Variabilidade Solar e o Dínamo Solar

O Sol exibe uma intrigante variedade de fenómenos que despertam a curiosidade humana. Também, devido à sua proximidade, o Sol pode ser visto como um excelente laboratório de astrofísica onde podemos testar as nossas teorias. A comunidade científica acredita hoje em dia que a variabilidade solar influencia o clima terrestre numa escala global. A extensão e os mecanismos dessa influência são ainda objecto de estudo. Erupções solares (flares), ejecções de massa coronal (CMEs) e tempestades magnéticas com origem solar influenciam o espaço exterior que rodeia o nosso planeta e por vezes podem pôr em perigo satélites e redes de telecomunicações e distribuição eléctrica. A montante destes fenómenos podemos encontrar como principal responsável o campo magnético solar. Este texto irá debruçar-se sobre diversos fenómenos que caracterizam a variabilidade solar, as suas origens e alguns dos resultados visíveis que tal actividade tem no nosso dia a dia.

O ser Humano sempre se sentiu fascinado pelo funcionamento do seu entorno e o céu em particular, sempre foi alvo de grande admiração. Provavelmente começou por ser um interesse inspirado por cultos e misticismos associados à esfera celeste ou a eclipses. O carácter inexplicável de todas estas subtilezas celestes, nos primórdios da Humanidade, metamorfosearam-se numa crença, uma fé que muitas vezes elevou os corpos celestes ao estatuto de deuses. Possivelmente, já na antiguidade, o ser Humano tinha consciência de que o Sol tem uma enorme influência sobre a Terra e sobre a vida que esta alberga. Consequentemente o Sol tornou-se num símbolo de poder supremo venerado por diversas civilizações: os Egípcios adoravam o deus sol Ra, o qual acreditavam ter sido o seu criador; os Hindus o deus sol Surya; os Gregos, Apollo; os Chineses os dez sóis; os Japoneses a deusa sol Amaterasu e os Incas o deus sol Inti… Hoje em dia as crenças ancestrais cederam o seu lugar a um conhecimento baseado em factos científicos, de que de facto, o Sol e a sua actividade suportam e influenciam a vida na Terra e regulam o nosso entorno espacial.

Por um lado, o vasto leque de fenómenos que o Sol apresenta alimenta a curiosidade humana. Por outro, dada a sua proximidade física, o Sol apresenta-se-nos como um laboratório de astrofísica onde podemos testar as nossas ideias e teorias tornando-se assim uma mais valia para a comunidade científica. Além de servir como laboratório para Física de Plasmas, Magneto-convecção, Física de Partículas, só para citar algumas áreas, o Sol é também um laboratório para a Cosmologia. O grupo de Física Solar do Centro Multidisciplinar (CENTRA) do IST, está neste momento a utilizar modelos de evolução solar para estudar a interacção e evolução de estrelas na presença de matéria escura. Estes estudos servirão para descartar alguns candidatos a matéria escura e ajudar a perceber melhor esta estranha forma de matéria. Além dos exemplos anteriores, nos dias que correm, devido às alterações climáticas e ao advento de uma época de exploração espacial, o Sol e a sua variabilidade tomam um papel de destaque no contexto científico internacional.

Figura 0: Representação da estrutura interna do Sol. A vermelho, o núcleo onde se dá produção de energia através da fusão nuclear; a amarelo a Zona Radiativa, onde o transporte da energia produzida no núcleo é feito através de radiação. Na Zona Convectiva, a laranja, a energia é conduzida até à superfície solar (ou mais precisamente a fotosfera) através de convecção, i.e., através do movimento em larga escala de células de plasma.

O que é a Variabilidade Solar?

 O Sol é por definição uma estrela variável. Durante toda a sua juventude, até chegar ao estado “estável” em que se encontra agora, a nossa estrela passou por muitas mudanças. Mesmo assim, hoje em dia ela ainda varia em diversas escalas de tempo, desde fracções de segundo até séculos. A maneira como a variabilidade solar se manifesta, as suas fontes e propriedades estatísticas dependem da escala temporal considerada.

Na escala dos segundos, minutos e horas temos as oscilações solares cujo exemplo mais conhecido é o espectro de oscilações não-radiais com um período de aproximadamente 5 minutos. Estas e outras oscilações são estudadas pela Heliosismologia que, no início dos anos 90, abriu uma nova janela para estudar o interior do Sol. Graças a esta ciência, o conhecimento sobre a estrutura interna da nossa estrela, foi e continua a ser incrementado. Para escalas de tempo superiores, podemos observar a variação do fluxo de energia emitida, manchas que aparecem e desaparecem da superfície solar, emissões de plasma, protuberâncias, etc. As secções que se seguem têm como objectivo introduzir o leitor a este “zoo” de manifestações solares.

