Os Buracos Coronais

Daqui pra frente vamos ficar mais atentos a essas estruturas temperamentais no Sol, isto é, Os buracos coronais… O sol está continuamente liberando gases quentes de sua superfície, um fluxo contínuo de partículas, principalmente prótons e elétrons conhecidas como Vento Solar.
O vento solar pode fluir também a partir de de buracos coronais. As imagens da sonda SDO/NASA no canal AIA 193 mostra as camadas exteriores da atmosfera quente do sol, isto é, a corona. O campo magnético do Sol desempenha um grande papel na forma como vemos esta imagens.
As áreas luminosas nos mostra o gás quente e denso que é capturado pelo campo magnético do sol.
As áreas escuras e vazias são os locais onde o campo magnético do sol atinge o espaço, por onde o gás quente pode escapar. É por isso que ele é chamado um buraco coronal.

Eles ganham a cor escura porque não há material quente o suficiente, isto é, uma região mais fria. O campo magnético em torno de um buraco coronal é diferente do resto do sol. Em vez de retornar para a superfície, estas linhas de campo magnético permanecem aberta e esticada em direção do espaço entrando na região do do vento solar. No momento, ainda não sabemos onde eles se reconectam. Em vez de manter o gás quente preso, estas linhas de campo magnético abertas originam um buraco coronal a partir do qual o vento solar pode escapar.

Quando um buraco coronal é posicionado no disco solar, o gás quente pode fluir para a Terra causando tempestades geomagnética. O vento solar geralmente deixa o sol a uma velocidade de cerca de 400 Km por segundo, mas o vento solar também pode fluir direto do centro de um buraco coronal viajando muito mais rápido, até 800 Km por segundo. Quando estas partículas de vento solar atingem a Terra, que leva de dois a quatro dias essas rajadas de ventos de alta velocidade podem perturbar satélites em órbita. Durante o mínimo solar, buracos coronais são encontradas principalmente nas regiões polares do Sol, mas podem ser localizado em qualquer lugar do sol durante o máximo solar.

As Manchas Solares

Manchas solares são regiões na superfície solar com forma irregular que aparecem escuras porque são mais frias do que a fotosfera circundante. Uma grande mancha solar pode ter uma temperatura aproximada de 4000 K ou 3700 ° C ou 6700 ° F. As maiores manchas observadas tiveram diâmetros de cerca de 50.000 km, o que os torna suficientemente grande para ser vistos a olho nu.

As manchas solares são apenas escura, em contraste com a face brilhante do sol. Se você pudesse cortar uma mancha solar média fora do Sol e colocá-lo no céu à noite, seria tão brilhante quanto uma lua cheia.
As manchas solares se formam ao longo de períodos com duração de dias a semanas, e pode durar até meses. O número médio de manchas que podem ser vistas na face do Sol não é sempre a mesma, mas aumentam e diminuem em um ciclo. Registros históricos de contagem de manchas solares mostram que este ciclo de manchas solares tem um período médio de cerca de 11 anos (ciclo de 11 anos).

A teoria mais aceita e proposta por H. Babcock em 1961 sugere que elas são causadas por mudanças no campo magnético do Sol. Como o período de rotação do Sol é mais rápido no equador do que em direção aos pólos (rotação diferencial) as linhas do campo magnético comprimem-se e, por consequência, carregam o plasma junto até a sua compressão máxima, aumentando dessa forma a pressão e temperatura até a ruptura da massa e a liberação da energia comprimida em forma de explosões, expulsando a matéria da fotosfera em direção das linhas magnéticas, com consequente queda de temperatura e pressão após a liberação da energia acumulada. Nas regiões em que os laços magnéticos saem e retornam à fotosfera, estes possuem polaridades magnéticas opostas e assim surgem as manchas, e como o Sol gira, o campo magnético estende-se entre os pólos e o equador. Este alongamento causa o aparecimento de tubos ou túneis para formar o campo magnético. O resultado disto é a criação de áreas de baixa temperatura que são visíveis como manchas escuras. No entanto, com temperaturas de 4000º C. Por comparação, a temperatura da superfície é de cerca de 6.000° C.

