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15.3: Atividade solar acima da fotosfera

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    objetivos de aprendizagem

    Ao final desta seção, você poderá:

    • Descreva as várias maneiras pelas quais o ciclo de atividade solar se manifesta, incluindo explosões, ejeções de massa coronal, proeminências e peste

    As manchas solares não são as únicas características que variam durante um ciclo solar. Também há mudanças drásticas na cromosfera e na coroa. Para ver o que acontece na cromosfera, devemos observar as linhas de emissão de elementos como hidrogênio e cálcio, que emitem linhas espectrais úteis nas temperaturas dessa camada. A coroa quente, por outro lado, pode ser estudada por meio de observações de raios X e de ultravioleta extremos e outros comprimentos de onda em altas energias.

    Praias e proeminências

    Como vimos, as linhas de emissão de hidrogênio e cálcio são produzidas nos gases quentes da cromosfera. Os astrônomos fotografam rotineiramente o Sol por meio de filtros que transmitem luz apenas nos comprimentos de onda que correspondem a essas linhas de emissão. Imagens tiradas por meio desses filtros especiais mostram “nuvens” brilhantes na cromosfera ao redor das manchas solares; essas regiões brilhantes são conhecidas como placas (Figura\(\PageIndex{1}\)). Essas são regiões dentro da cromosfera que têm temperatura e densidade mais altas do que seus arredores. Na verdade, as placas contêm todos os elementos do Sol, não apenas hidrogênio e cálcio. Acontece que as linhas espectrais de hidrogênio e cálcio produzidas por essas nuvens são brilhantes e fáceis de observar.

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    Figura\(\PageIndex{1}\) Plages on the Sun. Essa imagem do Sol foi obtida com um filtro que transmite somente a luz da linha espectral produzida pelo cálcio ionizado isoladamente. As regiões brilhantes parecidas com nuvens são as placas. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    Indo mais alto na atmosfera do Sol, chegamos aos fenômenos espetaculares chamados proeminências (Figura\(\PageIndex{2}\)), que geralmente se originam perto de manchas solares. Os observadores do eclipse geralmente veem as proeminências como características vermelhas subindo acima do Sol eclipsado e atingindo o alto da coroa. Algumas, as proeminências quiescentes, são circuitos graciosos de plasma (gás ionizado) que podem permanecer quase estáveis por muitas horas ou até dias. As proeminências eruptivas relativamente raras parecem enviar matéria para cima na coroa em altas velocidades, e as proeminências de surto mais ativas podem se mover até 1300 quilômetros por segundo (quase 3 milhões de milhas por hora). Algumas proeminências eruptivas atingiram alturas de mais de 1 milhão de quilômetros acima da fotosfera; a Terra estaria completamente perdida dentro de uma dessas telas incríveis (Figura\(\PageIndex{2}\)).

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    \(\PageIndex{2}\)Proeminências da figura. (a) Esta imagem de uma proeminência eruptiva foi obtida à luz do hélio ionizado isoladamente na parte ultravioleta extrema do espectro. A proeminência é particularmente grande. Uma imagem da Terra é mostrada na mesma escala para comparação. (b) Uma proeminência é uma enorme nuvem de gás relativamente frio (cerca de 60.000 K neste caso), bastante denso, suspenso na coroa muito mais quente. Essas fotos, tiradas em ultravioleta, são codificadas por cores para que o branco corresponda às temperaturas mais altas e o vermelho escuro às mais frias. As quatro imagens foram tiradas, movendo-se no sentido horário a partir do canto superior esquerdo, em 15 de maio de 2001; 28 de março de 2000; 18 de janeiro de 2000; e 2 de fevereiro de 2001. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    Sinalizadores e ejeções de massa coronal

    O evento mais violento na superfície do Sol é uma erupção rápida chamada de erupção solar (Figura\(\PageIndex{3}\)). Uma explosão típica dura de 5 a 10 minutos e libera uma quantidade total de energia equivalente à de talvez um milhão de bombas de hidrogênio. As maiores explosões duram várias horas e emitem energia suficiente para alimentar todos os Estados Unidos em sua taxa atual de consumo elétrico por 100.000 anos. Perto do máximo de manchas solares, pequenas erupções ocorrem várias vezes ao dia, e as maiores podem ocorrer a cada poucas semanas.

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    Figura\(\PageIndex{3}\) Solar Flare. A área branca brilhante vista no lado direito do Sol nesta imagem da espaçonave Solar Dynamics Observer é uma erupção solar que foi observada em 25 de junho de 2015. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    As explosões, como a mostrada na Figura\(\PageIndex{4}\), são frequentemente observadas na luz vermelha do hidrogênio, mas a emissão visível é apenas uma pequena fração da energia liberada quando uma explosão solar explode. No momento da explosão, a matéria associada à erupção é aquecida a temperaturas de até 10 milhões de K. Em temperaturas tão altas, uma enxurrada de raios X e radiação ultravioleta é emitida.

