CICLO SOLAR

A actividade no Sol, as manchas, poros, fáculas, erupções, etc., encontra-se intimamente relacionada com a existência de regiões onde o campo magnético é muito intenso. Este campo tem origem abaixo da atmosfera, no interior desta imensa massa de gás que gira em volta de si próprio, criando electrões e protões os quais, animados de movimento, dão origem a uma corrente eléctrica que, por sua vez, induz um campo magnético. O Sol comporta-se como um dínamo gigante.

O dinamo solar
Partindo de um campo poloidal limitado às regiões polares (a), os segmentos de linha de campo situados no equador são mais depressa arrastados do que os outros, resultando num alongamento equatorial e no aparecimento de um campo toroidal (b). Originam-se, assim, campos muitos concentrados, intensos e de aspectos opostos de um hemisfério para outro (c).

A rotação do Sol, sendo diferencial (a região equatorial roda mais depressa do que as restantes regiões), vai transformar um campo magnético poloidal (indo de um pólo para o outro) pouco intenso, num campo toroidal (paralelo ao equador) muito intenso: a rápida rotação no equador vai misturar as linhas de força, formando cordas magnéticas de elevada intensidade de campo. É este campo magnético que se encontra na origem, por exemplo, das manchas, na medida em que inibe a convecção provocando o aparecimento de zonas mais frias na superfície solar.


A rotação diferencial e o aparecimento das manchas solares
A rápida rotação no equador vai misturar as linhas de força, formando cordas magnéticas de elevada intensidade de campo. É este campo magnético que se encontra na origem, por exemplo, das manchas solares.

O “dínamo” solar experimenta mudanças de regime periódicas, traduzidas numa variação aproximadamente regular do número de manchas no Sol. Esta permuta entre mínimos e máximos de actividade (e vice-versa) caracteriza o ciclo solar, ao qual corresponde um período de, mais ou menos, 11 anos (o período varia entre os nove e os doze anos e meio). A localização onde as manchas surgem no disco solar também varia com a fase em que se encontra o ciclo, aparecendo a latitudes mais altas (mais próximas dos pólos) no início do ciclo, enquanto que, perto do fim, a quase totalidade destas manchas surge junto ao equador.

Mínimo e máximo de actividade
As figuras representam o aspecto do Sol entre fases de actividade máxima e de actividade mínima.
Fonte: National Solar Observatory)

O momento quando um grande número de manchas tornam a formar-se é chamado de máximo solar. A intensidade no máximo de cada ciclo também varia de ciclo para ciclo, existindo épocas em que a actividade é muito superior, em contraste com outras nas quais praticamente não se registam fenómenos de actividade no Sol. Um exemplo é o mínimo de Maunder (período compreendido entre 1650 e 1700), que corresponde a uma fase em que o Sol quase não teve manchas durante vários ciclos de actividade, coincidindo com um abaixamento da temperatura média registada na Europa na mesma época.

Variação da localização em latitude das manchas solares e relação com a fase do ciclo solar.

As manchas surgem normalmente associadas em grupos (habitualmente aos pares), estando ligadas entre si pelo campo magnético. Em cada ciclo de 11 anos, todos os grupos de manchas apresentam uma orientação similar (para cada hemisfério), tendo sempre a mancha da frente a mesma polaridade. Na fase seguinte, quando se inicia um novo ciclo para esse número de manchas, tal organização da polaridade é invertida. Desta forma, voltaremos à mesma configuração ao fim de dois ciclos consecutivos. Em resumo, embora o número de manchas varie com um período de cerca de onze anos, a polaridade das manchas inverte-se ao fim de cada 11 anos, pelo que o ciclo magnético tem de facto 22 anos.

O ciclo solar
O número de manchas solares varia ao longo do tempo, oscilando entre períodos de quase ausência de manchas, mínimo solar, e períodos correspondentes à presença de elevado número de manchas, os máximos solares.

O ciclo solar tem um efeito directo sobre o que se passa à superfície, afectando todo o Sistema Solar através das diferentes manifestações de actividade que podem ocorrer devido às manchas ou fenómenos associados, como os flares, as proeminências e os buracos da coroa. Numa fase mais activa do ciclo solar, o campo magnético apresenta mais, e maiores, zonas fechadas de campo, o que leva ao aparecimento na coroa de mais regiões de temperatura e densidade superiores. Este tipo de regiões é particularmente visível em imagens do Sol em raios-X, pois as zonas que emitem neste comprimento de onda correspondem precisamente àquelas onde se regista maior temperatura. Tais zonas são o resultado directo da estrutura fechada do campo magnético associado à actividade na superfície do Sol. É por este motivo que o aspecto da coroa, vista em eclipses do Sol, é bastante diferente, dependendo da altura em que se observa: a estrutura apresentada é muito distinta caso o Sol esteja num máximo ou num mínimo do ciclo de actividade. A estrutura da coroa torna-se bastante mais rica na altura em que o Sol está activo, sendo possível identificar as zonas de campo associadas à actividade na superfície, enquanto que no mínimo de actividade o aspecto é muito mais uniforme, correspondendo a uma estrutura mais simples do campo magnético.

O Mínimo de Maunder
A figura mostra a variação do número de manchas solares com o tempo. Entre, aproximadamente, 1650 e 1700 praticamente não se registou a presença de manchas, defenindo-se este período como o Mínimo de Maunder
Os efeitos do ciclo solar também são sentidos na Terra e restante Sistema Solar. Um exemplo é o facto de as mudanças na actividade do Sol serem acompanhadas por alterações no vento solar, daí que a configuração do campo electromagnético que rodeia a Terra possa expor esta mais, ou menos, ao efeito dos raios cósmicos. Quando tal acontece, a produção de carbono-14 é alterada. Este efeito pode ser medido, sendo possível estabelecer uma correlação entre este isótopo e o ciclo solar.

Diagrama de borboleta
O diagrama mostra a média diária da área de mancha por rotação solar para cada latitude. Revela também a variação do campo magnético do Sol com o tempo e a reversão do campo com o período de 11 anos.

Actividade solar e alterações na estrutura da coroa
As alterações na intensidade e distribuição do campo magnético ao longo do ciclo solar, evidenciadas pelo número e distribuição de manchas, proeminências e filamentos, também se reflectem na estrutura da coroa.

Manchas solares e Auroras catalogadas entre 1868-1962
Outro exemplo são as Auroras, cuja intensidade e frequência é superior em épocas de maior actividade solar.

Variação na concentração de C-14 presente em árvores
A tendência decrescente na variação do C-14 após a revolução industrial, deve-se basicamente à sua libertação dos combustíveis fósseis como dióxido de carbono. No entanto, outras variações, aqui visíveis, reflectem alterações no fluxo de raios cósmicos.

Temperaturas relativas registadas de 1000 a 2000

Finalmente, a temperatura na Terra também pode ser afectada, tal como aconteceu no, já referido, mínimo de Maunder, em que ocorreu uma pequena idade do gelo que levou toda a Europa a ter temperaturas inferiores ao normal durante algumas décadas.

SAND-RIO

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