Tempestades Geomagnéticas

Uma tempestade geomagnética é uma perturbação temporária da magnetosfera da Terra (figura abaixo).

Associada com ejeções de massa coronal, buracos coronais, e ventos solares, uma tempestade geomagnética é causada por uma onda de choque do vento solar que normalmente atinge o campo magnético da Terra de 36 a 72 horas após o evento, isto é, tempo estimado para cruzar os 150 milhões de quilômetros que separam o Sol do nosso planeta.
Vento solar: O vento solar é uma corrente de partículas carregadas (plasma) que são ejetados da camada superior da atmosfera de uma estrela, no nosso caso, o Sol.
Explosão solar:  A explosão solar é uma explosão violenta na atmosfera do Sol com uma energia equivalente a milhões de bombas de hidrogênio.

Tempestades geomagnéticas têm duas causas básicas. Vamos lembrar que o Sol está sempre emitindo um vento de partículas carregadas que flui para o espaço longe do Sol. Ocasionalmente, o Sol emite uma onda forte de vento solar (ejeção de massa coronal). Quando esta rajada de vento solar impacta sobre a parte exterior do campo magnético da Terra, a magnetosfera, o campo é perturbado e ela sofre uma oscilação. Isto faz com que aconteça um geração de correntes eléctricas no ambiente do espaço perto da Terra, que, por sua vez, gera campo magnético adicionais e com variações , a chamada tempestade geomagnética.

A segunda causa das tempestades magnéticas é a ligação direta ocasional do campo magnético do Sol com o do da Terra. Esta ligação  magnético direta não é o estado normal das coisas, mas quando ocorre, partículas carregadas, viajando ao longo de linhas de campo magnético, pode facilmente entrar na magnetosfera e gerar correntes fazendo com que ocorra variações no campo magnético. O Sol emite uma ejeção de massa coronal no momento em que as linhas de campo magnético da Terra e o Sol estão diretamente conectados. Então, podemos experimentar uma tempestade geomagnética verdadeiramente grande
.

A infra-estrutura e atividades de nossa sociedade moderna podem ser afetados pelas rápidas variações de campo magnético gerado por correntes elétricas no ambiente do espaço próximo à Terra, particularmente na ionosfera e magnetosfera. Os satélites, que por estarem em órbita não recebem a proteção das camadas mais altas da atmosfera, que bloqueiam as partículas solares, principalmente os raios-x, desse modo estão expostos a essa alta carga de radiação. Problemas com propagação em Ondas Curtas (HF). Radionavegação em ondas médias e longas  se tornam-se impossíveis. Auroras boreais são vistas em latitudes mais baixas (45º). Redes de distribuição podem entrar em colapso, provocando blecautes. Transformadores podem ser danificados ou destruidos como o da figura acima.

Halo Solar e Lunar

O que são aqueles anéis ou halos em torno da Lua e as vezes em torno do Sol…?

Imagem capturada em 2 de junho (La Plata, Argentina) por Sergio Montúfargenda

Em certa época do ano é comum a presença de halos ou anéis em torna da Lua ou do Sol, esse halos acontecem quando nuvens altas (cirrus finos) estão à deriva na alta atmosfera. Minúsculos cristais de gelo na atmosfera criam esses halos por refração e reflexão da luz. Dizem as lendas populares que halos lunares muitas vezes são sinais de tempestades nas proximidades. Quando a luz passa através destes cristais de gelo em forma de hexágono, é desviada por duas vezes, resultando em ângulos de desvio variando de 22 °a 50 °.

O ângulo de desvio mínimo é cerca de 22 °, mais especificamente, 21,84° em média, 21,54° para a luz vermelha e 22,37° para a luz azul. Lembra das experiências de ótica com prisma nas aulas de ciências…?..É quase o mesmo princípio. A imagem acima pode ilustrar melhor esse fenômeno.

Evento de Prótons Solares

Gráfico de Evento de Prótons Solares (tempo real) [Ver Aqui]
O sol produz prótons de alta energia, e o vento solar transporta esses prótons por todo o sistema solar. Prótons energéticos podem chegar à Terra em 30 minutos depois de um grande pico de uma erupção solar. Durante um evento como esse também conhecidos como Tempestade Solar ou Evento de Prótons Solares, a Terra é “regada” com partículas solares altamente energéticas (principalmente prótons).

Quando prótons muito energéticos produzidos pelo o sol (> 10 MeV) chega à Terra e entram na atmosfera sobre as regiões polares, uma ionização é produzida em altitudes inferiores a 100 km. A Ionização nessas altitudes é particularmente eficaz na absorção de sinais de rádio HF e pode tornar as comunicações HF impossíveis em todas as regiões polares Este efeito é chamado de apagões de rádio. Este tipo de evento também é conhecido como um evento de Absorção Cap Polar ou PCA. Veja um exemplo no gráfico abaixo:

Tempestade de radiação solar
Uma tempestade de radiação solar, que também é às vezes chamado de evento de partículas energéticas solares, é um fluxo intenso de radiação do sol. Tempestades de radiação solar são classificados em uma escala de S1 (menor) a S5 (extremo), 10, 100, 1000, 10000, 100000 unidade de fluxo de prótons (pfu) o que determina como partículas solares se movem através de um determinado espaço na atmosfera.

