Atividade Sísmica no Sol

Há vinte e seis anos, pesquisadores descobriram atividade sísmica no sol. Uma equipe liderada pelo Dr. Alexander Kosovichev, então na Universidade de Stanford, encontrou ondas circulares ondulando do núcleo de algumas erupções solares.

Eles chamaram os tremores de "sunquakes", muito parecidos com terremotos, exceto incrivelmente mais poderosos. Um terremoto típico contém 40.000 vezes a energia liberada no grande terremoto de São Francisco de 1906. Essas ondas sísmicas solares parecem ser ondas de compressão como as ondas "P" geradas por um terremoto. Eles viajam pelo interior do sol e provavelmente se recombinam no lado oposto do sol para criar uma duplicata fraca do padrão de ondulação original. Créditos spaceweather.com

Área das Manchas Solares

Os astrônomos medem o tamanhos (área) das regiões de manchas solares com frações da área visível do sol. Sua unidade favorita é o “milionésimo”. Normalmente, uma grande mancha solar mede de 0300 a 0500 milionésimos. Toda a área da superfície da Terra é de aproximadamente 0170 milionésimos do disco solar. Em 29 de março de 2001, a região ativa AR9393 tornou-se a maior região de manchas solares desde 1991. A mancha gigante registrou 2400 milionésimos, ou 14 vezes maior que a Terra.

Para um tamanho padrão do desenho do disco de 152 milímetros (6 polegadas), uma área do ponto de 1 mm corresponde a uma área de 28,29 milionésimos. 1.000 milionésimos correspondem a 3.043,7 milhões de quilômetros quadrados. Isto significa que um grupo de manchas solares, que tem uma cobertura de 1870 milionésimo de área abrange 0,187% da superfície solar. A maioria dos grupos de manchas solares cobrem uma área quase do tamanho da superfície da Terra (o que equivale a quase (170MH), mas os maiores grupos de manchas solares podem chegar facilmente 1000MH ou muito mais do que isso.

A imagem acima mostra o grande grupo de manchas solares AR1944 com um tamanho de 1.480 milionésimo em janeiro de 2014 pelo Solar Dynamics Observatory da NASA. Uma imagem da Terra foi adicionado em escala.

Rotação do Sol

Observando o deslocamento das manchas solares através da superfície podemos medir o período de rotação do Sol, por ser um astro gasoso, o Sol não gira na mesma velocidade em todas as latitudes e como o Sol não é um corpo sólido, mas sim gasoso, seu período de rotação é diferencial. A velocidade é maior no equador cerca de 25 dias e a 45 graus de latitude a sua velocidade é de 34 dias, por convenção e para facilitar os estudos trabalha-se com a velocidade de rotação de 26,38 dias, que equivale a uma latitude de aproximadamente 15 graus. O eixo de rotação do Sol está inclinado de 7,25 graus com relação ao plano da órbita da Terra.

Dessa forma, culminando em setembro, seu Polo Norte estará mais visível da Terra enquanto que em março o mesmo acontecerá com o Polo Sul. Como resultado do movimento orbital da Terra, precisa-se adicionar dois dias extras para se encontrar uma mancha no mesmo local visto na observação do período anterior.

O número de manchas solares observados desde a Terra, aumenta e diminui em um ciclo médio de 11 anos de duração, apesar de haver ciclos pequenos de até oito dias e outros que extrapolam chegando a durar 16 anos. Há períodos em que o Sol não apresenta nenhuma mancha visível durante vários dias, porém nos picos de máxima atividade o número de manchas pode alcançar até 100 manchas em um único grupo. Entretanto o nível de atividade pode variar consideravelmente de ciclo para ciclo. O número total de manchas observadas levando-se em conta o instrumento de um amador, gira em torno de 15 a 100 manchas de observação.

A atividade solar é imprevisível o que aumenta a fascinação dos observadores. As primeiras manchas de cada um novo ciclo, aparecem em latitudes de 30 a 35 graus, Norte e Sul do Equador solar, a medida que o ciclo avança a tendência é de que as manchas se localizem perto do equador. As manchas de um ciclo alcançam um número máximo e após alcançarem este pico começam a diminuir e se localizam em uma latitude de cerca de 10 a 5 graus ao Norte e ao Sul do Equador, neste momento as novas manchas do novo ciclo estão se formando em latitudes superiores. É muito raro encontrarem-se manchas em latitudes superiores a 40 graus e sobre a linha do equador solar.

