05 NOTAS DE AULA:  Manchas Solares e Ionosfera

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NOTAS DE AULA:  CAMPUS DE PESQUISAS GEOFÍSICAS MAJOR EDSEL DE FREITAS COUTINHO

INSTITUTO DE AERONÁUTICA E ESPAÇO - IAE - CONVÊNIO 2002-2012 PROFESSOR ANGELO ANTONIO LEITHOLD, MANCHAS SOLARES Visualizar Download FACULDADES INTEGRADAS ESPÍRITA - FIES INSTITUTO DE AERONÁUTICA E ESPAÇO - IAE PLANEJAMENTO DE PESQUISAS Plano Trabalho Progr Cientifico Convenio CRS UNIBEM Download CTA PLANO DE TRABALHO nov 2006 Download

PÁGINA PRINCIPAL ANOMALIA MAGNÉTICA DO ATLÂNTICO SUL - AMAS 

MANCHAS SOLARES (IONOSFERA)

(c) py5aal As manchas solares são áreas escuras da superfície solar na fotosfera, são regiões mais frias e ao seu redor ocorrem surtos magnéticos com intensidade de 0,3 T, que impedem a transferência de calor para a superfície solar, portanto ficam menos cintilantes e aparentemente menos visíveis. A atividade solar pode ser estudada a partir de sua quantidade e dimensões. A sua frequência e quantidade é sujeita a uma periodicidade média de onze anos, chamada de "ciclo solar".  Observando-as é percebido uma forma de ''tubo'' no seu fluxo magnético que se forma sob fotosfera. A pressão e densidade na região varia à medida em que locomovem. No momento em que as linhas de fluxo variam e a mancha se desloca em direção à fotosfera aparece uma região com um brilho cerca de 10% menos intenso. As colunas de convecção provindas do interior do Sol sofrem movimentos de rotação, semelhantes à bolhas que se deslocam para cima num caldeirão fervente, assim, o formato de um tubo magnético se torce devida à rotação diferencial. A partir de um certo limite, caso a tensão interna aumente, há movimentos de torção das linhas de campo, e inibição de sua propagação, reduzindo a temperatura por transferência de energia desde o interior do Sol à superfície. Devida à torção das linhas de campo, podem aparecer na superfície duas manchas com polaridade magnética é oposta entre si. Ao observar as ondas de baixa frequência que se propagam pela fotosfera, se nota uma estrutura intrincada no interior das manchas, isto ocorre porque abaixo de si é formado um vórtice giratório que concentra as linhas de campo, semelhantes à ciclones. 

(c)Leithold Ao se apresentar de forma bipolar, as manchas solares têm componentes cujas polaridades magnéticas são opostas (Efeito Zeeman) que consistem no desdobramento das raias espectrais devido o campo magnético. É possível determinar a intensidade e polaridade das manchas e seu número  polaridade predominante varia a cada ciclo e se inverte a cada 22 anos, formando um segundo ciclo.

MANCHAS SOLARES E CICLOS SOLARES

(c)Leithold Como a atividade magnética na região é intensa, esta inibe a convecção, cujas temperaturas superficiais são mais baixas. Embora emitam bastante luz e suas temperaturas girem em torno de 4.000-4.500 K, o contraste com a região circunvizinha, em torno de 5.778 K dá a impressão, ou ilusão óptica de que as manchas são bem mais escuras do que a superfície que as rodeiam. Para se ter uma idéia da ilusão, a luz emitida das regiões internas é mais brilhante que um arco voltaico.  Desde 1979, as medidas são obtidas por sondas espaciais. Observando-se as medidas e fotos, se nota que ao serem mais escuras, seria natural supor que haveria menos emissão de radiação. Entretanto, nas áreas circunvizinhas se observa um maior brilho, o que indica mais mais manchas.