Manchas solares e Irradiância

Existem relatos sobre a observação de manchas na superfície do Sol que datam do ano 800 A.C. na China. Nas civilizações europeias também existem registos da observação de manchas solares a partir do Sec. X. No entanto, a observação sistemática deste fenómeno é iniciada a partir de 1610 por Galileu Galilei pouco depois de ter criado o telescópio.

Em meados do século XIX, Schwabe (1844), reparou que o número de manchas presentes na superfície solar aumentava e diminuía com um período de aproximadamente 11 anos. Pouco depois, Carrington (1858) apercebeu-se de que estas manchas apareciam a latitudes cada vez mais baixas à medida que o ciclo progredia, i.e., à medida que o tempo passava, as manchas apareciam mais próximas do equador solar. Na altura não havia quaisquer evidências de que estas manchas estariam relacionadas com campos magnéticos e foi só quase meio século depois, em 1908 que Hale, através da observação do efeito de Zeeman na medição do espectro de manchas solares, se apercebeu da sua origem magnética. O espanto não foi só devido a ser a primeira vez que se media um campo magnético fora da Terra mas também ao facto de que o campo magnético presente nas manchas solares, ~3000 G (Gauss) ser substancialmente superior ao campo magnético terrestre (~0.5 G). Após esta descoberta de Hale, descobriu-se ainda que as manchas solares tendem a aparecer aos pares (de diferentes polaridades e opostas nos dois hemisférios), com uma determinada inclinação em relação ao equador (lei de Joy). Anos depois, com o desenvolvimento do magnetógrafo por Babcock e Babcock (1955) é que nos iríamos aperceber da intrincada rede magnética que o Sol apresenta na sua superfície. Além do forte campo que se pode medir nas manchas solares, existe também um campo mais fraco, difuso da ordem dos 10 G que se propaga em direcção aos pólos ao longo do ciclo. Este campo difuso inverte a sua polaridade a cada 11 anos fazendo assim com que na realidade o ciclo magnético se complete em 22 anos aproximadamente.

Figura 1: Em cima a evolução temporal desde 1870 do número de manchas solares em latitude, butterfly diagram. As cores representam a percentagem da superfície solar coberta por manchas. Em baixo temos a evolução percentagem de área do disco solar coberto coberto por manchas solares para o mesmo período de tempo. Cortesia – Hathaway, NASA

Na figura 1 podemos observar a evolução temporal da posição e número das manchas solares nos últimos 130 anos.  Sabe-se hoje em dia que as manchas solares são mais escuras e menos quentes que o resto da superfície solar porque os fortes campos magnéticos que lhes dão origem, suprimem o mecanismo de convecção e consequentemente a quantidade de energia libertada nessas zonas. Sabe-se também que o aumento do número de manchas é acompanhado por um aumento da energia que chega até nós (irradiância). Este facto é devido à aparição, em simultâneo com as manchas, de zonas mais claras chamadas fáculas.  Enquanto as manchas solares contribuem para a diminuição da irradiância, as fáculas contribuem para o seu aumento. No pico do ciclo solar, o efeito cumulativo das fáculas é superior ao das manchas, conduzindo assim a um máximo de irradiância.

Se bem que entre o máximo e o mínimo de actividade solar, a variação da energia debitada pelo Sol é cerca de 0,1% na parte visível do espectro, no raio-x e no ultra-violeta extremo podemos ter variações na ordem dos 200%. A famosa constante solar (irradiância medida na Terra) não é afinal assim tão constante como se pressupunha. Os efeitos no clima terrestre desta variabilidade na quantidade de energia que o nosso planeta recebe, só começa agora a ser compreendida. O IPCC (International Panel for Climate Change) considera que o “radiative forcing” de origem solar estará na origem de cerca de 30% das alterações climáticas que se sentem. Existem ainda outros mecanismos que poderão afectar o clima terrestre, como por exemplo o acoplamento magnético entre a magnetosfera terrestre e o vento solar, ou então a modelação de raios cósmicos por parte do campo magnético solar. De forma a perceber como a variação da irradiância poderia ter afectado o clima terrestre, torna-se útil fazer reconstruções desta quantidade no passado. O grupo SSPG  do CENTRA – IST desenvolve também trabalhos nesta área. Os resultados iniciais de um estudo efectuado por este grupo apontam para o facto de que o nosso Sol se encontra num período de actividade acima do normal.