Ciclos Solares e o Clima

A partir dessa publicação eu pretendo inserir aqui alguns estudos sobre mudanças climáticas. Afinal de contas, estamos caminhando para um aquecimento ou resfriamento global ?
Lembrando que “nosso” planeta já passou por vários ciclos de aquecimento e resfriamento nesses últimos bilhões de anos…OK
Um longo período de clima frio com a sua fase mais fria em torno de 2030 é de se esperar…Sei lá…!?!?
As previsões de fenômenos naturais são um dos objetivos mais importantes das ciências naturais. Como há fortes indícios de uma conexão confiável entre valores mínimos e máximos no ciclo de Gleissberg, e períodos frios e quentes no clima, temos que considerar essa possibilidade.

O que é o ciclo de Gleissberg ?
O ciclo Gleissberg é um período de 72 a 83 anos, que aparentemente causou a pequena idade do gelo [Ver aqui]. A variação da intensidade destes ciclos é mais ou menos da mesma ordem com a diferença de que ocorrem em um longo período de tempo, suficiente para causar algumas alterações climatéricas consideráveis.
Na verdade, é bastante natural se perguntar se o sol pode desempenhar um papel fundamental nas mudanças climáticas – o clima na Terra deve sua existência ao sol…!
Os debates sobre o aquecimento global produzido pelo homem continua e atingiu uma fase crucial. O Painel Intergovernamental sobre Mudanças Climáticas (IPCC), estabelecido pelas Nações Unidas e pela Organização Meteorológica Mundial (OMM), já não publica dados bem definido e “projeções” de elevação da temperatura global para o ano de 2100 provocado pelo aumento no acúmulo de gases de efeito estufa na atmosfera.

Publicações recentes apontam para variação da atividade solar como um forte fator na mudança climática. Os investigadores estão a contragosto tomando sol como um sério fator na mudança climática. Eles incluíram variabilidade solar em suas simulações de aquecimento no século passado. E o sol parece ter desempenhado um papel fundamental no desencadeamento de secas e resfriamentos.
Aqueles que defendiam um aquecimento global baseados simplesmente em fatores antropogênicos (fatores antropogênicos são aqueles causados pela ação do homem), estão começando a reconhecer o papel fundamental do sol nas mudanças climáticas.

O ciclo de 11 anos não é o único ciclo de atividade solar. Existe um ciclo de manchas solares de 80 a 90 anos que modula a intensidade do ciclo de 11 anos, os ciclos válidos foram derivados a partir de oscilações irregulares do Sol sobre o centro de massa do sistema solar. Tem sido demonstrado que esses ciclos solares de movimento (SMC) estão tão estreitamente ligados com fenômenos climáticos que as previsões confiáveis de secas, inundações e fortes anomalias negativas e positivas na temperatura global, e mesmo o El Niño e La Niña pode basear-se nesta relação.
Em um análise mais detalhada mostra que quase todos os mínimos Gleissberg, desde 300 dC, e em torno de 1670 (mínimo de Maunder), 1810 (mínimo de Dalton), e 1895, coincidiu com clima frio no Hemisfério Norte.

Com é possível provar estas afirmações ?
A variabilidade solar é gravada em núcleos perfurados a partir do gelo (figura ao lado). O fluxo de raios cósmicos é modulado pelo vento solar, intensidade da qual está ligada a erupções solares. Durante os períodos de atividade solar elevada, o fluxo de raios cósmicos para a atmosfera é reduzida de modo a que a taxa de produção de radionuclídeos tais como C14 e C12 é diminuída, e vice-versa. A maioria dos radionuclídeos são removidos da atmosfera por precipitação úmida e quase permanentemente armazenada em lençóis de gelo, principalmente nas regiões polares. Análise dos núcleos de gelo (figura acima) revela longos períodos de alta ou baixa atividade solar, que coincidem com as fases de rápidas mudanças climáticas.