(c)Leithold O Sol, em sua luminosidade total se torna mais radiante, embora  a variação observada seja muito pequena, cerca de  0.1%. Este valor somente foi possível após as medidas efetuadas a partir da década de 1980.  O chamado ''efeito Wilson'' mostra que as manchas solares são depressões na superfície do Sol, e usando o ''efeito Zeeman'' nas observações, percebe-se que estas vêm aos pares , ou casais, com polaridade magnética oposta. De ciclo a ciclo, as polaridades (com respeito à rotação solar) de manchas se deslocam entre norte sul ao sul norte. Aparecem geralmente aos grupos.  Observações recentes do obervatório solar  (SOHO) que estuda as ''ondas'' que se propagam através da fotosfera, revelam muitas vezes uma  detalhada estrutura interna abaixo das manchas mostra que há uma estrutura energética poderosa debaixo de cada mancha, dando forma de vortex que gira, concentra e alinha o campo magnético. As Manchas Solares, muitas vezes têm estruturas muito parecidas com  tempestades ou furacões terrestres. George Ellery Hale, define  que os campos magnéticos e as manchas solares estão intrinsicamente ligados e que o período do ciclo magnético é 22 anos, cobrindo duas reversões polares do dipolo do campo magnético.  

(c)Leithold  Horace W. Babcock propôs um modelo qualitativo para a dinâmica das camadas exteriores do Sol, neste, o comportamento é descrito pela lei de Spörer,onde os efeitos, em geral são devido aos campos magnéticos que são torcidos pela rotação do Astro. As ''manchas solares'' chamadas em inglês Sunspots, estão relacionadas à atividade magnética intensa tal como os laços e a reconecção  coronal. Já foram observados fenômenos similares em estrelas chamados geralmente starspots.  Os números de manchas têm sido registrados desde 1.700 d.C. e estimados até aproximadamente 11.000 a.C. Os ciclos solares têm uma variação nos máximos e mínimos, a tendência atual aponta para picos ascendentes. A última atividade mapeada similar à atual remonta de 8.000. Embora os detalhes da geração de manchas sejam ainda  matéria da pesquisa, sabe-se que são as contrapartes visíveis dos estruturas em forma de tubos magnéticos do fluxo na zona convectiva que formam estruturas que parecem “feridas” na superfície, ocasionadas pela rotação diferencial.  Se o stress nos referidos tubos de fluxo alcançar um certo limite, ondulam para cima e formam uma faixa (Como se fosse uma borracha.) e puncionam a superfície. Nos pontos de punção, a convecção é inibida, e o fluxo da energia diminui, e a temperatura de superfície também.REFERÊNCIAS

Mossman, J. E., A comprehensive search for sunspots without the aid of a telescope, 1981-1982

Royal Astronomical Society, Quarterly Journal (ISSN 0035-8738), vol. 30, March 1989, p. 59-64. [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1989QJRAS..30...59M&db_key=AST&page_ind=1&data_type=GIF&type=SCREEN_VIEW&classic=YES]

Strassmeier, K. G., Sponsored by the Austrian Science Foundation FWF S-7301AST and S-7302AST; Institut für Astronomie, Universität Wien, Türkenschanzstraße 17, A-1180 Wien, Austria; "starspots vary on the same (short) time scales as Sunspots do", "HD 12545 had a warm spot (350 K above photospheric temperature; the white area in the picture)"

Sunspot index graphics, Solar Influences Data Analysis Center (retrieved 27 September 2007).

 

Solanki, S.K.; Usoskin, I.G., Kromer, B., Schüssler, M. and Beer, J. (2004). "Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years". Nature 431 (7012): 1084–1087. doi:10.1038/nature02995. PMID 15510145. http://www.ncdc.noaa.gov/paleo/pubs/solanki2004/solanki2004.html.

"Solar Forcing of Climate". Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis. http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/244.htm. Retrieved 2005-03-10.

Weart, Spencer (2006). "The Discovery of Global Warming". in Weart, Spencer. American Institute of Physics. http://www.aip.org/history/climate/index.html. Retrieved 2007-04-14.

Wilson, Ian. Do periodic peaks in the planetary tidal forces acting upon the Sun influence the sunspot cycle?. http://heliogenic.blogspot.com/2008/12/new-paper-from-ian-wilson.html. Retrieved October 07 2009.

Phillips, Dr. Tony (09.03.2009). "Are Sunspots Disappearing?". http://science.nasa.gov/headlines/y2009/03sep_sunspots.htm.

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