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Mancha solar

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Mancha solar
 
 
  • Alto: região da mancha solar 2192 durante oeclipse solar parcial em 2014[1]e região da mancha solar 1302 em setembro de 2011.
  • Meio: close-ups de mancha solar no espectro visível (esquerda) e emultravioleta,tirados pelo observatórioTRACE.
  • Baixo: Um grande grupo de manchas solares se espalha por cerca de 320 000 km

Manchas solaressão fenômenos temporários nafotosferadoSol,que aparecem como manchas mais escuras do que as áreas circundantes. Elas são regiões de temperatura superficial reduzida, causadas por concentrações defluxo de campo magnéticoque inibem aconvecção.Manchas solares geralmente aparecem em pares depolaridade magnéticainvertida.[2]O seu número varia de acordo com ociclo solarde aproximadamente 11 anos.

Manchas individuais ou grupos de manchas podem durar entre alguns dias e alguns meses, mas acabam se dissipando. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros variando de 16 km[3]a 160 000 km.[4]As variedades maiores são visíveis daTerrasem o auxílio detelescópios.[5]Quando surgem, elas podem viajar a velocidades de algumas centenas de metros por segundo.

Indicando atividade magnética intensa, as manchas solares acompanham fenômenos secundários comoanéis coronais,proeminênciase eventos dereconexão magnética.A maioria daserupções solareseejeções de massa coronalse originam em regiões magneticamente ativas ao redor de agrupamentos de manchas solares visíveis. Fenômenos similares observados indiretamente em outrasestrelascostumam ser chamados demanchas estelares,e tanto manchas claras quanto escuras já foram medidas.[6]

Física

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Embora estejam a temperaturas em torno de 3 000-4 500 K, o contraste com o material circundante, a cerca de 5 780 K, deixa as manchas solares claramente visíveis como manchas escuras. Isto ocorre porque aluminância(que é essencialmente o brilho em luz visível) de umcorpo negroaquecido a essas temperaturas varia extremamente com a temperatura – consideravelmente mais (temperatura à quarta potência) do que a variação daradiação de corpo negroem todos os comprimentos de onda (verlei de Stefan-Boltzmann). Isolada da fotosfera circundante, uma mancha solar seria mais brilhante que aLua.[7]

As manchas solares possuem duas partes: aumbracentral, que é a parte mais escura, onde o campo magnético é aproximadamente vertical (normalà superfície do Sol), e apenumbracircundante, que é mais clara, onde o campo magnético é mais inclinado.

Ciclo de vida

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Qualquer aparição de mancha solar pode durar de alguns dias a alguns meses, embora grupos de manchas e suas regiões ativas tendam a durar semanas ou meses; entretanto, todas acabam por se dissipar e desaparecer. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros variando de 16 km a 160 000 km.

Embora os detalhes da geração de manchas solares ainda sejam assunto de pesquisas, parece que as mesmas são as contrapartidas visíveis detubos de fluxo magnéticonazona de convecçãodo Sol, que ficam “enrolados” pelarotação diferencial.Se a tensão nos tubos atinge um certo limite, eles se torcem e perfuram a superfície do Sol. A convecção é inibida nos pontos de perfuração; o fluxo de energia proveniente do interior do Sol diminui e, portanto, também a temperatura superficial.

Oefeito Wilsonimplica que manchas solares são depressões na superfície do Sol. Observações utilizando oefeito Zeemanmostram que manchas prototípicas chegam em pares com polaridades magnéticas opostas. De ciclo para ciclo, as polaridades das manchas mudam de norte-sul para sul-norte e de volta. As manchas solares aparecem em grupos.

Apressão magnéticadeveria tender a remover concentrações de campos, fazendo com que as manchas se dispersassem, mas os tempos de vida de manchas solares são medidos em dias a semanas. Em 2001, observações doSolar and Heliospheric Observatory(SOHO), usando ondas sonoras viajando abaixo da fotosfera (heliosismologialocal), foram utilizadas para desenvolver uma imagem tridimensional da estrutura interna abaixo das manchas; essas observações mostram que uma inversão poderosa abaixo de cada mancha forma umvórticerotativo, que mantém o campo magnético concentrado.[8]

Ciclo solar

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Diagrama tipo borboleta mostrando comportamento de pares, conforme a lei de Spörer.

