A formação de manchas solares

As manchas solares, em Inglês sunspot, são as regiões da superfície solar (fotosfera), caracterizadas por uma temperatura mais baixas do ambiente circundante e uma forte atividade magnética. Na maioria dos casos apresente-se de forma quase circular, com diâmetro tipicamente da ordem de 30,000 km (mais o menos o diametro da Terra) Sua expectativa de vida é da ordem de semanas, com uma tendência de aumento para as manchas maiores. A imagem é um exemplo de manchas solares em que você pode distinguir a sombra e a penumbra da mancha. Nella zona di ombra la temperatura raggiunge i 4000-4500 K a differenza dei 6000 K della superficie del Sole e ciò determina un forte contrasto visivo. Na área sombreada a temperatura chega a 4000-4500 K, ao contrário da superfície do Sol che chega a 6000 K e isso leva a um forte contraste visual. A explicação para estas formações particular na fotosfera reside no processo físico que gera o campo magnético solar (dínamo solar).

Fonte: http://media.skyandtelescope.com/images/Sunspot-group_l.jpg
O Sol é uma bola de plasma, ou estado gasoso da matéria principalmente ionizado (no caso de elétrons e íons). Essas partículas carregadas, girando em torno do eixo do Sol produzem um campo magnético dirigido paralelamente ao eixo (perpendicular ao percurso). No início de um ciclo, apenas no que chamamos de mínimo solar, as linhas de força do campo magnético, “unir” os pólos geográficos do Sol e leva o nome de linhas poloidal de força (ou campo poloidal).
O Sol, no entanto, tem uma rotação diferencial, o período de rotação varia com a latitude: de 35 dias no equador e 25 dias nos pólos. Isto leva a uma forte deformação das linhas de força do campo magnético que tendem a rolar, levando o campo magnético solar para se tornar, após várias rotações, em forma de rosquinha (toroidal) (ver imagem de cima abaixo).

http://www.konkoly.hu/solstart/stellar_activity.html

O Sol tem uma estrutura interna bem definida dividido em várias áreas: o núcleo (que se estende até 0,2 raios solares), a zona radiativa (0,2-0,7 sol) e a zona de convecção (acima de 0 7 º, da luz solar). O campo magnético toroidal está concentrada na parte inferior da zona convectiva. As linhas de força, continuando a envolverse, reforçam o campo magnético até atingir um valor crítico em que são levantados para a superfície solar para formar uma região bipolar (ver imagem). Esta região tem dois pontos, com um campo magnético a saída (ou entrada) ea outra com o campo magnético de entrada (ou saída) ou como dir un campo magnetico positivo e umo negativo.

Fonte: http://www.aip.de/image_archive/images/sun_artview_en_large.jpg

A mancha é mais fria porque o transporte de energia é menos eficiente do que o resto da fotosfera (parte C).

myun/teaching/a100/images/sunmagneticfield.jpg
A melhor coisa a compreender a formação de manchas solares é para ver este vídeo http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/Movies/dynamo/dynamo.mov
Por favor, veja a imagem no link a seguir http://www.nasa.gov/images/content/144060main2_CycleDiagram450.jpg

fonti : fontes:

http://ibex.swri.edu/students/How_does_the_Sun.shtml

http://trace.lmsal.com/Public/magnetic.htm

http://it.wikipedia.org/wiki/Sole

SAND-RIO

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