    As explosões parecem ocorrer quando campos magnéticos apontando em direções opostas liberam energia interagindo e destruindo uns aos outros, da mesma forma que um elástico esticado libera energia quando se rompe.

    O que é diferente nas explosões é que suas interações magnéticas cobrem um grande volume na coroa solar e liberam uma quantidade enorme de radiação eletromagnética. Em alguns casos, grandes quantidades de material coronal — principalmente prótons e elétrons — também podem ser ejetadas em altas velocidades (500—1000 quilômetros por segundo) no espaço interplanetário. Essa ejeção de massa coronal (CME) pode afetar a Terra de várias maneiras (que discutiremos na seção sobre clima espacial).

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    Figura\(\PageIndex{4}\) Flare e ejeção de massa coronal. Essa sequência de quatro imagens mostra a evolução ao longo do tempo de uma erupção gigante no Sol. (a) O evento começou no local de um grupo de manchas solares e (b) um clarão é visto em luz ultravioleta distante. (c) Quatorze horas depois, um CME é visto explodindo no espaço. (d) Três horas depois, esse CME se expandiu para formar uma nuvem gigante de partículas escapando do Sol e está começando a jornada para o sistema solar. O círculo branco em (c) e (d) mostra o diâmetro da fotosfera solar. A área escura maior mostra onde a luz do Sol foi bloqueada por um instrumento especialmente projetado para possibilitar a visualização da fraca emissão da coroa. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    Veja uma ejeção de massa coronal registrada pelo Solar Dynamics Observatory.

    Regiões ativas

    Para reunir a discussão das duas últimas seções, os astrônomos agora percebem que manchas solares, explosões e regiões brilhantes na cromosfera e na coroa tendem a ocorrer juntas no Sol no tempo e no espaço. Ou seja, todos eles tendem a ter longitudes e latitudes semelhantes, mas estão localizados em alturas diferentes na atmosfera. Como todos ocorrem juntos, eles variam com o ciclo das manchas solares.

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    Figura Ciclo\(\PageIndex{5}\) Solar. Essa sequência dramática de imagens tiradas do satélite SOHO durante um período de 11 anos mostra como as regiões ativas mudam durante o ciclo solar. As imagens foram tiradas na região ultravioleta do espectro e mostram que as regiões ativas no Sol aumentam e diminuem durante o ciclo. As manchas solares estão localizadas na fotosfera mais fria, abaixo dos gases quentes mostrados nesta imagem, e variam em fase com a emissão desses gases quentes — mais manchas solares e mais emissões de gases quentes ocorrem juntas. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    Por exemplo, é mais provável que as erupções ocorram perto do máximo de manchas solares, e a coroa é muito mais visível naquele momento (veja a Figura\(\PageIndex{5}\)). Um lugar no Sol onde vários desses fenômenos são vistos é chamado de região ativa (Figura\(\PageIndex{6}\)). Como você pode deduzir em nossa discussão anterior, regiões ativas estão sempre associadas a campos magnéticos fortes.

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    Figura Região\(\PageIndex{6}\) Solar Ativa Observada em Diferentes Alturas na Atmosfera do Sol. Essas quatro imagens de uma explosão solar em 22 de outubro de 2012 mostram da esquerda: luz do Sol em um comprimento de onda de 171 angstroms, que mostra a estrutura das alças de material solar na coroa; ultravioleta em 304 angstroms, que mostra a luz da região da atmosfera do Sol onde as explosões se originam; luz em 335 angstroms, que destaca a radiação de regiões ativas na coroa; um magnetograma, que mostra regiões magneticamente ativas no Sol. Observe como esses diferentes tipos de atividade ocorrem acima de uma região de manchas solares com um forte campo magnético. (CC BY 4.0; Frankoni via OpenStax)

    Conceitos principais e resumo

    Sinais de atividade solar mais intensa, um aumento no número de manchas solares, bem como proeminências, pragas, explosões solares e ejeções de massa coronal, todos tendem a ocorrer em regiões ativas, ou seja, em lugares no Sol com a mesma latitude e longitude, mas em alturas diferentes na atmosfera. As regiões ativas variam com o ciclo solar, assim como as manchas solares.

    Glossário

    região ativa
    uma área no Sol onde os campos magnéticos estão concentrados; manchas solares, proeminências, explosões e CMEs tendem a ocorrer em regiões ativas
    ejeção de massa coronal (CME)
    uma explosão solar na qual imensas quantidades de material coronal — principalmente prótons e elétrons — são ejetadas em altas velocidades (500—1000 quilômetros por segundo) no espaço interplanetário
    praga
    uma região brilhante da superfície solar observada à luz de alguma linha espectral
    proeminência
    uma característica grande, brilhante e gasosa que aparece acima da superfície do Sol e se estende até a coroa
    explosão solar
    uma explosão repentina e temporária de radiação eletromagnética de uma região extensa da superfície do Sol