A atmosfera do Sol é dominada por um maravilhoso ritmo de fluxo e refluxo de atividade. As manchas solares, as maiores das quais são visíveis mesmo sem um telescópio, são áreas de campos magnéticos extremamente fortes na superfície de uma estrela. Uma mancha madura típica é branca e em forma de margarida. Consiste em um núcleo central escuro chamado de umbra, que é um laço de fluxo magnético que se estende verticalmente de baixo para cima, e um anel de fibras mais leve ao seu redor, chamado de penumbra, no qual o campo magnético se estende horizontalmente para fora.
Manchas solares
No início do século XX. George Ellery Hale, usando seu novo telescópio para observar a atividade solar em tempo real, descobriu que o espectro das manchas solares é semelhante ao das estrelas vermelhas frias do tipo M. Assim, ele mostrou que a sombra parece escura porque sua temperatura é apenas cerca de 3.000 K, muito menor do que a temperatura ambiente de 5.800 K.fotosfera. A pressão magnética e do gás no local deve equilibrar a pressão circundante. Deve ser resfriado para que a pressão interna do gás se torne significativamente menor que a externa. Nas áreas "cool" são processos intensivos. As manchas solares são resfriadas pela supressão da convecção, que transfere calor de baixo para cima, por um campo forte. Por esse motivo, o limite inferior de seu tamanho é de 500 km. Pontos menores são rapidamente aquecidos pela radiação ambiente e destruídos.
Apesar da f alta de convecção, há muito movimento organizado nas manchas, principalmente na sombra parcial onde as linhas horizontais do campo permitem. Um exemplo de tal movimento é o efeito Evershed. Trata-se de um fluxo com velocidade de 1 km/s na metade externa da penumbra, que se estende além de seus limites na forma de objetos em movimento. Estes últimos são elementos do campo magnético que fluem para fora sobre a região ao redor do ponto. Na cromosfera acima dela, o fluxo inverso de Evershed aparece como espirais. A metade interna da penumbra está se movendo em direção à sombra.
As manchas solares também flutuam. Quando um pedaço da fotosfera conhecido como "ponte de luz" cruza a sombra, há um fluxo horizontal rápido. Embora o campo de sombra seja muito forte para permitir o movimento, há oscilações rápidas com um período de 150 s na cromosfera logo acima. Acima da penumbra estão os chamados. ondas viajantes se propagando radialmente para fora com um período de 300 s.
Número de manchas solares
A atividade solar passa sistematicamente por toda a superfície da estrela entre 40°latitude, o que indica a natureza global desse fenômeno. Apesar das flutuações significativas no ciclo, em geral é impressionantemente regular, como evidenciado pela ordem bem estabelecida nas posições numéricas e latitudinais das manchas solares.
No início do período, o número de grupos e seus tamanhos aumentam rapidamente até que após 2-3 anos o número máximo seja alcançado e após mais um ano - a área máxima. A vida média de um grupo é de cerca de uma rotação do Sol, mas um pequeno grupo pode durar apenas 1 dia. Os maiores grupos de manchas solares e as maiores erupções geralmente ocorrem 2 ou 3 anos após o limite de manchas solares ser atingido.
Pode ter até 10 grupos e 300 vagas, e um grupo pode ter até 200. O curso do ciclo pode ser irregular. Mesmo perto do máximo, o número de manchas solares pode diminuir significativamente temporariamente.
ciclo de 11 anos
O número de manchas solares retorna ao mínimo a cada 11 anos. Neste momento, existem várias pequenas formações semelhantes no Sol, geralmente em baixas latitudes, e por meses elas podem estar completamente ausentes. Novas manchas solares começam a aparecer em latitudes mais altas, entre 25° e 40°, com polaridade oposta à do ciclo anterior.