Os ciclos de atividade de manchas solares ocorrem aproximadamente a cada onze anos, com alguma variação de duração. Durante o ciclo solar, as populações de manchas crescem rapidamente e depois caem mais lentamente. O ponto de maior atividade de manchas solares durante um ciclo é conhecido comomáximo solar,e o ponto de menor atividade comomínimo solar.Esta periodicidade também é observada na maioria das outrasatividades solarese está ligada a uma variação no campo magnético solar, que muda a polaridade com esta periodicidade.

No início do ciclo, as manchas aparecem em latitudes maiores e depois se movem em direção ao equador, à medida que o ciclo se aproxima do máximo, seguindo alei de Spörer.As manchas de dois ciclos adjacentes podem coexistir por algum tempo. Manchas de ciclos adjacentes podem ser distinguidas pela direção do seu campo magnético.

Onúmero de Wolfde manchas solares conta o número de manchas e grupos de manchas durante intervalos específicos. Os ciclos solares de onze anos são numerados sequencialmente, iniciando-se com as observações feitas nos anos 1750.[9]

George Ellery Haleligou pela primeira vez campos magnéticos e manchas solares em 1908.[10]Hale sugeriu que o período de manchas solares era de 22 anos, cobrindo dois períodos de números de manchas aumentados e reduzidos, acompanhados por reversões polares do campo magnéticodipolardo Sol.Horace W. Babcockmais tarde propôs um modelo qualitativo para a dinâmica das camadas solares externas. OModelo de Babcockexplica que os campos magnéticos provocam o comportamento descrito pela lei de Spörer, bem como outros efeitos, que são torcidos pela rotação do Sol.

Tendências para períodos maiores

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O número de manchas solares também muda ao longo de períodos longos. Por exemplo, de 1900 à década de 1960, a tendência da contagem de manchas nos máximos solares era crescente; nas décadas seguintes, ela diminuiu.[11]Entretanto, o Sol se manteve tão ativo quanto neste período ao longo dos últimos 8 000 anos.[12]

O número de manchas solares está correlacionado com a intensidade daradiação solarao longo do período desde 1979, quando as medições por satélites ficaram disponíveis. A variação causada pelo ciclo de manchas solares nas emissões do Sol é relativamente pequena, da ordem de 0,1% da constante solar (uma diferença entre pico e vale de 1,3 W·m−2,comparada com 1 366 W·m−2para a constante solar média).[13][14]

História de 400 anos de números de Wolf, mostrando os mínimos deMaundere Dalton e o Máximo Moderno (esquerda) e uma reconstrução das manchas solares ao longo de 11 000 anos, mostrando uma tendência declinante entre 2000 a.C. e 1600 d.C., seguida pela recente tendência crescente de 400 anos.

Observação moderna

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O telescópio solar sueco 1-m noObservatório do Roque de los Muchachos.
OALMAobserva uma mancha solar gigante em comprimento de onda de 1,25 mm.[15]

As manchas solares são observadas comtelescópios solaresem Terra e em órbita. Esses telescópios utilizam técnicas de filtragem e projeção para a observação direta, além de vários tipos de câmeras com filtros. Ferramentas especializadas comoespectroscópioseespectroelioscópiossão usadas para examinar as manchas e as áreas das manchas. Eclipses artificiais permitem visualizar acircunferênciado Sol à medida que as manchas giram através do horizonte.

Como olhar diretamente para o Sol a olho nu danifica permanentemente a visão humana, a observação de manchas solares por amadores é geralmente realizada usando imagens projetadas, ou diretamente através de filtros protetores. Pequenas seções de vidro filtrante muito escuro, como vidro para soldador número 14, são efetivas. Umalente ocularde telescópio pode projetar a imagem, sem filtração, em uma tela branca, onde ela pode ser vista indiretamente, e até rastreada para seguir a evolução da mancha.Filtros passa-faixaH-alfa estreitos para usos especiais e filtros deatenuaçãode vidro revestido comalumínio(que têm a aparência de espelhos devido a suadensidade ópticaextremamente alta) na frente de um telescópio permitem uma observação segura através da ocular.