Nota: A atividade radioativa natural do carbono 14 (C14) é de 13.5 desintegrações por minuto por grama de carbono. Após 57.300 anos é de 10 meias vidas. A produção de radiocarbono por raios cósmicos tem permanecido essencialmente a mesma para estabelecer um equilíbrio de C14 e C 12C na atmosfera, e é rápida a mistura do C14 nos sistema aquático e terrestre, ou seja, a produção de carbono 14 (radiocarbono 14 C) também está relacionado com a atividade solar. O carbono é produzido na atmosfera superior, quando o bombardeio de raios cósmicos no nitrogênio atmosférico (14 N) induz o nitrogênio a se submeter a uma decadência, transformando assim em um isótopo raro de carbono com um peso atômico de 14 em vez dos 12, o mais comuns.

Quando os raios cósmicos são parcialmente excluídos do Sistema Solar pela varredura de campos magnéticos no vento solar. O aumento da atividade solar origina uma redução de raios cósmicos que atingem a atmosfera da Terra e, portanto, reduz a produção de C 14. Assim, a intensidade dos raios cósmicos no carbono-14 variam inversamente com o nível geral de atividade solar.

As Estações do Ano

A órbita da Terra em torno do Sol não é exatamente um círculo. A órbita da Terra em torno do sol é ligeiramente elíptica. Portanto, a distância entre a Terra e o Sol varia ao longo do ano. Em seu ponto mais próximo da elipse, que é a órbita da Terra em torno do Sol, a Terra fica a 147.166.462 km do sol. Este ponto é conhecido como periélio e ocorre em janeiro.
No seu ponto mais distante a Terra fica a 152.171.522 km do sol. Este ponto é chamado afélio que ocorre em julho (figura abaixo).

A ligeira elipse (órbita da terra) tem um impacto quase desprezível sobre a quantidade de energia solar que está sendo recebido pela Terra. Essa diferença é de apenas 3,3%. A Terra leva 365 dias, 5 horas, 48 minutos e 46 segundos (365,242199 dias) para fazer uma volta completa em torno do sol.

Muitas pessoas acreditam que as estações da Terra tem relação com a distância da Terra ao Sol. Mas não é bem assim. Em vez disso, a Terra tem estações porque o eixo de rotação do nosso planeta é inclinado em um ângulo de 23,5 graus em relação ao nosso plano orbital (plano da órbita da Terra em torno do sol). A inclinação do eixo da Terra é chamado obliquidade.
Ao longo de um ano, o ângulo de inclinação não varia. Em outras palavras, o eixo norte terrestre esta sempre no mesmo sentido que aponta para o espaço. Neste momento a direção é mais ou menos na direção da estrela que chamamos de Polaris, a Estrela do Norte. Mas a orientação da inclinação da Terra em relação ao Sol é que muda à medida que orbita o Sol. Em outras palavras, o hemisfério norte está orientado para o sol durante metade do ano e longe do sol para a outra metade. O mesmo acontece com o hemisfério sul (Solstício de inverno e verão - Equinócio de outono e primavera).

Quando o hemisfério norte esta orientado para o sol, essa região da Terra aquece devido a um ângulo mais direto, portando, verão. As estações no hemisfério sul ocorre em momentos opostos ao hemisfério norte. Norte verão e Sul inverno.
Resumindo: A Terra gira sobre o seu eixo, que está inclinado em 23,5 graus. Esta inclinação resulta nos diferentes graus de radiação solar na Terra, isto é, o sol emite raios que atingem a superfície da terra em diferentes ângulos. Estes raios transmitem altos nível de energia quando atingem a Terra em um ângulo reto (90°). As temperaturas nessas áreas tendem a ser muito quentes (próximas ao equador). Em outros locais, onde os ângulos são menores, tendem a ser mais frio(próximas aos polos).
Como a Terra gira sobre seu eixo inclinado em torno do Sol, diferentes partes da Terra receber níveis diferentes de energia radiante. Isso cria as estações do ano.
Nota: A Terra gira sobre seu próprio eixo em um sentido anti-horário em um ângulo de 23,4 graus.

É importante falar alguma coisa sobe o chamado Ciclos de Milankovitch.
Mudanças cíclicas na órbita da Terra em relação ao Sol, os chamados ciclos de Milankovitch, têm sido relacionados com os últimos períodos glaciais e interglaciais. Estes ciclos incluem mudanças na excentricidade da Terra, inclinação axial e precessão (figura abaixo).