Ao mesmo tempo, novos pontos podem existir em altas latitudes e antigos pontos em baixas latitudes. As primeiras manchas do novo ciclo são pequenas e duram apenas alguns dias. Como o período de rotação é de 27 dias (mais em latitudes mais altas), eles geralmente não retornam, e os mais novos ficam mais próximos do equador.
Para ciclo de 11 anosa configuração da polaridade magnética dos grupos de manchas solares é a mesma em um determinado hemisfério e está na direção oposta no outro hemisfério. Isso muda no próximo período. Assim, novas manchas solares em altas latitudes no hemisfério norte podem ter uma polaridade positiva e depois uma polaridade negativa, e os grupos do ciclo anterior em baixa latitude terão a orientação oposta.
Gradualmente, manchas antigas desaparecem e novas aparecem em grande número e tamanhos em latitudes mais baixas. Sua distribuição tem a forma de uma borboleta.
Ciclo completo
Como a configuração da polaridade magnética dos grupos de manchas solares muda a cada 11 anos, ela retorna ao mesmo valor a cada 22 anos, e esse período é considerado o período de um ciclo magnético completo. No início de cada período, o campo total do Sol, determinado pelo campo dominante no pólo, tem a mesma polaridade das manchas do anterior. À medida que as regiões ativas se rompem, o fluxo magnético é dividido em seções com sinal positivo e negativo. Depois que muitas manchas aparecem e desaparecem na mesma zona, formam-se grandes regiões unipolares com um signo ou outro, que se movem em direção ao pólo correspondente do Sol. Durante cada mínimo nos pólos, o fluxo da próxima polaridade naquele hemisfério domina, e este é o campo visto da Terra.
Mas se todos os campos magnéticos são equilibrados, como eles se dividem em grandes regiões unipolares que governam o campo polar? Esta pergunta não foi respondida. Os campos que se aproximam dos pólos giram mais lentamente do que as manchas solares na região equatorial. Eventualmente, os campos fracos atingem o pólo e invertem o campo dominante. Isso inverte a polaridade que as lideranças dos novos grupos deveriam assumir, dando continuidade ao ciclo de 22 anos.
Evidência histórica
Embora o ciclo da atividade solar tenha sido bastante regular ao longo de vários séculos, houve variações significativas nele. Em 1955-1970, havia muito mais manchas solares no hemisfério norte, e em 1990 elas dominaram no sul. Os dois ciclos, com pico em 1946 e 1957, foram os maiores da história.
O astrônomo inglês W alter Maunder encontrou evidências de um período de baixa atividade magnética solar, indicando que muito poucas manchas solares foram observadas entre 1645 e 1715. Embora esse fenômeno tenha sido descoberto por volta de 1600, poucos avistamentos foram registrados durante esse período. Este período é chamado de Mound mínimo.
Observadores experientes relataram o surgimento de um novo grupo de pontos como um grande evento, notando que não os viam há muitos anos. Depois de 1715 esse fenômeno retornou. Coincidiu com o período mais frio da Europa de 1500 a 1850. No entanto, a conexão entre esses fenômenos não foi comprovada.
Há algumas evidências de outros períodos semelhantes em intervalos de aproximadamente 500 anos. Quando a atividade solar é alta, fortes campos magnéticos gerados pelo vento solar bloqueiam os raios cósmicos galácticos de alta energia que se aproximam da Terra, resultando em menosa formação de carbono-14. Medir 14С em anéis de árvores confirma a baixa atividade do Sol. O ciclo de 11 anos não foi descoberto até a década de 1840, então as observações anteriores a essa época eram irregulares.
Áreas efêmeras
Além das manchas solares, existem muitos dipolos minúsculos chamados regiões ativas efêmeras que existem em média menos de um dia e são encontrados em todo o Sol. Seu número chega a 600 por dia. Embora as regiões efêmeras sejam pequenas, elas podem constituir uma porção significativa do fluxo magnético do sol. Mas como eles são neutros e bastante pequenos, eles provavelmente não desempenham um papel na evolução do ciclo e do modelo de campo global.