Causas

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Os pesquisadores propuseram um modelo de movimento do plasma para explicar o ciclo de manchas solares de 11 anos e várias outras propriedades misteriosas do Sol.[16]O modelo deles demonstra que uma leve camada abaixo da superfície do Sol é fundamental para muitos destaques que vemos da Terra, como manchas solares, inversões magnéticas e fluxo solar.[17]Uma fina camada de fluxo magnético e plasma, ou elétrons flutuantes, se move em velocidades diferentes em uma parte diferente do Sol. A cada 11 anos, o Sol cresce essa camada até que ela seja grande demais para ser estável e depois se desprende. Sua partida expõe a camada inferior do plasma se movendo na direção oposta com um campo magnético invertido.[18]

Aplicação

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Devido a sua ligação com outros tipos de atividade solar, a ocorrência de manchas solares pode ser usada para ajudar a predizer oclima espacial,o estado daionosferae, portanto, as condições de propagação deondas curtasde rádio ou ascomunicações por satélite.A atividade solar (e ociclo solar) foi implicada noaquecimento global,originalmente o papel doMínimo de Maunderde ocorrência de manchas solares naPequena Idade do Gelono clima europeu de inverno.[19]As próprias manchas solares, em termos da magnitude da redução da energia radiante, têm um efeito direto pequeno no clima terrestre.[20]Em escalas mais longas de tempo, tais como o ciclo solar, outros fenômenos magnéticos (fáculase a rede cromosférica) se correlacionam com a ocorrência de manchas.[21]

Manchas estelares

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Em 1947, G. E. Kron propôs quemanchas estelareseram a causa das mudanças periódicas no brilho deanãs vermelhas.[6]Desde meados da década de 1990, observações de manchas estelares vêm sendo feitas utilizando técnicas cada vez mais poderosas, permitindo mais e mais detalhes: afotometriamostrou o crescimento e dissipação de manchas e mostrou comportamento cíclico similar ao do Sol; aespectroscopiaexaminou a estrutura de regiões de manchas estelares, analisando variações na divisão de raias espectrais devido ao efeito Zeeman; imagens Doppler mostraram rotação diferencial de manchas para diversas estrelas e distribuições diferentes da do Sol; a análise de raias espectrais mediu a diferença de temperatura entre manchas e a superfície estelar. Por exemplo, em 1999, Strassmeier registrou a maior mancha estelar fria jamais vista, girando na estrela giganteK0XX Triangulum (HD 12545), com temperatura de 3 500 K, juntamente com uma mancha quente de 4 800 K.[6][22]

Galeria

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  • Manchas solares, setembro de 2011.
    Manchas solares, setembro de 2011.
  • Uma vista da estrutura coronal sobre uma mancha solar diferente, vista em outubro de 2010.
    Uma vista da estrutura coronal sobre uma mancha solar diferente, vista em outubro de 2010.
  • Mancha solar 923 no pôr do sol e em um telescópio solar.
    Mancha solar 923 no pôr do sol e em um telescópio solar.
  • Pôr do sol (Miragem superior) da mancha solar 930.
    Pôr do sol (Miragemsuperior) da mancha solar 930.
  • Pôr do sol em Bangladesh, janeiro de 2004.
    Pôr do sol em Bangladesh, janeiro de 2004.
  • Rastreando manchas solares em Marte (animação, 08/07/2015).
    Rastreando manchas solares em Marte (animação, 08/07/2015).

Vídeos

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Imagem de banda larga fotosférica da mancha solar em erupção NOAA 875, observada com o interferômetro GREGOR Fabry-Pérot em 26 de abril de 2016. Puschmann et al. 2007,http://adsabs.harvard.edu/abs/2007msfa.conf...45P;Sánchez-Andrade Nuño, B., Puschmann, K. G., Kneer, F.http://adsabs.harvard.edu/abs/2007msfa.conf..273S
Imagem cromosférica Halpha line-core da mancha solar em erupção NOAA 875, observada com o interferômetro GREGOR Fabry-Pérot em 26 de abril de 2016. Puschmann et al. 2007,http://adsabs.harvard.edu/abs/2007msfa.conf...45P;Sánchez-Andrade Nuño, B., Puschmann, K. G., Kneer, F.http://adsabs.harvard.edu/abs/2007msfa.conf..273S
Esta visualização acompanha a emergência e evolução de um grupo de manchas solares, vista surgindo no início de fevereiro de 2011 e continuando por duas semanas. As imagens foram feitas com uma hora de diferença. A câmera acompanha o movimento da rotação solar. Nesta escala, é visível um “tremular” da superfície solar, criado pela movimentação das células de convecção.
Grupos de manchas solares podem emergir e se dissipar em uma questão de dias. Este é um filme feito a partir de imagens tomadas pelo instrumento SDO/HMI ao longo de 13 dias durante o aparecimento dociclo solar 24.