Excentricidade é a forma da órbita da Terra em torno do sol, que pode mudar de menos a mais elíptica ao longo de um período de cerca de 100.000 anos. Mudanças na inclinação axial representam alterações no eixo da Terra em relação ao seu plano da órbita em torno do sol. Oscilações que variam gama na inclinação axial de 22,5 a 24,5 graus e ocorrem a cada 41 mil anos. Precessão representa oscilação lenta da Terra à medida que gira sobre seu eixo. Precessão tem uma periodicidade de 23.000 anos.

Classificação das Estrelas

Basicamente as estrelas são classificadas por seus espectros, sua temperatura e luminosidade. Existem sete tipos principais de estrelas, O, B, A, F, G, K e M. Uma sequência de mais quente (O) para mais frias (M).

Somente esta classificação não fornece detalhes suficientes, os astrônomos então colocaram um número após a letra onde a G, por exemplo, é uma estrela como o nosso Sol. A cada número é um adicional de 10% para a próxima letra espectral. Por exemplo, o nosso Sol é classificado como uma estrela G2. Isto significa que esta a 20% em direção de uma estrela laranja da sequência principal.

Os astrônomos usam números romano no final da carta espectral para definir o tamanho e a luminosidade de uma estrela. Eles variam de supergigantes I a V, anãs ou estrelas da sequência principal. O nosso Sol é uma estrela da sequência principal, ele recebe a designação V.
Assim, a classificação completa do Sol é G2V.
Estrelas da sequência principal são estrelas que estão fundindo átomos de hidrogênio para formar átomos de hélio em seus núcleos. A maioria das estrelas do universo aproximadamente 90% são estrelas da sequência principal. O sol é uma estrela da sequência principal. Essas estrelas podem variar de cerca de um décimo da massa do Sol até 200 vezes maior.

As estrelas começam suas vidas como uma nuvem de poeira e gás. A gravidade atrai essas nuvens e uma pequena protoestrela é formada, que é alimentado pelo material solapado.
Quanto tempo uma estrela da sequência principal vive depende de quão grande ela é. Uma estrela de massa maior pode ter mais material, mas ele queima mais rápido justamente por ter massa maior devido as temperaturas mais elevadas do núcleo que são causadas por maiores forças gravitacionais.

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.

O Vento Solar

O Vento Solar foi inicialmente estudado para explicar as auroras (perturbação geomagnética), e a inclinação das caudas dos cometas, e foi observado pela primeira vez pela espaçonave Russa Luna 2 em 1959 e Explorer 10 em 1961. O vento solar é um gás coronal ejetado do Sol.
O plasma da coroa solar é tão quente que a gravidade do Sol não pode segurá-lo por muito tempo. Em vez disso, as franjas superiores fluem em todas as direções, em um fluxo constante de partículas conhecidas como Vento Solar. Movendo-se a cerca de 400 km/s em média, o vento solar pode atingir a Terra de 3 a 4 dias. O vento solar consiste em partículas ionizadas e campos magnéticos produzindo tempestades magnéticas na magnetosfera da Terra.

O Vento solar exerce uma pressão sobre o campo magnético terrestre comprimindo-o e criando uma longa cauda do lado oposto. Esta “capa” magnética e complexa é conhecido como Magnetosfera. Quando as partículas provenientes do Sol (elétrons e prótons) impactam a Magnetosfera, geram correntes elétricas e plasmas na camada mais exterior da atmosfera terrestre, a Ionosfera, provocando as Auroras Boreais e Austrais por excitação dos átomos de gás. O sol ejeta 1 milhão de toneladas de matéria para o espaço (Plasma) a cada segundo. Chamamos este material de vento solar.

O vento solar é um fluxo de partículas carregadas e energizadas, principalmente elétrons e prótons, que flui para fora do Sol, através do sistema solar. A temperatura e velocidade podem variar ao longo do tempo, podendo atingir 300 a 800 km/s, a uma temperatura de 1 milhão de graus (Celsius). O vento solar se estende para o espaço cerca de 100 UA (uma unidades astronômicas = distâncias Terra-Sol = 150.000.000Km), o que equivale a distância do Sol até a órbita de Netuno ou até Plutão, ponto em que colide com o meio interestelar. A região onde o vento solar é dominante é conhecido como heliosfera. O vento solar é feito de hidrogênio (95%), Hélio (4%), carbono, nitrogênio, oxigênio, néon, magnésio, silício e ferro ( 1%).