Em casos mais extremos as tempestades de radiações solares podem causar apagões completos em rádios de alta frequência, danos em equipamentos eletrônicos, memória e sistemas de imagem em satélites, e envenenamento por radiação em astronautas fora da magnetosfera da Terra. Estas partículas carregadas viajam muito mais rápido do que uma ejeção de massa coronal (CME) e pode atingir a Terra dentro de meia hora a várias horas depois de uma forte erupção solar. Nem todos os flares (erupção solar) produzem uma tempestade de radiação.

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.

Filamentos e Proeminências

Os filamentos solares ou proeminências são nuvens densas de material suspenso acima da superfície do Sol por laços (loops) de campos magnéticos. Proeminências e filamentos são as mesmas coisas, as proeminências são vistas projetando-se acima do disco solar, ou na borda do sol, os filamentos se espalham pelo disco solar. Proeminências ou filamentos podem permanecer em um estado de calma ou de repouso por dias ou semanas.
No entanto, como os laços magnéticos que os suportam mudam lentamente, filamentos e proeminências podem entrar em erupção e subir acima do Sol ao longo de alguns minutos ou horas.

As proeminências são “ancoradas” na superfície do Sol, na fotosfera, e se estendem além da Coroa solar. Enquanto a corona consiste de gases ionizados extremamente quentes, conhecidos como plasma, que não emitem muita luz visível, as proeminências contêm plasma mais frio.
O plasma é um gás quente composto de hidrogênio e hélio eletricamente carregado. O plasma da proeminência flui ao longo de uma estrutura emaranhada e retorcida de campos magnéticos gerados por um “dínamo” interno do sol. Uma erupção ocorre quando essa estrutura torna-se instável e explode para fora, liberando o plasma.

Uma proeminência pode se estender por milhares de quilômetros, a maior delas foi observada pelo SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), vista em 1997 e tinha aproximadamente 350.000 km, cerca de 28 vezes o diâmetro da Terra como mostra a imagem acima, a Terra Júpiter em escala. A massa contida dentro de uma proeminência equivale a 100 bilhões de toneladas de matéria.Os cientistas ainda estão pesquisando como e por que proeminências são formadas.

Eclipse Solar e Lunar

Talvez um dos eventos astronômicos mais espetaculares que se pode observar sem um telescópio, além das chuva de meteoros, são os eclipses lunares e solares que foram considerados presságios de um grande acontecimento ou desastre completo nos tempos antigos. Sabemos agora que a ocorrência de eclipses é uma consequência das órbitas da Terra e da Lua com relação ao sol.

O que é um Eclipse ?
Um eclipse acontece sempre que um corpo celeste entra na sombra de outro corpo celeste. Assim, quando a Lua entra na sombra da Terra, acontece um eclipse lunar. Quando a Terra é atingida pela sombra da Lua, acontece um eclipse solar (figura abaixo).

Eclipse Solar
A figura acima permite três classes gerais de eclipses (como observado a partir de qualquer ponto particular na Terra) a ser definida:
Eclipses solares ocorrem quando a umbra da sombra da Lua toca uma região na superfície da Terra.
Os eclipses solares parciais ocorrem quando a penumbra da sombra da Lua passa sobre uma região na superfície da Terra.

Eclipses solares Anulares ocorre quando uma região na superfície da Terra está em linha com a umbra, mas as distâncias são tais que a ponta do umbra não atinge a superfície da Terra.
Um eclipse total acontece quando o Sol esta completamente bloqueado pela Lua.
Um eclipse do Sol (ou eclipse solar) só pode ocorrer na Lua Nova quando a Lua passa entre a Terra e o Sol. Se a sombra da Lua cai sobre a superfície da Terra, nesse momento, vemos uma parte do disco solar coberto ou “eclipsado” pela lua. A Lua Nova ocorre a cada 29 dias e meio, você pode pensar que deveríamos ter um eclipse solar uma vez por mês. Infelizmente, isso não acontece porque a órbita da Lua ao redor da Terra é inclinado 5 graus a órbita da Terra em torno do sol. Como resultado, a sombra da Lua geralmente perde a Terra quando ela passa acima ou abaixo de nosso planeta em Lua Nova.

Eclipse Lunar
Um eclipse da Lua (ou eclipse lunar) só pode ocorrer na Lua Cheia, e somente se a Lua passa por uma porção de sombra da Terra. Um eclipse lunar ocorre quando a sombra da Terra cai sobre a lua. Eclipses lunares ocorrer, em média, aproximadamente a cada 6 meses.
Tipos de eclipses lunares
Eclipse Total – Quando a lua inteira entra umbra da Terra (parte mais escura da sua sombra), isso é chamado de eclipse total.
Eclipse parcial – Quando apenas uma parte da Lua entra umbra da Terra, isso é chamado de eclipse parcial.
Durante uma eclipse lunar total, a lua está dentro de umbra da Terra por cerca de uma hora. Isto é chamado totalidade.
Frequência dos eclipses lunares
Desde que o plano da órbita da Lua está inclinado cerca de 5 garus: a partir do plano da órbita da Terra, os eclipses lunares são relativamente pouco frequentes. Há cerca de dois eclipses lunares a cada ano (visível em algum lugar na Terra).
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