Figura 2: Reconstrução da luminosidade solar para os últimos 7000 anos. A preto e a laranja são apresentados dois cenários de evolução diferentes. A vermelho estão representados os últimos 350 anos onde se pode ver que o Sol está claramente num período de actividade elevada quando comparado com os últimos 1000 anos.
Figura retirada de D.Passos, S.Brandão e I.Lopes, Advances in Space Research, 2007

Erupções Solares,  Ejecções de Massa Coronal e o Vento Solar

Para além das manhas solares e fáculas existem outro fenómenos interessantes aos quais o leitor deve ser introduzido. As erupções solares (flares) e as ejecções de massa coronal (CMEs – Coronal Mass Ejections) são os fenómenos de maior importância durante o ciclo solar pois condicionam o nosso entorno espacial e têm um impacto directo no nosso dia a dia. A origem das erupções solares é ainda um tema em aberto mas neste momento acredita-se que estejam relacionadas com fenómenos de reconexão de linhas de campo magnético na fotosfera. Durante estas erupções são libertadas enormes quantidades de radiação (raios-x, Ha e EUV) que interagem com o plasma circundante tornando visíveis arcos e protuberâncias.

         

Figura 3: Alguns minutos após um flare podem ver-se arcos de plasma que se formam acima da “superfície” solar. À esquerda podemos ver um destes arcos no Ha. À direita temos a emissão de uma CME captada pela câmara LASCO a bordo da SoHO. Cortesia –  T. Tarbell (Lockheed/Palo Alto), Swedish Solar Telescope em La Palma nas Canárias e LASCO Team / SoHO.

As enormes quantidades de radiação emitidas (principalmente no raio-x) que chegam até ao entorno terrestre podem ter efeitos indesejáveis em astronautas que estejam a fazer actividades no exterior das nave assim como nas camadas superiores da atmosfera, alterando a sua química.

Também de origem magnética, podemos pensar nas CMEs como enormes “bolhas” de gás/plasma da corona solar que são libertadas para o espaço. Estes fenómenos são muitas vezes associados a erupções solares mas na realidade também se dão isoladamente. A frequência com que ocorrem, assim como a dos flares varia ao longo do ciclo solar, aumentando de intensidade em fase com o ciclo. Estas bolhas de plasma, que se propagam a velocidades que oscilam entre os 20 km s-1 e os 2700 km s-1, têm muitas vezes grandes campos magnéticos associados e nos casos em que são emitidas na direcção da Terra, interagem com a nossa magnetosfera. Esta interacção, além de poder dar origem a auroras boreais, pode também criar problemas em satélites e redes de telecomunicações e distribuição eléctrica devido à criação de correntes eléctricas nas camadas superiores da atmosfera.

Para fechar esta secção de fenómenos que caracterizam a variabilidade solar, temos o vento solar. Aquilo a que chamamos vento solar é nada mais nada menos do que o fluxo de partículas carregadas que são ejectadas da atmosfera solar (mais precisamente da Corona e da Cromosfera).

Figura 4:  Representação da interacção do vento solar com a magnetosfera terrestre.

Cortesia – Nasa e Standford Solar Center

 Embora o fluxo de partículas seja maioritariamente composto por electrões e protões com energias na ordem de 1 keV, podem encontrar-se também rastos de iões de Carbono, Azoto, Oxigénio e outros. A cada segundo que passa são ejectadas cerca de 1 milhão de toneladas de partículas a velocidades que oscilam entre os 200 e os 850 km s-1. Uma vez que o vento solar é um basicamente um plasma, irá ter associado um campo magnético. Na realidade, o campo magnético na superfície do Sol condiciona o vento solar fazendo com que este “sopre” mais depressa ou mais devagar. Quando se dá um flare, por exemplo, os efeitos desta explosão vão-se propagar pelo vento solar podendo dar origem a tempestades magnéticas. Estas são caracterizadas por fortes campos magnéticos e elevadas densidades de partículas e radiação. São estas tempestades que ao interagirem com a magnetosfera terrestre podem causar avarias em redes de telecomunicações e distribuição eléctrica. Foi uma destas tempestades magnéticas que em Março de 1989 deixou a província do Quebeck no Canadá sem electricidade durante largas horas. Mais de 6 milhões de pessoas foram afectadas e os custos relativos a este incidente ascenderam aos vários milhões de euros.

