15.2: O ciclo solar

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o ciclo das manchas solares e, de forma mais geral, o ciclo solar
• Explique como o magnetismo é a fonte da atividade solar

Antes da invenção do telescópio, o Sol era considerado uma esfera imutável e perfeita. Agora sabemos que o Sol está em um estado perpétuo de mudança: sua superfície é um caldeirão fervilhante e borbulhante de gás quente. Áreas mais escuras e frias do que o resto da superfície vêm e vão. Grandes plumas de gás entram em erupção na cromosfera e na coroa. Ocasionalmente, há até explosões gigantescas no Sol que enviam enormes correntes de partículas carregadas e energia em direção à Terra. Quando eles chegam, podem causar quedas de energia e outros efeitos graves em nosso planeta.

Manchas solares

A primeira evidência de que o Sol muda veio de estudos de manchas solares, que são grandes feições escuras vistas na superfície do Sol causadas pelo aumento da atividade magnética. Eles parecem mais escuros porque as manchas geralmente estão a uma temperatura de cerca de 3800 K, enquanto as regiões claras que as cercam estão em torno de 5800 K (Figura\(\PageIndex{1}\)). Ocasionalmente, essas manchas são grandes o suficiente para serem visíveis a olho nu, e temos registros de mais de mil anos de observadores que as notaram quando a neblina ou a névoa reduziram a intensidade do Sol. (Enfatizamos o que seus pais certamente lhe disseram: olhar para o Sol por um breve período pode causar danos permanentes aos olhos. Essa é a única área da astronomia em que não encorajamos você a fazer sua própria observação sem receber instruções ou filtros cuidadosos do seu instrutor.)

Figura\(\PageIndex{1}\) Manchas solares. Esta imagem de manchas solares, regiões mais frias e, portanto, mais escuras do Sol, foi tirada em julho de 2012. Você pode ver a região central escura de cada mancha solar (chamada umbra) cercada por uma região menos escura (a penumbra). O maior ponto mostrado aqui tem cerca de 11 Terras de largura. Embora as manchas solares pareçam escuras quando vistas próximas aos gases mais quentes da fotosfera, uma mancha solar média, cortada da superfície solar e deixada no céu noturno, seria quase tão brilhante quanto a lua cheia. A aparência manchada da superfície do Sol é a granulação.

Embora entendamos que as manchas solares parecem mais escuras porque são mais frias, elas são mais quentes do que as superfícies de muitas estrelas. Se eles pudessem ser removidos do Sol, eles brilhariam intensamente. Eles parecem escuros apenas em contraste com a fotosfera mais quente e brilhante ao redor deles.

Manchas solares individuais vêm e vão, com vidas que variam de algumas horas a alguns meses. Se uma mancha durar e se desenvolver, ela geralmente consiste em duas partes: um núcleo interno mais escuro, a umbra, e uma região circundante menos escura, a penumbra. Muitos pontos se tornam muito maiores do que a Terra, e alguns, como o maior mostrado na Figura\(\PageIndex{1}\), atingiram diâmetros acima de 140.000 quilômetros. Freqüentemente, as manchas ocorrem em grupos de 2 a 20 ou mais. Os maiores grupos são muito complexos e podem ter mais de 100 vagas. Como as tempestades na Terra, as manchas solares não estão fixas na posição, mas flutuam lentamente em comparação com a rotação do Sol.

Ao registrar os movimentos aparentes das manchas solares enquanto o Sol giratório as transportava por seu disco (Figura\(\PageIndex{2}\)), Galileu, em 1612, demonstrou que o Sol gira em seu eixo com um período de rotação de aproximadamente 1 mês. Nossa estrela gira na direção oeste-leste, como os movimentos orbitais dos planetas. O Sol, no entanto, é um gás e não precisa girar rigidamente, como faz um corpo sólido como a Terra. Observações modernas mostram que a velocidade de rotação do Sol varia de acordo com a latitude, ou seja, é diferente à medida que você vai ao norte ou ao 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 esse comportamento de rotação diferencial.

Figura\(\PageIndex{2}\) Manchas solares giram pela superfície do sol. Essa sequência de fotografias da superfície do Sol acompanha o movimento das manchas solares no hemisfério visível do Sol. Em 30 de março de 2001, esse grupo de manchas solares se estendeu por uma área de cerca de 13 vezes o diâmetro da Terra. Essa região produziu muitas erupções e ejeções de massa coronal.