Estes átomos estão todos na forma de íons positivos, o que significa que perderam elétrons porque as temperaturas são muito elevadas. Alguns eventos explosivos como erupções solares e ejeção de massa coronal (CME) no Sol podem produzir velocidades superiores a 1000 km/s. Efeitos das tempestades solares: A aurora boreal (as luzes do norte) e aurora austral (as luzes do sul). Interferência em rádios e televisões. Perigo para astronautas e naves espaciais. Oscilações de correntes nas usinas de força, prejudicando o fornecimento de energia elétrica. Sistemas de navegação. Satélites dependendo da sua altitude, os componentes eletrônicos, as baterias solares podem ser danificadas. O clima espacial afeta os satélites em missões de diversas formas, dependendo da órbita e da função do satélite. Muitos sistemas de comunicação utilizam a ionosfera para refletir sinais de rádio a longas distâncias.
Tempestades ionosféricas podem afetar a comunicação por rádio em todas as latitudes.

O vento solar pode ser dividido em vento solar rápido e vento solar lento. O vento rápido são típicos dos buracos coronais, regiões mais frias e menos densas da coroa solar, podendo atingir picos de velocidade da ordem de 900 km/s. Estão associados a linhas de campo magnético “abertas”, muito parecido com pólos magnético, facilitando assim o escape das partículas carregadas.
O vento lento se origina em regiões de baixas latitudes, portanto mais próximas ao equador do Sol, atingindo velocidades aproximadas de de 300 km/s. Em geral o vento solar lento é mais denso e apresenta um comportamento mais irregular. Sendo o vento solar um plasma altamente condutor, ele transporta consigo as linhas de campo magnético do Sol. Esse fenômeno é conhecido como “congelamento” das linhas de campo magnético.

O que é Plasma ?
Lembrando: os estados da matéria – sólido, líquido e gasoso, mas em 1879 o físico Inglês William Crookes identificou um quarto estado da matéria, uma forma de gás ionizado. O Universo é composto de aproximadamente 99% de plasma. No meio interestelar o plasma é de baixa temperatura e baixa densidade, enquanto no interior das estrelas ele é extremamente quente e denso. A auroras boreais são um exemplo clássico de plasma de baixa temperatura e baixa densidade. O Plasma pode ser acelerado e dirigido por campos elétricos e magnéticos. O Sol, como todas as estrelas que emitem luz se encontram no quarto estado da matéria. Na ionosfera terrestre, temos o surgimento das auroras, que é um plasma natural, assim como o fogo. São sistemas compostos por um grande número de partículas carregadas, distribuídas dentro de um certo volume onde haja a mesma quantidade de cargas positivas e negativas. Um modo de criar um plasma é aquecendo um gás. Tal aquecimento pode-se realizar por meio de um campo elétrico externo aplicado ao gás. A parte externa da atmosfera da Terra (magnetosfera) é constituída pelo plasma, o meio intestelar, ou seja o espaço entre estrelas e planetas, também é constituído por gás ionizado, mesmo que de uma densidade muito baixa. Um exemplo de plasma cósmico é o vento solar.

Efeitos das tempestades solares
A aurora boreal(as luzes do norte) e aurora austral (as luzes do sul).
Interferência em rádios e televisões.
Perigo para astronautas e naves espaciais.
Oscilações de correntes nas usinas de força, prejudicando o fornecimento de energia elétrica.
Sistemas de navegação
Satélites dependendo da sua altitude, os componentes eletrônicos, as baterias solares podem ser danificados. O clima espacial afeta os satélites em missões de diversas formas, dependendo da órbita e da função do satélite.
Muitos sistemas de comunicação utilizam a ionosfera para refletir sinais de rádio a longas distâncias.
Tempestades ionosféricas podem afetar a comunicação por rádio em todas as latitudes.

SOHO Sonda Solar

Muitas de minhas observações e monitoramento do Sol são feitas a partir do Observatório Heliosférico (SOHO), portando vamos entender o que é essa missão. O projeto Solar Heliospheric Observatory (SOHO) é um esforço cooperativo entre a Agência Espacial Europeia (ESA) e a NASA. O SOHO foi projetado para estudar a estrutura interna do Sol, sua atmosfera exterior e a origem do vento solar, isto é, o fluxo de gás altamente ionizado que sopra continuamente para fora do Sol através do Sistema Solar.