Manchas vêm em pares com a polaridade magnética oposta. Se pudéssemos enterrar um ímã ferradura gigante abaixo da superfície do Sol, iria produzir um campo magnético semelhante ao gerado por um par de manchas solares.
O número de manchas solares segue um período cíclico de cerca de 11 anos, algo que foi observado pela primeira vez por Heinrich Schwabe em 1843, período conhecido como Máximo Solar. Este período de alta atividade vai cair acentuadamente depois de 2013. As manchas solares tem uma coloração avermelhada, e não negras como as enxergamos. Esta ilusão de óptica se dá por causa do contraste com as regiões vizinhas.

As manchas solares tem uma relação estreita com o Flare Solar (erupção solar) que é uma explosão no Sol que acontece quando energia armazenada em campos magnéticos entrelaçados, que se encontram habitualmente no topo de manchas solares é subitamente libertada. Um flare emite radiação que abrange uma grande gama de comprimentos de onda de rádio aos raios-X e raios gama.
Os cientistas classificam as flares solares de acordo com a sua intensidade de energia liberada na região dos raios-X.

Ejeção de Massa Coronal (CME)

Ejeções de massa coronal (CMEs) acontecem depois de poderosas erupções solares na superfície do sol causada por instabilidades no campo magnético solar, elas podem lançar um bilhão de toneladas de gás superaquecido no espaço a mais de um milhão de quilômetros por hora.
Durante uma CME, enormes bolhas de gás superaquecido (plasma) são ejetados do sol. Isso pode acontecer várias vezes por dia, quando o sol está mais ativo. Durante os períodos mais calmos, CMEs ocorrem apenas uma vez a cada cinco dias aproximadamente. As ejeções de massa coronal são causadas geralmente por uma erupção solar com origem em uma região de mancha solar ou em uma erupção de filamento.

A imagem acima mostra uma ejeção de massa capturada pelo LASCO (SOHO) em 21 de setembro/2011. Os astrônomos e astrofísicos concordam, porém, que o campo magnético do Sol desempenha um papel importante nesse evento.

O que causa uma ejeção de massa coronal ?
Algumas pesquisas recentes mostrou que o fenômeno da reconexão magnética é responsável pela CME e erupções solares. Reconexão magnética é o nome dado ao rearranjo de linhas do campo magnético. Este rearranjo é acompanhada de uma súbita liberação de energia armazenada nos campos originais em direções opostas. CMEs geralmente atingem a Terra de um a quatro dias após uma erupção solar. Durante a sua propagação, a CMEs interage com o vento solar e o campo magnético interplanetário, no caso da terra, a magnetosfera da Terra.
O plasma é uma nuvem de prótons e elétrons transportados pelo vento solar. Viajando a um milhão de quilômetros por hora, esse material ejetado pode atravessar 150.000.000Km (distância média da Terra ao Sol) em poucos dias.
As CMEs são lançadas para fora do sol em todas as direções, a maioria não atinge a Terra, mas essas erupções podem ser geoefetivas, isto é, são dirigidas para o nosso planeta.
Quando a nuvem de plasma atinge o nosso planeta acontece uma tempestade geomagnética. A onda de choque de partículas carregadas comprime o campo magnético da Terra.

Essa pertubação no campo magnético da Terra tem efeitos observáveis como as luzes da aurora, geralmente vistas apenas perto dos pólos. A perturbação do campo magnético da Terra também deixa o nosso planeta vulnerável aos raios cósmicos mortais. Em certas ocasiões os astronautas no espaço podem receber doses letais de radiação durante uma tempestade solar.
A intensa atividade magnética e elétrica produz correntes induzidas com potencial para danificar gravemente as redes de energia, satélites, redes de comunicação ou qualquer instrumento que faz uso da eletricidade.