Referências

  1. ↑Gentle giant sunspot region 2192
  2. ↑«Sunspots».NOAA.Consultado em 22 de fevereiro de 2013
  3. ↑«How Are Magnetic Fields Related To Sunspots?».NASA.Consultado em 22 de fevereiro de 2013
  4. ↑«Sun».HowStuffWorks.Consultado em 22 de fevereiro de 2013
  5. ↑harvard.edu
  6. ↑abcStrassmeier, K. G. (10 de junho de 1999).«Smallest KPNO Telescope Discovers Biggest Starspots (press release 990610)».Universidade de Viena.starspots vary on the same (short) time scales as Sunspots do... HD 12545 had a warm spot (350 K above photospheric temperature; the white area in the picture)
  7. ↑«Sunspots».NASA. 1 de Abril de 1998.Consultado em 22 de fevereiro de 2013
  8. ↑NASA News Release (6 de Novembro de 2001).«SOHO reveals how sunspots take stranglehold on the Sun».SpaceFlight Now
  9. ↑Tribble, A. (2003).The Space Environment, Implications for Spacecraft Design.[S.l.]: Princeton University Press. pp. 15–18
  10. ↑Hale, G. E. (1908). «On the Probable Existence of a Magnetic Field in Sun-Spots».The Astrophysical Journal.28.315 páginas.Bibcode:1908ApJ....28..315H.doi:10.1086/141602
  11. ↑«Sunspot index graphics».Solar Influences Data Analysis Center.Consultado em 27 de Setembro de 2007
  12. ↑Solanki SK; Usoskin IG; Kromer B; Schüssler M; et al. (outubro de 2004).«Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years».Nature.431(7012): 1084–1087.Bibcode:2004Natur.431.1084S.PMID15510145.doi:10.1038/nature02995
  13. ↑«Solar Forcing of Climate».Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis.Consultado em 10 de março de 2005.Arquivado dooriginalem 15 de Março de 2005
  14. ↑Weart, Spencer (2006). Weart, Spencer, ed.«The Discovery of Global Warming—Changing Sun, Changing Climate?».American Institute of Physics.Consultado em 14 de abril de 2007
  15. ↑«ALMA Starts Observing the Sun».www.eso.org.Consultado em 23 de Janeiro de 2017
  16. ↑Grossman, Lisa (2 de março de 2011).«Study Blames Plasma Flow for Spotless Sun».Wired.ISSN1059-1028
  17. ↑«Plasma flow near sun's surface explains sunspots, other solar phenomena».ScienceDaily(em inglês).Consultado em 19 de setembro de 2019
  18. ↑«Plasma flow near sun's surface explains sunspots, other solar phenomena».Tech Explorist(em inglês). 19 de setembro de 2019.Consultado em 19 de setembro de 2019
  19. ↑Eddy J.A. (Junho de 1976).«The Maunder Minimum».Science.192(4245): 1189–1202.Bibcode:1976Sci...192.1189E.PMID17771739.doi:10.1126/science.192.4245.1189PDF CopyArquivado em2010-02-16 noWayback Machine
  20. ↑Hudson H (2008).«Solar activity».Scholarpedia.Consultado em 27 de janeiro de 2011
  21. ↑«Observations of solar irradiance variability».Science.211:700–2. 1981.Bibcode:1981Sci...211..700W.PMID17776650.doi:10.1126/science.211.4483.700
  22. ↑«Derived images showing rotation of cool and warm starspots».Leibniz Institute for Astrophysics.Consultado em 14 de janeiro de 2013
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