Como vimos nesta secção, a maior parte dos fenómenos associados à variabilidade solar são de origem magnética. Este facto justifica a próxima secção onde iremos indagar um pouco mais sobre a origem do campo magnético solar e alguns dos mecanismos subjacentes.

Magnetohidrodinâmica e o Dínamo Solar

 Uma característica importante do campo magnético solar é a sua periodicidade e persistência, i.e., não decai e desaparece. A sustentabilidade do campo é algo que durante muitos anos intrigou a comunidade científica. O peritos acreditam hoje em dia que o campo magnético solar tem origem num efeito de dínamo que funciona no interior do Sol. Como já foi referido anteriormente, a matéria no interior do Sol, devido às elevadas temperaturas existentes aparece-nos na forma de gás ionizado ou plasma. A magnetohidrodinâmica ou MHD, desenvolvida inicialmente por Hannes Alfvén, tenta explicar a dinâmica de plasmas na presença de campos  magnéticos e vice versa e está na origem de toda teoria de dínamo. De forma a perceber o funcionamento do dínamo solar, apresenta-se de seguida uma descrição qualitativa do mesmo.

Em condições que são satisfeitas no interior do Sol, na zona convectiva (Z.C.), as linhas de campo  magnético encontram-se “congeladas” no plasma, i.e., se o plasma se mover numa determinada direcção, as linhas de campo magnético vão acompanhar esse movimento. Sabe-se também desde o início do sec. XIX, que o Sol apresenta um padrão de rotação diferencial, i.e., o plasma solar roda mais rápido junto ao equador do que nas zonas polares. Dado que as linhas de campo magnético estão “congeladas” no plasma, a rotação diferencial na Z.C. irá esticar estas linhas de campo ao longo da direcção de rotação (direcção toroidal ou este-oeste). É possível mostrar que no caso em que temos interacção entre campos magnéticos e convecção (magnetoconvecção) dá-se a criação de duas zonas espaciais distintas. As linhas de campo magnético têm tendência a se concentrarem em “molhos” ou tubos de fluxo magnético criando regiões com elevada intensidade de campo magnético e outras completamente (ou quase) depletas de campo. Embora a convecção seja suprimida nas zonas de maior campo (interior dos tubos de fluxo magnético) ela torna-se mais vigorosa nas restantes zonas. Tendo em conta estes factos, acredita-se que na base da Z.C. os campos magnéticos existem concentrados na forma de tubos de fluxo. Esta zona, na base da Z.C., onde os tubos de fluxo são criados tem o nome de tachocline (lê-se tacoclaine) e é caraterizada por um grande gradiente radial da velocidade de rotação de plasma.

 

 

Figura 5: A figura representa linhas de campo poloidais (de pólo a pólo) que se encontram no exterior do Sol (base da zona convectiva) e a maneira como estas são “enroladas” em torno da estrela por acção da rotação diferencial. A baixo da superfície solar essas linhas de campo vão estar associadas a tubos de fluxo  magnético que por sua vez, emergem até à superfície devido à flutuabilidade causada por instabilidades.

Atendendo ao facto que estes tubos de fluxo magnético são menos densos que o plasma circundante, estes vão subir ao longo da Z.C. devido à sua fluctuabilidade. Este conceito de flutuabilidade magnética foi introduzida por Eugene N. Parker (1955) e explica a formação de pares de manchas bipolares.  Onde estes tubos de fluxo perfuram a superfície solar, ião aparecer manchas solares. Estas regiões activas, irão desaparecer com o tempo dando origem a um campo poloidal residual.

  Conceito de “flutuabilidade magnética”. Corresponde à configuração inicial de um tubo de fluxo magnético que devido à força de flutuação magnética (magnetic buoyancy) irá imergir à superfície, “perfurando-a” em dois sítios. Nesses dois pontos irão aparecer manchas solares de polaridades opostas que apresentam um angulo por volta dos 14º com o equador.

O dínamo solar tenta basicamente explicar como é que o campo magnético se regenera entre as suas componentes toroidal e poloidal. Estas teorias de dínamo têm hoje em dia um papel preponderante não só em Física Solar mas também noutras áreas pois todos os avanços feitos são à posteriori usados para tentar explicar fenómenos magnéticos noutro corpos celestes, tais como pulsares ou galáxias.