Proeminências
Este é um dos fenômenos mais bonitos que podem ser observados durante a atividade solar. Eles são semelhantes às nuvens na atmosfera da Terra, mas são sustentados por campos magnéticos em vez de fluxos de calor.
O plasma de íons e elétrons que compõem a atmosfera solar não pode cruzar as linhas de campo horizontal, apesar da força da gravidade. As proeminências ocorrem nos limites entre polaridades opostas, onde as linhas de campo mudam de direção. Assim, eles são indicadores confiáveis de transições de campo abruptas.
Assim como na cromosfera, as proeminências são transparentes à luz branca e, com exceção dos eclipses totais, devem ser observadas em Hα (656, 28 nm). Durante um eclipse, a linha vermelha Hα dá às proeminências uma bela tonalidade rosa. Sua densidade é muito menor que a da fotosfera, pois é muitopoucas colisões. Eles absorvem a radiação de baixo e a emitem em todas as direções.
A luz vista da Terra durante um eclipse é desprovida de raios ascendentes, então as proeminências parecem mais escuras. Mas como o céu é ainda mais escuro, eles aparecem brilhantes contra o fundo. Sua temperatura é de 5000-50000 K.
Tipos de proeminências
Existem dois tipos principais de proeminências: quietas e transicionais. Os primeiros estão associados a campos magnéticos de grande escala que marcam os limites de regiões magnéticas unipolares ou grupos de manchas solares. Como essas áreas vivem por muito tempo, o mesmo vale para proeminências silenciosas. Eles podem ter várias formas - sebes, nuvens suspensas ou funis, mas são sempre bidimensionais. Filamentos estáveis geralmente se tornam instáveis e entram em erupção, mas também podem simplesmente desaparecer. Proeminências calmas vivem por vários dias, mas novas podem se formar no limite magnético.
As proeminências transitórias são parte integrante da atividade solar. Isso inclui jatos, que são uma massa desorganizada de material ejetado por um flare, e clumps, que são fluxos colimados de pequenas emissões. Em ambos os casos, parte da matéria volta à superfície.
As proeminências em forma de laço são as consequências desses fenômenos. Durante a erupção, o fluxo de elétrons aquece a superfície até milhões de graus, formando proeminências coronais quentes (mais de 10 milhões K). Eles irradiam fortemente, sendo resfriados e privados de suporte, descem à superfície na formalaços elegantes, seguindo as linhas magnéticas de força.
Pisca
O fenômeno mais espetacular associado à atividade solar são as erupções, que são uma forte liberação de energia magnética da região das manchas solares. Apesar da alta energia, a maioria deles é quase invisível na faixa de frequência visível, pois a emissão de energia ocorre em uma atmosfera transparente, e apenas a fotosfera, que atinge níveis de energia relativamente baixos, pode ser observada na luz visível.
As explosões são melhor vistas na linha Hα, onde o brilho pode ser 10 vezes maior do que na cromosfera vizinha e 3 vezes maior do que no continuum circundante. Em Hα, uma grande explosão cobrirá vários milhares de discos solares, mas apenas alguns pequenos pontos brilhantes aparecem na luz visível. A energia liberada neste caso pode chegar a 1033 erg, que é igual à saída de toda a estrela em 0,25 s. A maior parte dessa energia é inicialmente liberada na forma de elétrons e prótons de alta energia, e a radiação visível é um efeito secundário causado pelo impacto de partículas na cromosfera.
Tipos de surtos
A faixa de tamanho das erupções é ampla - desde gigantescas, bombardeando a Terra com partículas, até quase imperceptíveis. Eles são geralmente classificados por seus fluxos de raios X associados com comprimentos de onda de 1 a 8 angstroms: Cn, Mn ou Xn para mais de 10-6, 10-5 e 10-4 W/m2 respectivamente. Então M3 na Terra corresponde a um fluxo 3x10-5 W/m2. Este indicador não é linear, pois mede apenas o pico e não a radiação total. A energia liberada nas 3-4 maiores erupções a cada ano é equivalente à soma das energias de todas as outras.
