Atividades do Sol

O Sol emite luz visível que chega até nós, na Terra, e é facilmente detectada por nossos olhos. Mas, além da luz visível, o Sol também emite outras formas de radiação, como raios infravermelhos e ultravioleta, raios-X e ondas de rádio. Para detectar essas formas de radiação são necessários aparelhos especiais.

De vez em quando, o Sol também lança no espaço uma quantidade enorme de matéria, partículas carregadas como elétrons e prótons, neutrons e até núcleos mais pesados. De 11 em 11 anos o Sol entra em fases de grande atividade, quando esse tipo de material é lançado em quantidades maiores do que as usuais. Quando essas partículas atingem a Terra, vários fenômenos são observados em nosso planeta.

Nessa seção especial, vamos falar sobre esses fenômenos que ocorrem nos períodos de intensa atividade solar. Recentemente, no ano de 2003, atravessamos um dos ciclos de atividade solar intensa. Lendo os capítulos a seguir, você aprenderá um pouco sobre o Sol e seus ciclos de atividade. No final, até mostramos como você mesmo pode observar e registrar esses fenômenos.

O Sol por dentro e por fora.

O Sol é uma estrela. Se você gosta de números, veja, na tabela abaixo, alguns dados sobre ele.

RAIO
700.000 km = 111 raios da Terra.

MASSA
1,99 x 1030 kg = 333.000 massas da Terra.

TEMPERATURA NO CENTRO
15 milhões de graus.

TEMPERATURA NA SUPERFÍCIE
5800 graus.

DENSIDADE MÉDIA
1,41 g/cm3 = 1/4 da densidade média da Terra.

Nessa seção, nosso interesse está restrito à chamada “atividade solar”, fenômeno relacionado com coisas que acontecem na superfície do Sol. No entanto, para melhor entendimento, precisamos falar um pouco sobre o que se passa no interior dessa estrela.

A principal fonte de energia do Sol, e de qualquer outra estrela, é a fornalha de reações nucleares que se processam, continuamente, em seu centro, ou “núcleo”. Essas reações foram descritas pela primeira vez, com detalhes, em 1938, por Hans Bethe. As condições extremas de temperatura e pressão nessa região central empurram os núcleos do hidrogênio uns contra os outros, convencendo-os a se juntarem apesar da forte repulsão que há entre eles, já que todos são positivamente carregados. Quatro desses núcleos conseguem se fundir em um único núcleo do elemento hélio. Essa reação, a mesma que ocorre em uma bomba nuclear, libera uma grande quantidade de energia.

No centro do Sol, bilhões de bombas de hidrogênio estão explodindo continuamente. A pressão para fora que essas explosões exercem sobre a matéria contrabalança a pressão para dentro exercida pela atração gravitacional. Esse equilíbrio dinâmico no Sol já dura uns 10 bilhões de anos e deve durar mais outros 10 milhões de anos até que o combustível das reações, o hidrogênio, seja todo consumido. O que acontece depois disso está contado em nossa seção sobre A vida e a morte das estrelas.

A superfície do Sol, aquilo que a gente vê a olho nú, quando conseguimos olhar para ele, no crepúsculo, é chamada de “fotosfera”. A “cromosfera” é uma camada em torno da fotosfera que só é visível durante eclipses totais do Sol. Rodeando tudo, existe uma espécie de atmosfera do Sol, a “coroa solar”, também só visível durante eclipses ou através de um aparelho, o “coronógrafo”, no qual a luz do Sol é bloqueada por um disco, criando uma espécie de eclipse artificial.

Tanto a cromosfera quanto a coroa são formadas, principalmente, de átomos de hidrogênio e hélio excitados pela forte radiação do Sol. Como é nessas regiões que acontecem os fenômenos que queremos descrever, vamos falar mais um pouco sobre elas, na próximo capítulo.

A cromosfera e a a coroa do Sol.

A cromosfera, ou “esfera de cor”, é uma camada de gás (principalmente, hidrogênio e hélio) que envolve o Sol, a partir da fotosfera. Na cromosfera, ocorre um fenômeno curioso.