O ciclo das manchas solares

Entre 1826 e 1850, Heinrich Schwabe, farmacêutico alemão e astrônomo amador, manteve registros diários do número de manchas solares. O que ele estava realmente procurando era um planeta dentro da órbita de Mercúrio, que ele esperava encontrar observando sua silhueta escura enquanto passava entre o Sol e a Terra. Ele não conseguiu encontrar o planeta esperado, mas sua diligência valeu a pena com uma descoberta ainda mais importante: o ciclo das manchas solares. Ele 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 tenham vida curta, o número total visível no Sol a qualquer momento provavelmente seria muito maior em determinados momentos - os períodos máximos de manchas solares - do que em outros momentos - os períodos mínimos de manchas solares. Agora sabemos que os máximos de manchas solares ocorrem em um intervalo médio de 11 anos, mas os intervalos entre máximos sucessivos variaram de apenas 9 anos a 14 anos. Durante o máximo de manchas solares, mais de 100 manchas geralmente podem ser vistas ao mesmo tempo. Mesmo assim, menos da metade de um por cento da superfície do Sol está coberta por manchas (Figura\(15.3.5\) na Seção 15.3). Durante as manchas solares mínimas, às vezes nenhuma mancha é visível. A atividade do Sol atingiu seu máximo mais recente em 2014.

Assista a este breve vídeo do Goddard Space Flight Center da NASA que explica o ciclo das manchas solares.

Magnetismo e o ciclo solar

Agora que discutimos o ciclo de atividade do Sol, você pode estar se perguntando: “Por que o Sol muda de forma tão regular?” Os astrônomos agora entendem que é a mudança do campo magnético do Sol que impulsiona a atividade solar.

O campo magnético solar é medido usando uma propriedade dos átomos chamada efeito Zeeman. Lembre-se de Radiation and Spectra que um átomo tem muitos níveis de energia e que as linhas espectrais são formadas quando os elétrons mudam de um nível para outro. Se cada nível de energia for definido com precisão, a diferença entre eles também será bastante precisa. À medida que um elétron muda de nível, o resultado é uma linha espectral estreita e nítida (seja uma linha de absorção ou emissão, dependendo se a energia do elétron aumenta ou diminui na transição).

Na presença de um campo magnético forte, no entanto, cada nível de energia é separado em vários níveis muito próximos um do outro. A separação dos níveis é proporcional à intensidade do campo. Como resultado, as linhas espectrais formadas na presença de um campo magnético não são linhas simples, mas uma série de linhas muito espaçadas correspondentes às subdivisões dos níveis de energia atômica. Essa divisão de linhas na presença de um campo magnético é o que chamamos de efeito Zeeman (em homenagem ao cientista holandês que o descobriu pela primeira vez em 1896).

Medições do efeito Zeeman nos espectros de luz das regiões de manchas solares mostram que elas têm campos magnéticos fortes (Figura\(\PageIndex{3}\)). Lembre-se de que os ímãs sempre têm um pólo norte e um pólo sul. Sempre que manchas solares são observadas em pares ou em grupos contendo duas manchas principais, uma das manchas geralmente tem a polaridade magnética de um pólo magnético que busca o norte e a outra tem a polaridade oposta. Além disso, durante um determinado ciclo, todos os pontos principais dos pares (ou pontos principais dos grupos) no hemisfério norte tendem a ter a mesma polaridade, enquanto aqueles no hemisfério sul tendem a ter a polaridade oposta.

Figura\(\PageIndex{3}\): Efeito Zeeman. Essas fotografias mostram como os campos magnéticos nas 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).

No entanto, durante o próximo ciclo de manchas solares, a polaridade dos pontos principais é invertida em cada hemisfério. Por exemplo, se durante um ciclo, todos os pontos principais no hemisfério norte tivessem a polaridade de um pólo em busca do norte, então os pontos principais no hemisfério sul teriam a polaridade de um pólo que busca o sul. Durante o ciclo seguinte, os pontos principais no hemisfério norte teriam polaridade de busca sul, enquanto aqueles no hemisfério sul teriam polaridade de busca norte. Portanto, estritamente falando, 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 de magnetograma, pode ser usada para ver a relação entre as manchas solares e o campo magnético do Sol (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura\(\PageIndex{4}\) Magnetograma e ciclo solar. Na imagem à esquerda, chamada de magnetograma, vemos a polaridade magnética das manchas solares. As áreas pretas são onde o magnetismo está apontando para o núcleo do Sol, enquanto as regiões brancas estão onde ele está apontando para longe do núcleo, em nossa direção. Essa sequência dramática à direita mostra o ciclo de atividade 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 azul claro a branco (S). A imagem mais antiga, tirada em 8 de janeiro de 1992, está no canto inferior esquerdo e foi tirada logo após o máximo solar. Cada imagem, da esquerda para a direita ao redor do arco, foi tirada meio a um ano após a anterior. A última imagem foi tirada em 25 de julho de 1999, quando o Sol estava se aproximando do próximo máximo solar. Observe alguns padrões impressionantes nos mapas magnéticos: a direção da polaridade branca para a preta no hemisfério sul é oposta à do hemisfério norte.

