solares, que são grandes e escuras características vistas na superfície do Sol causadas pelo aumento da actividade magnética. Parecem mais escuras porque as manchas estão tipicamente a uma temperatura de cerca de 3800 K, enquanto as regiões brilhantes que as rodeiam estão a cerca de 5800 K (Figura 1). Ocasionalmente, estas manchas são suficientemente grandes para serem visíveis a olho nu, e temos registos que remontam a mais de mil anos atrás, de observadores que as notaram quando a neblina ou névoa reduziu a intensidade do Sol. (Sublinhamos o que os seus pais certamente lhe disseram: olhar para o Sol mesmo durante um breve período de tempo pode causar danos permanentes nos olhos. Esta é a única área da astronomia onde não o encorajamos a fazer a sua própria observação sem receber instruções cuidadosas ou filtros do seu instrutor.)

Embora compreendamos que as manchas solares parecem mais escuras porque são mais frias, são no entanto mais quentes do que as superfícies de muitas estrelas. Se pudessem ser removidas do Sol, elas brilhariam com brilho. Parecem escuras apenas em contraste com a fotosfera mais quente e brilhante que as rodeia.

P>Pintas solares individuais vão e vêm, com tempos de vida que variam de algumas horas a alguns meses. Se uma mancha dura e se desenvolve, consiste geralmente em duas partes: um núcleo interior mais escuro, o umbra, e uma região circundante menos escura, a penumbra. Muitas manchas tornam-se muito maiores do que a Terra, e algumas, como a maior que aparece na figura 1, atingiram diâmetros superiores a 140.000 quilómetros. Frequentemente, as manchas ocorrem em grupos de 2 a 20 ou mais. Os grupos maiores são muito complexos e podem ter mais de 100 manchas. Como as tempestades na Terra, as manchas solares não são fixas na posição, mas derivam lentamente em comparação com a rotação do Sol.

Figure 2. Manchas Solares Rodar pela Superfície do Sol: Esta sequência de fotografias da superfície do Sol acompanha o movimento das manchas solares através do hemisfério visível do Sol. Em 30 de Março de 2001, este grupo de manchas solares estendeu-se por uma área cerca de 13 vezes maior do que o diâmetro da Terra. Esta região produziu muitas erupções e ejecções de massa coronal. (crédito: modificação do trabalho por SOHO/NASA/ESA)

Registando os movimentos aparentes das manchas solares à medida que o Sol que girava as transportava através do seu disco (Figura 2). Galileo, em 1612, demonstrou que o Sol gira no seu eixo com um período de rotação de aproximadamente 1 mês. A nossa estrela gira na direcção oeste-leste, tal como os movimentos orbitais dos planetas. O Sol, porém, é um gás e não tem de rodar rigidamente, como faz um corpo sólido como a Terra. As observações modernas mostram que a velocidade de rotação do Sol varia de acordo com a latitude, ou seja, é diferente à medida que se vai para norte ou para sul do equador do Sol. O período de rotação é de cerca de 25 dias no equador, 28 dias na latitude 40°, e 36 dias na latitude 80°. Chamamos a este comportamento rotação diferencial.

O ciclo de manchas solares

Entre 1826 e 1850, Heinrich Schwabe, farmacêutico alemão e astrónomo amador, manteve registos diários do número de manchas solares. O que ele realmente procurava era um planeta dentro da órbita de Mercúrio, que ele esperava encontrar observando a sua silhueta escura ao passar entre o Sol e a Terra. Ele não conseguiu encontrar o planeta esperado, mas a sua diligência compensou com uma descoberta ainda mais importante: o ciclo das manchas solares. Descobriu que o número de manchas solares variava sistematicamente, em ciclos de cerca de uma década.

O que Schwabe observou foi que, embora as manchas individuais sejam de curta duração, o número total visível no Sol em qualquer altura era provavelmente muito maior em certas alturas – períodos de máxima mancha solar do que em outras alturas – períodos de mínima mancha solar. Sabemos agora que os máximos de manchas solares ocorrem a um intervalo médio de 11 anos, mas os intervalos entre máximos sucessivos têm variado entre 9 anos e 14 anos. Durante os máximos de manchas solares, mais de 100 manchas podem frequentemente ser vistas de uma só vez. Mesmo assim, menos de metade de um por cento da superfície do Sol é coberta por manchas (Figura 2). Durante os mínimos de manchas solares, por vezes não são visíveis quaisquer manchas. A actividade do Sol atingiu o seu máximo mais recente em 2014.

Veja este breve vídeo do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA que explica o ciclo das manchas solares.

Magnetismo e o Ciclo Solar

Agora que discutimos o ciclo de actividade do Sol, pode estar a perguntar: “Porque é que o Sol muda de uma forma tão regular”? Os astrónomos compreendem agora que é o campo magnético em mudança do Sol que conduz a actividade solar.