As Erupções Solares

Erupções solares são explosões gigantes no sol que enviam energia, luz e partículas em alta velocidade para o espaço. Estas erupções são frequentemente associados com tempestades solares magnéticas conhecidas como ejeção de massa coronal (CME). O número de erupções solares aumenta a cada 11 anos aproximadamente (ciclo de 11 anos), e estamos perto de outro máxima de atividade solar, provavelmente em 2013. Isso significa que mais erupções virão, algumas pequenos e outros grande o suficiente para enviar a sua radiação em direção à Terra e a todo sistema solar.
As maiores erupções são conhecidos como “flares classe X”, baseada num sistema de classificação que divide flares solares de acordo com a sua força. Classes B, C, M e X, parecidos com a escala Richter de terremotos, cada letra representa um aumento de 10 vezes na produção de energia. Assim, um classe X é dez vezes mais forte que um classe M e 100 vezes um classe C. Dentro de cada classe existe uma escala mais fina de 1 a 9. O gráfico abaixo é usado para mostrar os tipos de erupções.

Um Flare (erupção solar) é definido como uma variação súbita, rápida e intensa na superfície do Sol. Uma tempestade solar ocorre quando a energia magnética que se acumulou na atmosfera solar é liberada repentinamente. A radiação é emitida em praticamente todo o espectro eletromagnético, de ondas de rádio à emissão de raios-x e raios gama.
A quantidade de energia libertada é o equivalente de milhões de megaton de bombas de hidrogênio que explodem ao mesmo tempo. A primeira crise solares registrada na literatura astronômica foi em 01 de setembro de 1859. Dois cientistas, Richard C. Carrington e Richard Hodgson, observavam as manchas solares, no memento quando eles viram uma grande explosão na luz branca.

Como a energia magnética está sendo lançado, as partículas, inclusive elétrons e prótons , e núcleos pesados, são aquecidas e acelerados na atmosfera solar. A energia libertada durante um alargamento é tipicamente da ordem de 10 27 ergs por segundo. Ao grandes flares podem emitir até 10 32 ergs de energia. Esta energia é de dez milhões de vezes maior do que a energia libertada a partir de uma explosão vulcânica. Por outro lado, é inferior a um décimo do total de energia emitida pelo sol em cada segundo. A imagens abaixo do coronógrafo LASCO C2 e C3 do SOHO mostram uma erupção solar seguida de uma ejeção de massa coronal indicadas pelas setas.

Há tipicamente três fases para uma explosão solar. Primeiro é a fase precursora, onde a liberação de energia magnética é disparada. Uma suave emissão de raios X é detectada nesta fase. Na segunda fase ou impulsivo, prótons e elétrons são acelerados a energias superiores a 1 MeV . Durante o estágio impulsivo, ondas de rádio, raios X, e gama são emitidos. A acumulação gradual e decaimento de raios-X pode ser detectada na fase de decaimento. A duração destes estágios podem ser tão curto quanto alguns segundos ou tempos que duram uma hora.

As labaredas solares estendem-se para a camada do Sol chamado corona. A coroa é a atmosfera exterior do Sol, composta de gás altamente rarefeito. Este gás normalmente tem uma temperatura de alguns milhões de graus Kelvin. Dentro de uma chama, a temperatura normalmente atinge 10 ou 20 milhões de graus Kelvin. A coroa é visível em raios-X.
A frequência de chamas (erupções) coincide com o ciclo do Sol de anos 11. Quando o ciclo solar esta no mínimo, as regiões ativas são pequenas, rara e poucas chamas solares são detectados. Estes aumentam em número quando o Sol se aproxima do máxima do seu ciclo.
Uma pessoa não pode ver uma erupção solar, simplesmente olhando para o sol. (NUNCA OLHE DIRETAMENTE PARA O SOL). Flares são, de fato difícil de ver contra a emissão brilhante da fotosfera. Em vez disso, especializados instrumentos científicos são utilizados para detectar as assinaturas de radiação emitida durante uma crise. As emissões de rádio e as emissões ópticas podem ser observada com telescópios na Terra. Emissões energéticas, tais como raios-x e raios gama exigem telescópios localizados no espaço, uma vez que estas emissões não penetram na atmosfera da Terra.