Enquanto que o mecanismo de formação do campo toroidal (efeito W) se encontra largamente aceite pela comunidade, o mesmo já não acontece com a formação da componente poloidal (efeito a).  Um dos primeiros mecanismos propostos, diz-nos que os tubos de fluxo magnético ao emergirem, são torcidos por acção da força de Coriollis e isso faz com que haja transformação de campo toroidal para poloidal abaixo da fotosfera. Se a intensidade do campo magnético no interior de um tubo de fluxo for da ordem de 104G ou inferior, então a força de Coriolis consegue sobrepor a tensão magnética e torcer o tubo. No entanto existem estudos sobre a estabilidade dos tubos de fluxo que levam a acreditar que se estes terão que ter campos nos seus interiores da ordem de 105 G de forma a serem estáveis. Isto cria um problema pois sabe-se que com esta intensidade, os tubos ao emergirem não conseguem ser torcidos pela força de Coriollis. Este problema deu origem a uma segunda proposta para este tipo de mecanismo. Acreditanto que os tubos de fluxo terão campos da ordem de 105 G, a força de Coriollis apenas os torce ligeiramente e contando ainda com efeitos de turbulência no plasma, isto faz com que o tubo ao romper a superfície, o faça com pequenas angulações. É por isso que os pares de manchas bipolares aparecem com um pequeno ângulo em relação à direcção este-oeste. O mecanismo proposto por Babcock em 1961 e posteriormente formalizado matematicamente por Leighton em 1969, diz-nos que estas manchas dipolares vão decair de maneira diferente dando origem assim ao campo poloidal.

Este mecanismo prevê a existência de um campo fraco de superfície de diferente polaridade para os dois hemisférios que é observado experimentalmente! Este campo residual é depois transportado pela circulação meridional (uma corrente de plasma que transporta matéria do equador para os pólos junto à superfície e dos pólos para o equador na base da Z.C.)  para os pólos e posteriormente para o interior solar onde irá, por acção da rotação diferencial ser novamente transformado em campo toroidal completando assim o ciclo. A este mecanismo de regeneração de campo magnético toroidal em poloidal e vice-versa é chamado dínamo solar.

A figura 8 mostra alguns dos perfis assumidos em teoria de dínamo. Existem hoje em dia alguns grupos de investigação a estudar este tipo de dínamo mas devido ao elevado grau de complexidade envolvido, os estudos apresentados baseiam-se principalmente em modelos numéricos. Um exemplo da dificuldade desta área é que em 10 anos (de 1996 a 2006) apenas foram publicados 25 artigos que reportam sucesso na reprodução computacional destes mecanismos.

       

Figura 8:  À esquerda temos uma parametrização do perfil de rotação diferencial determinado a partir da heliosismologia. Pode ver-se que acima do tachocline  a velocidade de rotação varia bastante com a latitude. À direita está representa o perfil da velocidade meridional. O plasma na superfície é transportado para os pólos e na base da Z.C. é transportado dos pólos para o equador.

As várias teorias de dínamo solar existentes diferem entre si no termo de fonte de campo poloidal, nos mecanismos envolvidos e em algumas considerações física sobre propriedades do plasma. É de notar que todas estas teorias são aproximativas numa primeira ordem e apenas descrevem aspectos gerais do que realmente acontece na natureza. Estes modelos no entanto apresentam-se como os mais promissores na altura de fazer previsões sobre a intensidade de futuros ciclos solares. O grupo SSPG do CENTRA-IST está também envolvido nesta importante área de investigação que tenta criar modelos de previsão da actividade solar baseando-se no dínamo solar.

No entanto, para já, embora o campo magnético não ofereça todas as respostas, há uma frase do físico H. C. van der Hulst, que resume o seu papel:

 “Magnetic fields are to astrophysics what sex is to psychoanalysis… “

Bibliografia

 

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., “An introduction to Modern Astrophysics”, second edition, Pearson Addison-Wesley, 2007

Foukal, P.V., “Solar Astrophysics”, second edition, Wiley-VCH, 2004

Kulsrud, R.M., “Plasma Physics for Astrophysics”, Prinston Press, 2005

Nandi, D., “Modeling the solar magnetic cycle”, PhD thesis, 2002

Tajima, T., Shibata, K., “Plasma Astrophysics”, Addinson-Wesley, 1997

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