O campo magnético solar é medido usando uma propriedade de átomos chamada efeito Zeeman. Lembram-se da Radiação e Espectro que um átomo tem muitos níveis de energia e que as linhas espectrais são formadas quando os electrões mudam de um nível para outro. Se cada nível de energia for definido com precisão, então a diferença entre eles é também bastante precisa. Como um electrão muda de nível, o resultado é uma linha espectral estreita e nítida (seja uma linha de absorção ou de emissão, dependendo se a energia do electrão aumenta ou diminui na transição).

Na presença de um campo magnético forte, contudo, cada nível de energia é separado em vários níveis muito próximos uns dos outros. A separação dos níveis é proporcional à força do campo. Como resultado, as linhas espectrais formadas na presença de um campo magnético não são linhas únicas mas uma série de linhas muito espaçadas correspondentes às subdivisões dos níveis de energia atómica. Esta divisão de linhas na presença de um campo magnético é o que chamamos o efeito Zeeman (depois do cientista holandês que o descobriu pela primeira vez em 1896).

Figure 3. Efeito Zeeman: Estas fotografias mostram como os campos magnéticos em manchas solares são medidos por meio do efeito Zeeman. (esquerda) A linha preta vertical indica a posição da fenda do espectrógrafo através da qual a luz é passada para obter o espectro em (direita). (crédito: modificação do trabalho por NSO/AURA/NSF)

Medições do efeito Zeeman nos espectros da luz das regiões das manchas solares mostram que têm fortes campos magnéticos (Figura 3). Tenha em mente que os ímanes têm sempre um pólo norte e um pólo sul. Sempre que as manchas solares são observadas em pares, ou em grupos que contêm duas manchas principais, uma das manchas tem geralmente a polaridade magnética de um pólo magnético que procura o norte e a outra tem a polaridade oposta. Além disso, durante um dado ciclo, as manchas principais de pares (ou principais manchas principais de grupos) no hemisfério norte tendem todas a ter a mesma polaridade, enquanto as do hemisfério sul tendem todas a ter a polaridade oposta.

Durante o próximo ciclo de manchas solares, contudo, a polaridade das manchas principais é invertida em cada hemisfério. Por exemplo, se durante um ciclo, os pontos principais no hemisfério norte tivessem todos a polaridade de um pólo que procura o norte, então os pontos principais no hemisfério sul teriam a polaridade de um pólo que procura o sul. Durante o ciclo seguinte, os pontos principais do hemisfério norte teriam a polaridade de um pólo de procura do sul, enquanto os do hemisfério sul teriam a polaridade de um pólo de procura do norte. Por conseguinte, a rigor, o ciclo das manchas solares não se repete em relação à polaridade magnética até que dois ciclos de 11 anos tenham passado. Uma representação visual dos campos magnéticos do Sol, chamada magnetograma, pode ser usada para ver a relação entre as manchas solares e o campo magnético do Sol (Figura 4).

Figure 4. Magnetograma e Ciclo Solar: Na imagem da esquerda, chamada magnetograma, vemos a polaridade magnética das manchas solares. As áreas negras são onde o magnetismo aponta para o núcleo do Sol, enquanto que as regiões brancas são onde aponta para longe do núcleo, na nossa direcção. Esta sequência dramática, à direita, mostra o ciclo de actividade do Sol. Os 10 mapas do campo magnético na superfície do Sol abrangem um período de 7,5 anos. As duas polaridades magnéticas (N e S) do campo magnético são mostradas contra um disco azul como azul escuro a preto (N) e como azul claro a branco (S). A primeira imagem, tirada a 8 de Janeiro de 1992, é na parte inferior esquerda e foi tirada logo após o máximo solar. Cada imagem, da esquerda para a direita à volta do arco, foi tirada um meio a um ano após a anterior. A última imagem foi tirada a 25 de Julho de 1999, quando o Sol se aproximava do máximo solar seguinte. Note alguns padrões marcantes nos mapas magnéticos: a direcção da polaridade branca para negra no hemisfério sul é oposta à do hemisfério norte. (crédito à esquerda: modificação do trabalho pela NASA/SDO; crédito à direita: modificação do trabalho pela NASA/SOHO)

Por que é o Sol um íman tão forte e complicado? Os astrónomos descobriram que é o dínamo do Sol que gera o campo magnético. Um dínamo é uma máquina que converte energia cinética (ou seja, a energia do movimento) em electricidade. Na Terra, os dínamos são encontrados em centrais eléctricas onde, por exemplo, a energia do vento ou da água corrente é utilizada para fazer girar as turbinas. No Sol, a fonte de energia cinética é a agitação de camadas turbulentas de gás ionizado dentro do interior do Sol que mencionámos anteriormente. Estes geram correntes eléctricas – electrões em movimento – que por sua vez geram campos magnéticos. A maioria dos investigadores solares concorda que o dínamo solar está localizado na zona de convecção ou na camada de interface entre a zona de convecção e a zona radiativa abaixo dela. À medida que os campos magnéticos do dínamo solar interagem, eles quebram-se, voltam a ligar-se e sobem através da superfície do Sol.