Vento solar

O vento solar consiste na emissão de partículas (átomos neutros, electrões e iões) a partir da coroa, onde estas são aceleradas até atingirem velocidades de algumas centenas de quilómetros por segundo. Intimamente ligado à actividade no Sol, o vento solar atravessa todo o sistema solar, interagindo com os diferentes corpos que o compõem.

A coroa, origem do vento solar
O vento solar consiste na emissão de partículas a partir da coroa.

Constituído fundamentalmente por electrões e iões (principalmente de hidrogénio e de hélio), esta mistura muito diluída contém menos de uma dezena de partículas por centímetro cúbico ao nível da órbita da Terra e a sua velocidade média é de 400 km/s. Embora o Sol perca, com este processo, cerca de um milhão de toneladas de hidrogénio por segundo, este valor está longe de ser significativo. Com efeito, o vento solar levaria 1014 anos a dispersar toda a massa do Sol no espaço interplanetário, tempo muito superior à duração de vida prevista para o Sol (cerca de 5 x 109 anos). Do mesmo modo, a energia arrebatada pelo vento solar representa apenas um milionésimo da energia total fornecida pelo Sol.

Plumas, fonte do vento solar
Imagem em ultravioleta das plumas a1 milhão de graus. Plumas de gás quente fluíndo para fora da atmosfera do Sol podem ser uma fonte dos ventos solares.

A expansão do vento solar a velocidades de várias centenas de quilómetros por segundo resulta do facto de, a muitos milhares de graus, os electrões do plasma coronal terem velocidades de agitação térmica muito elevadas, superiores a cinco mil quilómetros por segundo, tendendo a sair da atmosfera solar. Através da separação de cargas cria-se um campo eléctrico que emparelha os movimentos dos electrões e dos iões que são de algum modo arrastados pelos electrões. O campo gravitacional do Sol força-os a manterem-se na coroa sob uma forte pressão, enquanto, em compensação, no espaço interplanetário reina uma pressão residual muito fraca. A partir de uma certa altitude na coroa, a sua velocidade de agitação térmica torna-se igual à velocidade de escape; acima deste limiar crítico, eles libertam-se, então, a velocidades supersónicas seguindo uma direcção radial.

Expansão do vento solar
As partículas constituintes do vento solar libertam-se da coroa solar a velocidades supersónicas, seguindo uma direcção radial.

As características do vento solar são fortemente variáveis no tempo e no espaço. Assim, a sua velocidade de expansão pode variar de 300 a 1 000 quilómetros por segundo e a sua densidade pode flutuar entre 0,1 e 30 partículas/cm3. Estas variações reflectem o nível de actividade do Sol e a não homogeneidade na estrutura coronal: as emissões de maior fluxo de partículas encontram-se normalmente associadas a zonas de grande actividade, onde estruturas magnéticas se formam até que eventualmente se tornam instáveis, ejectando o material que continham em erupções violentas; por outro lado, os fluxos mais rápidos do vento solar são resultantes de buracos coronais, onde o campo magnético se abre para o espaço interplanetário, favorecendo o escoamento das partículas ao longo das linhas de campo.

Buraco coronal
Este buraco coronal que praticamente divide o Sol foi detectado no Raio-X pela espaçonave Yohkoh, em 6 de dezembro de 2000.

Para além da elevada velocidade radial com que as partículas que compõem o vento solar são emitidas, elas encontram-se também animadas de uma velocidade tangencial, consequência do movimento de rotação do Sol. É este tipo de velocidade das partículas que define a estrutura em espiral do campo magnético. O facto de, no Sol, o pólo magnético não coincidir com o pólo de rotação, provoca um desalinhamento entre o equador magnético e o equador de rotação, cujo efeito se torna visível no aspecto enrugado da folha de corrente do vento, que corresponde à separação do vento entre o hemisfério norte e o hemisfério sul. Assim, devido à irregularidade da folha de corrente, por vezes a Terra pode atravessar zonas de polaridade oposta (dependendo do hemisfério a que corresponde). As transições entre polaridades distintas são responsáveis por vários fenómenos observados na Terra, como por exemplo a formação de auroras e as alterações da geometria do campo magnético terrestre.