O SOHO foi lançado em 02 de dezembro de 1995. A nave espacial SOHO foi construída na Europa por uma equipe liderada pela Matra, e os instrumentos foram fornecidos por cientistas europeus e americanos. A NASA foi responsável pelo lançamento e agora é responsável pelas operações da missão. Grandes antenas de rádio ao redor do mundo formam a Rede de Espaço Profundo da NASA (figura abaixo) e são usados para controlar a nave espacial para além da órbita da Terra. O controle da missão é baseado em Goddard Space Flight Center em Maryland.

A nave espacial Soho é um observatório em posição privilegiada. Ficará atenta especialmente às ondas gigantes (ejeção de massa coronal) que agitam a superfície solar. É um meio indireto mas engenhoso de saber o que está se passando nas regiões interiores do Sol.
O Soho também faz medições constantes do chamado vento solar, uma corrente de plasma que está constantemente se desgarrando do Sol e indo para todo sistema solar.
Um coronógrafo é um dispositivo óptico que bloqueia a luz a partir do disco solar, tornando possível observar a coroa. Uma lente concentra-se em uma imagem do Sol para um mascaramento ou disco de ocultação que impede que a luz proveniente do Sol atrapalhe a observação com o telescópio.
A coronógrafo requer óptica de alta qualidade reunidos em uma atmosfera livre de poeira. Perto do nível do mar, um coronógrafo seria praticamente inútil, porque a luz difusa da atmosfera da Terra iria sobrecarregar a luz da corona. Os cientistas colocam esses instrumentos no alto das montanhas ou no espaço.
O coronógrafo foi inventado pelo astrônomo francês Bernard Lyot em 1939, para permitir que os astrônomos façam observações do gás quente (a coroa) ao redor do Sol sem ter que esperar por um eclipse solar total. Na verdade um coronógrafo simula um eclipse solar.

O equipamento esta a bordo do satélite SOHO, nele é possível a visualização de Flares Solares (erupções solares) e perdas de massa da coroa no espaço.
Aqui no site vamos monitorar as atividades solares, portanto temos que compreender o funcionamento desse instrumento. As imagens que serão mostradas aqui são do Observatório Heliosférico SOHO…Imagens LASCO 2 e LASCO 3
O LASCO (Coronógrafo Espectrométrico de Grande Ângulo) é capaz de obter imagens da coroa solar, bloqueando a luz que vem diretamente do Sol com um disco ocultante (o círculo escuro no centro da imagem), criando um eclipse artificial com o próprio instrumento. A posição do disco solar é indicada nas imagens pelo círculo branco. A coroa é a borda externa do Sol e pode ser vista somente durante um eclipse, o que é uma das razões pelas quais muitos cientistas são “caçadores de eclipses solares”. Ocasionalmente, uma ejeção de massa coronal pode ser vista à medida em que ela se afasta do Sol e cruza o campo de visão de ambas imagens. Se as imagens se tornarem com um aspecto granular com pontos brancos ou se um halo surgir ao redor da imagem, isto pode indicar que uma tempestade está se direcionando para a Terra.

A imagem LASCO C2 (em vermelho) mostra a cora solar interna até uma distância de 8.4 milhões de quilômetros do Sol. As imagens LASCO C3 (em azul) têm um campo de visão maior. Elas abrangem um escala correspondendo a 32 diâmetros do Sol. Colocando este comprimento em perspectiva, o diâmetro das imagens corresponde a 45 milhões de quilômetros de distância do Sol, ou metade do diâmetro da órbita de Mercúrio.

De Onde Vem os Cometas ?

Afinal…O que são cometas e de onde eles aparecem ? Vamos entender um pouco sobre esses viajantes cósmicos…
Cometas foram sempre consideradas como “bolas de neve sujas”, ou simplesmente grandes blocos de gelo misturado com uma pequena quantidade de gelo e poeira. Recentemente, esta visão tem sido contestada por observações feitas por experimentos da NASA, como a sonda Stardust.

Um cometa é um corpo celeste pequeno e gelado que orbita ao redor do sol. Ele é constituído por um núcleo sólido (gelo, de gás e pó), um coma gasoso (vapor de água, CO2, e outros gases) e uma cauda longa (feito de pó e gases ionizados). A cauda se desenvolve quando o cometa está perto do sol. Sua cauda de íons sempre aponta para longe do sol, por causa da força do vento solar. A cauda pode atingir mais 250.000 mil quilômetro de comprimento. Os cometas são visíveis apenas quando estão perto do sol em suas órbitas altamente excêntricas.
O núcleo é o centro congelado de um cometa. Ele é composta de gelo, gás e poeira. O núcleo contém a maioria da massa do cometa com um tamanho variando entre 1 a 10 km de diâmetro ou um pouco mais.