Por que o Sol é um ímã tão forte e complicado? Os astrônomos 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 eletricidade. Na Terra, os dínamos são encontrados em usinas de energia onde, por exemplo, a energia do vento ou da água corrente é usada para fazer com que as turbinas girem. No Sol, a fonte de energia cinética é a agitação de camadas turbulentas de gás ionizado no interior do Sol, que mencionamos anteriormente. Eles geram correntes elétricas - elétrons em movimento - que, por sua vez, geram campos magnéticos.

A maioria dos pesquisadores 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 do Sol interagem, eles se quebram, se reconectam e sobem pela superfície do Sol.

Devemos dizer que, embora tenhamos boas observações que nos mostram como o Sol muda durante cada ciclo solar, ainda é muito difícil construir modelos físicos de algo tão complicado quanto o Sol que possam explicar satisfatoriamente por que ele muda. Os pesquisadores ainda não desenvolveram um modelo geralmente aceito que descreva em detalhes os processos físicos que controlam o ciclo solar. Os cálculos mostram que a rotação diferencial (a ideia de que o Sol gira em taxas diferentes em diferentes latitudes) e a convecção logo abaixo da superfície solar podem torcer e distorcer os campos magnéticos. Isso faz com que cresçam e depois se decomponham, regenerando-se com polaridade oposta aproximadamente a cada 11 anos. Os cálculos também mostram que, à medida que os campos ficam mais fortes perto do máximo solar, eles fluem do interior do Sol em direção à sua superfície na forma de laços. Quando um grande circuito emerge da superfície solar, ele cria regiões de atividade de manchas solares (Figura\(\PageIndex{5}\)).

Figura As linhas do campo\(\PageIndex{5}\) magnético acabam. Como o Sol gira mais rápido no equador do que perto dos pólos, os campos magnéticos no Sol tendem a acabar conforme mostrado e, depois de um tempo, fazem voltas. Esse é um diagrama idealizado; a situação real é muito mais complexa.

Essa ideia de alças magnéticas oferece uma explicação natural de por que as manchas solares principais e posteriores em uma região ativa têm polaridade oposta. A mancha solar principal coincide com uma extremidade do circuito e o ponto final com a outra extremidade. Os campos magnéticos também são a chave para explicar por que as manchas solares são mais frias e escuras do que as regiões sem campos magnéticos fortes. As forças produzidas pelo campo magnético resistem aos movimentos das colunas borbulhantes de gases quentes crescentes. Como essas colunas transportam a maior parte do calor de dentro do Sol para a superfície por meio de convecção, e fortes campos magnéticos inibem essa convecção, a superfície do Sol pode esfriar. Como resultado, essas regiões são vistas como manchas solares mais escuras e frias.

Além desse quadro geral, os pesquisadores ainda estão tentando determinar por que os campos magnéticos são tão grandes quanto eles, por que a polaridade do campo em cada hemisfério muda de um ciclo para o outro, por que a duração do ciclo solar pode variar de um ciclo para o outro e por que eventos como o Mínimo de Maunder ocorrer.

Neste vídeo, a cientista solar Holly Gilbert discute o campo magnético do Sol.

Conceitos principais e resumo

As manchas solares são regiões escuras onde a temperatura é até 2000 K mais fria do que a fotosfera circundante. Seu movimento pelo disco do Sol nos permite calcular a rapidez com que o Sol gira em seu eixo. O Sol gira mais rapidamente em seu equador, onde o período de rotação é de cerca de 25 dias, do que perto dos pólos, onde o período é um pouco maior que 36 dias. O número de manchas solares visíveis varia de acordo com um ciclo de manchas solares que tem uma duração média de 11 anos. As manchas geralmente ocorrem em pares. Durante um determinado ciclo de 11 anos, todos os principais pontos no hemisfério norte têm a mesma polaridade magnética, enquanto todos os principais esportes no hemisfério sul têm a polaridade oposta. No ciclo subsequente de 11 anos, a polaridade se inverte. Por esse motivo, entende-se que o ciclo de atividade magnética do Sol dura 22 anos. Esse ciclo de atividade está relacionado ao comportamento do campo magnético do Sol, mas o mecanismo exato ainda não foi compreendido.

Glossário

rotação diferencial

o fenômeno que ocorre quando diferentes partes de um objeto giratório giram em taxas diferentes em diferentes latitudes

Mínimo de Maunder

um período durante o século XVIII em que o número de manchas solares vistas ao longo do ciclo solar era excepcionalmente baixo

mancha solar

feições grandes e escuras vistas na superfície do Sol causadas pelo aumento da atividade magnética

ciclo de manchas solares

o período semirregular de 11 anos com o qual a frequência das manchas solares flutua