Estrutura do campo magnético coronal num plano meridional
O campo magnético dipolar do Sol, soprado pelo vento solar, define na proximidade do plano equatorial uma nuvem neutra (folha de corrente), de uma parte e de outra da qual o campo se inverte. As cargas eláctricas do plasma enrolam-se à volta das linhas de força

Estrutura em espiral do campo magnético
Tendo em conta a rotação do Sol, as linhas de força do campo magnético, enraizadas na coroa solar, desenrolam-se em espiral de Arquimedes à volta do Sol

Na realidade, os efeitos do vento solar fazem-se sentir em todos os corpos no sistema solar, quer devido ao fluxo de partículas, quer à presença do campo magnético solar. Nos planetas, em particular, a interacção entre os seus próprios campos magnéticos e o vento solar dá origem à magnetosfera. Este efeito pode assumir uma maior ou menor dimensão, dependendo da intensidade dos seus campos que funcionam como um escudo protector do planeta, impedindo que as partículas do vento e o campo magnético solar o atinjam directamente. Registe-se que, apenas a Terra, nos planetas interiores e Júpiter, nos planetas exteriores, apresentam magnetosferas de dimensões apreciáveis, muito superiores ao seu próprio raio, dado serem estes quem possui campos magnéticos relativamente mais significativos.

Magnetosfera terrestre
(imagem artística)
A interacção entre o campo magnético terrestre e o vento solar dá origem à magnetosfera.

No caso especial da Terra, o vento solar que a atinge é capturado pelo campo magnético do planeta, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre. Este cinturão apenas permite que as partículas carregadas entrem na atmosfera da Terra pelos pólos, dando origem a fenómenos luminosos de excitação e desexcitação dos átomos de oxigénio, as auroras boreais.

Cinturão de Van Allen
(imagem artística)
O vento solar que atinge a terra é capturado pelo campo magnético do planeta, formando o cinturão de Van Allen.

Aurora observada na Austrália
A primeira evidência observacional da existência do vento solar terão sido as caudas dos cometas. Quando um núcleo cometário se aproxima o suficiente do Sol, a intensidade da radiação e do vento (partículas) torna-se capaz de retirar matéria deste corpo, criando as suas caudas. Desenvolvem-se assim duas caudas, sendo uma delas, a radial, o resultado directo do vento solar sobre as partículas ionizadas libertadas pelo cometa. A outra cauda corresponde a poeiras ejectadas pelo núcleo que, devido ao seu maior tamanho e massa, sofrem um efeito mais forte da gravidade e da pressão de radiação. Uma vez que, qualquer que seja a trajectória do cometa, a cauda ionizada é repelida na direcção anti-solar, significa que esta emissão corpuscular (o vento solar) é constantemente soprada pelo Sol em todas as direcções. Na verdade, esta pode intensificar-se quando o Sol se torna particularmente activo, porém, ela está sempre presente haja ou não manchas ou erupções sobre o Sol.

Caudas cometárias
Quando um núcleo cometário se aproxima o suficiente do Sol, a intensidade da radiação e do vento torna-se capaz de retirar matéria deste corpo, criando as suas caudas.

Da mesma forma que os planetas e, em particular, a Terra desenvolvem uma magnetosfera, também o Sol o faz, devido à presença de um campo magnético galáctico, originando a heliosfera. A uma grande distância do Sol, logo que a pressão do vento solar fica da mesma ordem de grandeza da pressão interestelar, torna-se impossível para o fluído coronal repelir o meio interestelar. Encontramo-nos, portanto, no limite da heliosfera, onde se dá o reencontro entre o vento solar e o meio interestelar, ignorando-se se os dois meios se interpenetram de forma difusa ou se o vento solar é parado através de um choque.

Heliosfera e Heliopausa
A heliopausa é a região do espaço onde o vento solar interage com as partículas do meio interestelar . Este vento solar é constituído por um fluxo de partículas carregadas (plasma) que emana do Sol e viaja através do espaço, chegando ate uma distância 100 vezes maior que a distância da Terra ao Sol. O vento solar envolve todos os planetas formando a heliosfera. A heliopausa constitui o limite mais externo da heliosfera.

SAND-RIO

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