Estudo e observação dos aspectos das ciências naturais como a astronomia, biologia, química, física as geociências na teoria e na prática. Incluindo temas relacionados ao clima espacial
Medidas angulares são usadas por observadores da terra para descrever as posições de objetos no céu. Esses objetos são o Sol, a Lua, os planetas, as estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, quasares, etc medidas angulares são vitais, também para determinar as distâncias (e tamanhos) de objetos no Universo.
Distância angular
Como o dia é dividido em 24 horas, cada hora é dividida em 60 minutos e cada minuto em 60 segundos.
A circunferência como sabemos tem 360º ou 360 graus, cada grau tem 60′, isto é, 60 minutos de arco, cada minuto tem 60” ou sessenta segundos de arco.
Para medir os ângulos entre as estrelas e outros pontos no céu, os astrônomos usam transferidores e outros instrumentos similares, muitas vezes acoplados a um telescópio. Para se ter uma medida aproximada, no entanto, você pode usar um instrumento que esta sempre a sua disposição, isto é, as suas mãos…
Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (1)
Com seu braço estendido, seu dedo mínimo cobre cerca de um grau do céu , três dedos cobrem cinco graus, sua mão fechada cobre 10 graus . Abrindo sua mão e estendendo ao máximo seus dedos , a distância entre a ponta do dedo mínimo e a do polegar equivalerão a 20 graus. Observe afigura acima…
Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (2)
Usando esse processo você vai observar que a Lua mede em torno de 0,5 grau ou 30 minutos. Lembre-se que cada grau equivale a 60 minutos de arco. O diâmetro aparente dos objetos celestes corresponde a uma fração do céu que o objeto parece cobrir. Como exemplo, o diâmetro angular da Lua é 0.5°. Qual o diâmetro aparente do Sol ? ATENÇÃO: NÃO OLHE PARA O SOL SEM A DEVIDA PROTEÇÃO…!
El Niño e La Niña são fases opostas de um ciclo de flutuações de temperatura entre o oceano Pacífico e a atmosfera no centro-leste da região Equatorial.
La Niña é muitas vezes referida como a fase fria e El Niño como a fase quente deste ciclo. Estes desvios de temperaturas de superfície podem ter grandes impactos não só sobre os processos oceânicos, mas também global.
O El Niño e o La Niña são episódios que duram geralmente de 9 a 12 meses, mas alguns eventos podem durar anos. Eles muitas vezes começam a se formar entre junho e agosto, alcançando a força de pico entre dezembro e abril, e depois decair entre maio e julho do ano seguinte. Embora a sua periodicidade pode ser bastante irregular, El Niño e La Niña ocorrem a cada três a cinco anos. Normalmente, o El Niño ocorre mais frequentemente do que La Niña.
El Niño
El Niño significa o menino, ou Menino Jesus em espanhol. O El Niño foi originalmente reconhecido por pescadores da costa da América do Sul em 1600, com o aparecimento de água muito quente no Oceano Pacífico. O nome foi escolhido com base na época de seu aparecimento (Dezembro), durante o qual estes eventos de água quentes tendem a ocorrer.
O termo El Niño se refere à interação do clima em grande escala oceano/atmosfera ligada a um aquecimento periódico das temperaturas da superfície do mar em todo o Pacífico central e leste-central Equatorial.
Efeitos do El Niño
Acúmulo de águas mais quentes do que o normal na costa oeste da América do Sul;
Os ventos sopram com menos força na região central do Oceano Pacífico;
Intensificação da seca no nordeste brasileiro;
Diminuição na quantidade de peixes na região central e sul do Oceano Pacífico e na costa oeste dos Canadá e Estados Unidos;
Aumento das tempestades tropicais na região central do Oceano Pacífico;
Aumento do índice de chuvas na costa oeste da América do Sul;
Secas na região da Indonésia, Índia e costa leste da Austrália;
Muitos climatologistas acreditam que o El Niño possa estar relacionado com o inverno mais quente na região central dos Estados Unidos, secas na África e verões mais quentes na Europa. Estes efeitos ainda estão em processo de estudos.
La Niña
La Niña significa a menina em espanhol. O La Niña também é às vezes chamado de El Viejo, anti-El Niño, ou simplesmente "um evento de frio."
O La Niña é caracterizado por temperaturas do oceano excepcionalmente frias no Pacífico Equatorial, em comparação com El Niño , que se caracteriza por temperaturas invulgarmente quentes do oceano no Pacífico Equatorial.
Efeitos do La Niña no clima:
Entre os meses de Dezembro a Fevereiro:
Aumento das chuvas na região nordeste do Brasil;
Temperaturas abaixo do normal para o verão, na região sudeste do Brasil;
Aumento das chuvas na costa leste da Ásia;
Aumento do frio no Japão;
Aumento do frio na costa oeste dos Estados Unidos
Normalmente episódios La Niñas têm frequência de 2 a 7 anos, todavia tem ocorrido em menor quantidade que o El Niño durante as últimas décadas. Os episódios La Niña têm períodos de aproximadamente 9 a 12 meses, e somente alguns episódios persistem por mais que 2 anos. Os valores das anomalias de temperatura da superfície do mar (TSM) em anos de La Niña têm desvios menores que em anos de El Niño, ou seja, enquanto observam-se anomalias de até 4, 5ºC acima da média em alguns anos de El Niño, em anos de La Niña as maiores anomalias observadas não chegam a 4ºC abaixo da média.
Assista ao vídeo do Instituto de Pesquisas Espaciais (INPE)...Eu recomendo.
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.
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.
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.