Como era de se esperar, a temperatura da fotosfera cai com a distância ao centro do Sol, onde está a fonte maior de calor. No entanto, ao passar para a cromosfera, a temperatura volta a crescer. Enquanto a superfície visível do Sol tem uma temperatura média de “apenas” uns 6000 K, a cromosfera atinge temperaturas superiores a 10.000 K. A explicação mais aceita para esse enigma que surpreendeu os astrônomos que o descobriram, supõe que parte da energia que deixa a fotosfera é acústica. Isto é, sai da fotosfera como som ou ruído, como aquele que é produzido por água fervendo.

Ao atingir a cromosfera essa energia sonora é dissipada em forma de calor. Mas, como os gases nessa região são rarefeitos, essa dissipação é suficiente para elevar a temperatura aos valores observados. Entenda, porém, o seguinte: quando os físicos falam na temperatura de um gás, eles se referem, na verdade, à energia de movimento das moléculas do gás. Uma nave que passasse nessa região não registraria essa temperatura tão elevada, embora derretesse por causa da terrível energia radiante da proximidade do Sol.

Além da cromosfera, existe uma extensa camada de densidade ainda menor, uma espécie de “atmosfera ” do Sol, chamada de “coroa solar”. É nela que ocorrem algumas das impressionantes manifestações da atividade solar que descreveremos nos capítulos seguintes. O mesmo efeito relatado acima continua a se processar na coroa. Só que, como a densidade dos gases nessa região é ainda menor que na cromosfera, a temperatura pode passar de um milhão de Kelvins.

Os fenômenos que ocorrem na coroa estão fortemente ligados à presença de intensos campos magnéticos que se originam em regiões internas do Sol e se espalham pela parte externa. Diferentemente do campo magnético da Terra que é (mais ou menos) constante e vai de um pólo a outro, as linhas de campo magnético na superfície do Sol são inteiramente irregulares. Como veremos adiante, elas estão associadas ao comportamento das chamadas “manchas solares”.

Manchas solares, erupções e protuberâncias.

Um dos fenômenos mais interessantes que acontecem na superfície do Sol, e que é muito fácil de ser observado, como veremos depois, são as manchas solares. Embora já tivessem sido vistas desde a remota antiguidade por astrônomos chineses, o primeiro europeu a observá-las e descrevê-las sistematicamente foi Galileu Galilei, em 1613.

Uma mancha solar parece escura mas não é. A temperatura na região da mancha é menor que a temperatura nos seus arredores. Enquanto a temperatura média do disco solar chega perto de 6000 K, nas manchas a temperatura é uns 1000 K mais baixa. Isso significa que uma mancha é muito brilhante, na verdade, e só aparece como escura por causa do contraste com sua vizinhança, que é ainda mais brilhante.

Uma mancha típica pode ter o tamanho da Terra (ou mais) e viver por alguns dias ou semanas. Observando o deslocamento das manchas é possível medir o período de rotação do Sol em torno de si mesmo. Se você fizer essa experiência (veja o Cap. 8), achará um período em torno de 27 dias.

Por volta de 1850, o astrônomo amador alemão Heinrich Schwabe constatou que o número de manchas solares segue um padrão periódico. A cada 11 anos, aproximadamente, o número de manchas solares atinge valores máximos. No capítulo seguinte falaremos um pouco mais sobre esses ciclos.

Associadas às manchas solares ocorrem outras espetaculares manifestações no disco solar: as erupções e as protuberâncias. As erupções são gigantescas cusparadas que o Sol dá em seus períodos de maior atividades, lançando uma enorme quantidade de matéria no espaço (elétrons, prótons, neutrons e outras partículas mais pesadas). Se esse material vem em nossa direção e atinge a atmosfera terrestre, vários fenômenos ocorrem, como descreveremos no Cap. 5, adiante.