Os tipos de partículas criadas por flashes mudam dependendo do local de aceleração. Não há material suficiente entre o Sol e a Terra para colisões ionizantes, então eles mantêm seu estado original de ionização. Partículas aceleradas na corona por ondas de choque mostram uma ionização coronal típica de 2 milhões de K. Partículas aceleradas no corpo do flare têm ionização significativamente mais alta e concentrações extremamente altas de He3, um isótopo raro de hélio apenas com um nêutron.
A maioria das grandes erupções ocorre em um pequeno número de grandes grupos hiperativos de manchas solares. Grupos são grandes aglomerados de uma polaridade magnética cercados pelo oposto. Embora a previsão da atividade das explosões solares seja possível devido à presença de tais formações, os pesquisadores não podem prever quando elas aparecerão e não sabem o que as produz.
Impacto Terrestre
Além de fornecer luz e calor, o Sol impacta a Terra através da radiação ultravioleta, um fluxo constante de vento solar e partículas de grandes explosões. A radiação ultravioleta cria a camada de ozônio, que por sua vez protege o planeta.
Raios X suaves (longo comprimento de onda) da coroa solar criam camadas da ionosfera que fazempossível comunicação por rádio de ondas curtas. Em dias de atividade solar, a radiação da coroa (variando lentamente) e as erupções (impulsivas) aumentam para criar uma camada refletiva melhor, mas a densidade da ionosfera aumenta até que as ondas de rádio sejam absorvidas e as comunicações por ondas curtas sejam prejudicadas.
Pulsos de raios-X mais fortes (comprimento de onda mais curto) de erupções ionizam a camada mais baixa da ionosfera (camada D), criando emissão de rádio.
O campo magnético rotativo da Terra é forte o suficiente para bloquear o vento solar, formando uma magnetosfera ao redor da qual partículas e campos fluem. No lado oposto à luminária, as linhas de campo formam uma estrutura chamada pluma ou cauda geomagnética. Quando o vento solar aumenta, há um aumento acentuado no campo da Terra. Quando o campo interplanetário muda na direção oposta à da Terra, ou quando grandes nuvens de partículas o atingem, os campos magnéticos na pluma se recombinam e a energia é liberada para criar as auroras.
Tempestades magnéticas e atividade solar
Cada vez que um grande buraco coronal orbita a Terra, o vento solar acelera e ocorre uma tempestade geomagnética. Isso cria um ciclo de 27 dias, especialmente perceptível no mínimo de manchas solares, o que torna possível prever a atividade solar. Grandes explosões e outros fenômenos causam ejeções de massa coronal, nuvens de partículas energéticas que formam uma corrente em anel ao redor da magnetosfera, causando flutuações acentuadas no campo da Terra, chamadas tempestades geomagnéticas. Esses fenômenos interrompem as comunicações de rádio e criam picos de energia em linhas de longa distância e outros condutores longos.
Talvez o mais intrigante de todos os fenômenos terrestres seja o possível impacto da atividade solar no clima do nosso planeta. O mínimo de Mound parece razoável, mas há outros efeitos claros. A maioria dos cientistas acredita que há uma conexão importante, mascarada por vários outros fenômenos.
Como as partículas carregadas seguem os campos magnéticos, a radiação corpuscular não é observada em todas as grandes erupções, mas apenas naquelas localizadas no hemisfério ocidental do Sol. Linhas de força de seu lado ocidental atingem a Terra, direcionando partículas para lá. Estes últimos são principalmente prótons, porque o hidrogênio é o elemento constituinte dominante do sol. Muitas partículas se movendo a uma velocidade de 1000 km/s segundo criam uma frente de onda de choque. O fluxo de partículas de baixa energia em grandes explosões é tão intenso que ameaça a vida dos astronautas fora do campo magnético da Terra.