A Magnetosfera da Terra

O campo magnético da terra ou magnetosfera é bem parecido com o campo magnético de um ímã, pois suas linhas de campo saem do norte magnético e chegam ao polo sul magnético do planeta. Basicamente, é bipolar (ou seja, ele tem dois pólos, que são o norte e sul, polos magnéticos).

Na década de 1830 o matemático e astrônomo alemão Carl Friedrich Gauss estudou o campo magnético da Terra e concluiu que o principal componente bipolar teve sua origem no interior da Terra, em vez de fora. Ele demonstrou que o componente bipolar era uma função decrescente inversamente proporcional ao quadrado do raio da Terra, uma conclusão que levou os cientistas a especular sobre a origem do campo magnético terrestre, em termos de ferromagnetismo (como em uma enorme barra magnética) Nota: ferromagnetismo e rotação são geralmente desacreditados devido ao ponto de Curie (a altas temperatura o ferromagnetismo é destruído) Os modelos geomagnéticos formam a base da bússolas tradicionais, baseados em sistemas de navegação. Estes modelos fornecem uma imagem do campo magnético da Terra e como ela varia de um ponto na superfície da Terra para outro. O modelo do campo geomagnético Internacional de Referência (IGRF), compilado a partir de medidas magnéticas recolhidos por observatórios em muitos países, bem como as leituras feitas a partir de navios, aviões e satélites.

O modelo, derivado por meio da análise matemática de uma vasta quantidade de dados, representa o campo magnético gerado no núcleo da Terra, com variações de pequena escala na superfície e os efeitos solares. O modelo geomagnético desempenha um papel vital em vários tipos de levantamentos magnéticos, como os utilizados em exploração mineral e no mapeamento de falhas tectônicas que causam terremoto. O campo magnético da Terra é gerado dentro do seu núcleo de ferro fundido através de uma combinação do movimento térmico, rotação diária da Terra, e as forças elétricas no interior do núcleo. Estes elementos formam um dínamo que sustenta um campo magnético que é semelhante ao de uma barra magnética ligeiramente inclinado para uma linha que une o Norte ao Sul. O campo magnético da terra é observado e estudado de várias maneiras. Os observatórios magnéticos e suas localizações são mostrados na figura abaixo.

Como podemos ver no mapa, a distribuição espacial dos observatórios é bastante irregular, com uma concentração na Europa e uma carência em outras partes do mundo, em particular nas áreas oceânicas. Os satélites que fornecem dados vetoriais valiosos para modelagem geomagnética de campo são o Magsat (1979 a 1980), o Orsted e CHAMP que foram lançados em 1999 e 2000, respectivamente. Essa breve introdução ao estudo do geomagnetismo é necessária para entender como esse fenômeno pode proteger a terra das tempestades solares e etc.. A variação diária regular o campo magnético da Terra também apresenta distúrbios irregulares, e quando estes são grandes eles são chamados de tempestades magnéticas.

Esses distúrbios são causados pela interação do vento solar, com o campo magnético da Terra. O vento solar é uma corrente de partículas carregadas continuamente emitidos pelo Sol e sua pressão sobre o campo magnético da Terra cria uma região delimitada em torno da Terra, chamada de magnetosfera. Quando há um distúrbio no vento solar os sistemas atuais existentes dentro da magnetosfera são potencializados e causam perturbações magnéticas e tempestades. A Figura abaixo mostra uma imagem esquemática do vento solar e a magnetosfera da Terra.

Nota: Os cientistas sabem agora que o campo magnético da Terra está diminuindo a uma taxa de cerca de 0,5% por década. Se esta tendência continuar, o campo magnético pode reverter, isto é, o Pólo Norte torna-se o Pólo Sul e vice-versa. Tais eventos podem ocorrer uma vez a cada 300.000 anos mais ou menos, com a reversão real levando milhares de anos para ser concluído. No entanto, não se sabe se um declínio da força do campo magnético terrestre é inevitável.