Outro dramático fenômeno que pode ocorrer no Sol durante seus períodos de atividade são as protuberâncias, enormes arcos de gás excitado que se extendem por centenas de milhares de quilômetros na coroa solar. Na figura ao lado, o pequeno círculo branco à direita representa o tamanho relativo da Terra para você comparar com o tamanho do Sol e de uma protuberância. As protuberâncias estão intimamente ligadas a campos magnéticos presentes na superfície do Sol e às manchas solares. As observações mostram que as manchas costumam andar aos pares, com linhas de campo magnético saindo de uma e entrando na outra. Aparentemente, as protuberâncias seguem as linhas de campo magnético, originando-se em uma mancha de uma polaridade e passando para outra, de polaridade oposta.

É curioso que os pares de manchas se deslocam diferentemente nos hemisférios norte e sul do Sol. Durante um certo período de atividade, acima do equador solar, as manchas de polaridade norte vão à frente das manchas de polaridade sul. Abaixo do equador solar, dá-se o inverso (Fig. A). 11 anos depois, no período seguinte de atividade solar, o quadro se inverte (Fig. B).

Se você quer saber a razão de tantos fenômenos curiosos, considere a possibilidade de se dedicar à astrofísica e estudar o Sol. Atualmente, ainda não existe nenhum modelo satisfatório, nem para o ciclo de 11 anos nem para essa desconcertante inversão descrita acima.

Os ciclos de atividade solar.

Como vimos, o aparecimento de manchas e outras manifestações de atividade no Sol segue um ciclo com período de 11 anos, cuja razão ainda não foi bem explicada pelos cientistas. Por convenção, os ciclos são numerados a partir do ano de 1755, quando Heinrich Schwabe divulgou sua descoberta. No presente ano estamos vivendo o ciclo de número 23.

Tem gente supersticiosa que acredita que esses períodos de grande atividade solar afetam a vida das pessoas aqui na Terra, enlouquecendo umas e prejudicando a saúde de outras. É claro que você não cai nessa, com sua mente racional de cientista. Mas, se estiver curioso, verifique, na figura abaixo, se nasceu em um ano de atividade ou em um ano de calma solar.

Já houve ocasiões em que o número de manchas se manteve extremamente baixo durantes muitos anos. Por exemplo, nos 70 anos anos entre 1645 e 1715, praticamente não apareceram manchas solares. Esse período foi estudado pelo astrônomo inglês E. W. Maunder, em 1922, através da observação de anéis de crescimento das cascas de árvores. Ao que parece, em anos de grande atividade, os anéis ficam mais finos.

Eis um interessante exemplo de astronomia botânica! Mais recentemente, John Eddy mediu a percentagem do isótopo carbono-14 nesses anéis. Verificou que a quantidade de carbono-14 nos anéis varia com a atividade solar. Quanto mais ativo estiver o Sol, mais carbono-14 nos anéis que se formam na época. Desse modo, ele achou doze épocas de baixa atividade, comparáveis ao período de Maunder, que ocorreram nos últimos 5000 anos.

Estamos passando por um período de intensa atividade solar, em um ciclo que se iniciou por volta do ano 2000. Como relataremos no próximo capítulo, essa atividade provoca vários efeitos reais aqui na Terra, uns belos e outros nocivos e potencialmente perigosos.

Efeitos da atividade solar na Terra.

Durante os períodos de atividade solar intensa, o Sol costuma lançar quantidades impressionantes de matéria no espaço. São fluxos de gases excitados que saem do Sol e podem atingir a Terra com velocidades superiores a 500 quilômetros por segundo.

É o chamado “vento solar”.

Além desse material, as erupções solares emitem raios-X e radiação ultravioleta que aquecem as camadas superiores da atmosfera terrestre. A interação entre o vento solar e o campo magnético da Terra ocasiona as chamadas “tempestades geomagnéticas”. Quando isso acontece, a radiação afeta os equipamentos eletrônicos dos satélites, prejudicando as comunicações. Os próprios satélites podem ser danificados ou perdidos. As camadas superiores da atmosfera se aquecem e se expandem e podem atingir a altura de um satélite.

O atrito pode, então, desacelerar o satélite e modificar sua órbita. Em caso de ventos solares muito intensos, astronautas em órbita correm risco de vida se forem expostos à radiação. Até passageiros de aviões sofrem algum risco. Se o vento solar for muito intenso, eles podem receber uma dose de radiação equivalente a um raio-X médico.