Foto do Cometa Hale-Bopp, tirada pelo astrônomo americano Johnny Horne. Notem a cor azulada da cauda de gás do cometa e a cor amarelo-esbranquiçada da cauda de poeira. http://www.cdcc.usp.br

O coma é uma bolha aproximadamente esférica de gás que rodeia o núcleo de um cometa, que pode atingir cerca de um milhão de km de diâmetro ou mais. O coma é composto de vapor d’água, dióxido de carbono, amônia, poeira e gases neutros. O coma e o núcleo constituem a cabeça de um cometa. Existem dois tipos de caudas de cometas:
A cauda de poeira contém pequenas partículas sólidas que são aproximadamente do mesmo tamanho e muito fina. Esta cauda é formada porque a luz solar empurra essas pequenas partículas, para longe do núcleo do cometa. A “pressão” da luz solar é relativamente fraca e as partículas de poeira acabam por formar uma difusa cauda curvada.

Forma-se então uma cauda de íons de gás quando a luz solar ultravioleta quebra um ou mais elétrons de átomos de gás no coma, tornando-os íons (um processo chamado ionização). O vento solar, em seguida, carrega esses íons em linha reta para fora e longe do sol. A cauda resultante é reta e estreita. Ambos os tipos de caudas pode estender-se por milhões de quilômetros no espaço. E quando o cometa se dirige para longe do Sol, sua cauda se dissipa, o seu coma desaparece no espaço.

De onde vêm os cometas ?

Cometas são encontrados em duas regiões principais do sistema solar: o Cinturão de Kuiper e a nuvem de Oort. Existem dois tipos de cometas: Cometas de período curto e cometas de longo período.
Cometas de curto período são cometas que, frequentemente, retornam ao interior do sistema solar provavelmente vem do Cinturão de Kuiper além da órbita de Netuno. Os astrônomos estimam que este cinturão contém pelo menos 200 milhões de objetos, que se mantiveram inalterados desde o nascimento do sistema solar a 4,6 bilhões de anos.
Cometas de longo período são o que podem levar milhares de anos para completar suas órbitas, são objetos que tem origem na Nuvem de Oort, um vasto conjunto de corpos congelados numa parte exterior do sistema solar. Estima-se que a Nuvem de Oort esta a uma distâncias de 50.000 vezes a distância da Terra ao sol.

O cometas da Nuvem de Oort, como os do Cinturão de Kuiper, provavelmente se originou na região do sistema solar entre Júpiter e Netuno, mas foram expulsos para a Nuvem de Oort devido a forte gravidade dos planetas gigantes.
Os cometas são expulsos da Nuvem de Oort e do Cinturão de Kuiper pela força da gravidade de um outro objeto, um planeta, uma estrela, ou um outro pequeno corpo. Eles, então, começam a sua jornada em direção ao interior do sistema solar e consequentemente em direção ao sol.
Planetas têm órbitas quase circulares, diferente dos cometas que têm órbitas alongadas em torno do sol. Um cometa está no “afélio”, quando sua órbita está mais distante do sol. O “periélio” acontece quando o cometa está mais próximo do sol. Devido ao momento angular, um cometa viaja mais rápido no periélio e vai diminuindo a velocidade à medida que se afasta do sol, isto é, se aproxima do afélio.

Os cometas podem ser classificados pelo seu período orbital, ou seja, o tempo que leva para fazer uma viagem completa ao redor do sol. Cometas com períodos orbitais curtos e intermediários de menos de 200 anos, como o Cometa Halley, cujo período orbital é de 76 anos passam a maior parte de seu tempo entre Plutão e sol. Esses cometas originalmente são formados no Cinturão de Kuiper, mas um “empurrão” gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter, pode empurra-los para mais perto do sol.
Um cometa de longo período tem um período orbital de mais de 200 anos. O cometa Hale-Bopp, por exemplo, completa uma órbita a cada 4.000 anos. Os cientistas acreditam que este tipo de cometa passa a maior parte do seu tempo na Nuvem de Oort na borda mais distante do nosso sistema solar.