Em 2003 atravessamos um período de atividade solar relativamente intensa. A fotografia abaixo mostra uma gigantesca erupção ocorrida no dia 28 de Outubro de 2003 lançando grande quantidade de material que atingiu a Terra no dia seguinte.

Nem todos os efeitos da atividade solar são nocivos. Um deles, belo e espetacular, são as auroras boreais, luzes coloridas que surgem nos céus de regiões relativamente próximas do pólo norte. Normalmente, as auroras boreais são esverdeadas, pois os átomos de oxigênio das altas camadas atmosféricas emitem luz verde, ao serem excitados pelos elétrons de alta velocidade do vento solar.

Quando a tempestade é forte pra valer, camadas mais baixas da atmosfera são atingidas pelo vento solar e a aurora boreal pode ser vermelha, cor da luz emitida por átomos excitados de nitrogênio, outro constituinte de nossa atmosfera. Além disso, nesse caso, as auroras boreiais podem ser vistas mesmo em latitudes bem menores. As auroras provocadas por uma tempestade magnética que ocorreu em Abril de 2000 foram vistas até na Flórida!

A foto abaixo foi tirada nessa data pelo astrônomo tcheco Jan Safar, do Observatório de Brno. Ela mostra a aurora vista no céu do Observatório que fica a 48 graus de latitude norte.

Por causa dos efeitos nocivos das tempestades geomagnéticas, os cientistas procuram formas de prevê-las com antecedência, dando tempo para que providências sejam tomadas. Esse será o assunto do capítulo seguinte.

Prevendo tempestades magnéticas.

Como uma tempestade magnética intensa pode causar sérios prejuizos e até levar perigo a astronautas, é desejável tentar prevê-las com boa antecedência. Só que isso não é fácil. Hoje, existem várias técnicas para fazer essas previsões, mas nenhuma consegue antecedência segura além de poucas horas.

Recentemente, surgiu a idéia de tentar observar erupções solares no lado de trás do Sol, que fica oculto de nós por algum tempo. Como o Sol gira com período de, mais ou menos, 27 dias, essa detecção daria uma boa margem de tempo antes da erupção virar em nossa direção cuspindo fogo.

A técnica foi proposta pelo francês Jean-Loup Bertaux e seus colaboradores. Sabe-se que o espaço interestelar, inclusive o sistema solar, está envolto em uma imensa nuvem de gás hidrogênio. É uma nuvem extremamente tênue mas, assim mesmo, é suficiente para bloquear toda a radiação ultravioleta, que é facilmente absorvida pelos átomos de hidrogênio. Em outras palavras, o espaço interestelar é praticamente opaco aos raios ultavioleta.

No entanto, a radiação do Sol “sopra” essa nuvem de gás, formando uma espécie de gigantesca “bolha”, onde a quantidade de átomos de hidrogênio fica muito mais reduzida. A “parede” interna dessa bolha pode atuar como uma espécie de “espelho”.

A luz (visível ou não) de uma erupção que ocorre na parte de trás do Sol, ao atingir esse “espelho” excita os átomos de hidrogênio e cria regiões luminosas, chamadas de “pontos quentes de UV”. Esses pontos quentes, em princípio, podem ser observados pelo satélite SOHO (“Solar and Heliospheric Observatory”), da NASA, que está a 1,5 milhão de quilômetros da Terra.

Pelas imagens desses pontos quentes os cientistas esperam poder localizar a posição das erupções no lado oculto do Sol, antecipando seu surgimento no lado virado para nós, alguns dias depois.

Entenda, porém, que isso tudo ainda é pesquisa em progresso e levará alguns anos até se tornar um método seguro de prever erupções solares com boa antecedência.

Sorte de Karl Jansky, fundador da radioastronomia.

As tempestades magnéticas que, de vez em quando, perturbam as telecomunicações, estavam chateando os dirigentes da Bell Telephone, nos Estados Unidos dos anos 20. Para obter maiores informações sobre esses desagradáveis fenômenos, eles contrataram o jovem físico Karl Jansky, com a missão de construir grandes antenas e estudar os sinais vindos do Sol.

No final de 1930, Jansky já tinha construido sua primeira antena e com ela começou a “escutar” as ondas de rádio que vinham do espaço exterior. Em 1933, ele já descobriu que a maior fonte de sinais era a nossa própria galáxia, a Via Láctea.

Em torno da Terra existe uma camada, entre 50 e 500 km de altitude, chamada “ionosfera”, onde o gás rarefeito da atmosfera terrestre é ionizado pela luz do Sol. Um átomo ionizado, como você sabe, é um átomo do qual são arrancados um ou mais elétrons. No caso, quem arranca esses elétrons é a radiação solar. Essa tal ionosfera reflete ondas de rádio, principalmente as chamadas “ondas curtas”. É isso que possibilita a gente captar um emissora de rádio do Japão, mesmo sem usar satélites.

Durante períodos de grande atividade solar, a radiação do Sol ioniza uma quantidade anormal de átomos e a ionosfera fica tão cheia de íons que se torna uma verdadeira barreira. Sinais de rádio vindo de fora não entram e sinais originados na própria Terra não saem. Nesses períodos os radioastrônomos ficam praticamente ilhados, impossibilitados de receber sinais de rádio do espaço exterior, principalmente durante o dia, quando a ionosfera fica ainda mais densa.

Foi aí que Jansky deu a maior sorte. Ele começou a observar os sinais da Via Láctea de 1932 a 1934, durante um mínimo de atividade solar. Se ele tivesse começado alguns anos antes ou depois, o início da radioastronomia teria sido adiado por algum tempo. Hoje, os radiotelescópios são bem mais sensíveis que a antena primitiva de Jansky. Além disso, satélites como o SOHO estão livres dessas limitações.

Observando manchas solares. Astronomia diurna.

Há quem pense que um astrônomo amador só pode fazer suas observações à noite e longe das luzes da cidade. Isso não é verdade. Com uma modesta luneta você pode observar as manchas solares, principalmente quando elas estão bem sapecas. Esse, aliás, é um excelente projeto para Feira de Ciências, candidato a ganhar medalha. Comece logo a fazer suas observações, anotações e gráficos. Quando chegar a época da Feira você já terá farto material para apresentar em seu estande.

Você só precisa de uma pequena luneta ou telescópio de amador e de uma cartolina onde projetará a imagem do Sol. Nunca olhe o Sol através do telescópio! Se você fizer essa besteira, corre o risco de danificar sua retina e ficar cego. Galileu, coitado, cometeu esse erro e morreu na cegueira.

Veja a figura. Quanto maior a distância entre a luneta e a tela, maior será a imagem do Sol, mas, em compensação, menor será sua luminosidade. Algumas lunetas usam um filtro solar, mas isso não é essencial. Procure diminuir a claridade em redor da tela para que a imagem do Sol fique bem visível. Ajuste bem o foco para obter uma imagem tão nítida quanto possível.

Se conseguir ver algumas manchas, faça uma figura mostrando a posição delas no disco solar para poder acompanhar seus movimentos. Fazendo observações por vários dias, de preferência sempre às mesmas horas, você poderá achar o período de rotação do Sol.

Existe um chamado “número de manchas”, N, que é calculado do seguinte modo. Primeiro, conta-se o número de grupos de manchas, Ng, e depois, o número de manchas individuais, Nm. O número de manchas é dado pela soma do número de manchas individuais com o número de grupos multiplicado por 10. Isto é:

N = Nm + 10 x Ng .

A razão para isso é que o número médio de manchas por grupo é 10. Desse modo, mesmo se as manchas individuais de um grupo não forem distintas na imagem vista com uma luneta de amador, o número obtido não ficará muito longe do real.

Como estamos bem dentro do ciclo 23 o número de manchas atualmente é alto. Por sinal, recentemente ocorreu um súbito aumento no número de manchas acompanhando a inusitada atividade registrada nesses últimos dias. O gráfico abaixo, adaptado de um boletim da NASA, mostra como está esse número atualmente.

Fonte: seara.ufc.br