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Sol

As explosões que se observam habitualmente na superfície do Sol são responsáveis pelo aumento da atividade solar, da qual derivam as tempestades magnéticas, as auroras polares e as excitações ionosféricas, que podem afetar as transmissões radiofônicas, televisivas, etc. Em diferentes pontos é possível observar na fotosfera, na cromosfera ou na coroa, fenômenos diversos, como espículas, manchas solares, protuberâncias e erupções, que estão em correlação uns com os outros.

Esses fenômenos, cuja origem está certamente nas grandes profundidades do astro, localizam-se em regiões bem definidas, denominados centros ativos. A estrutura solar é alterada pela existência dos centros ativos por seu número, sua importância e condições físicas.

ESPÍCULAS

Com 500 a 800 km de diâmetro, as espículas são pequenos jatos de gases que emergem da cromosfera. Com tempo de vida da ordem de 15 minutos, esses jatos se deslocam segundo as linhas do campo magnético local. Atingem velocidades de quarenta quilômetros por segundo, temperaturas de 20.000 graus Celsius e uma altura de sete mil quilômetros.

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AS MANCHAS SOLARES

Um ritmo intenso de surgimento e desaparecimento de manchas solares domina a atmosfera do Sol e influência a vida na Terra. As manchas solares são regiões de campo magnético extremamente forte na superfície do Sol. A vida média de um grupo de manchas é de aproximadamente uma rotação solar.

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As manchas solares compreendem uma região central escura, denominada sombra, ou umbra, em torno da qual aparece uma região mais brilhante, chamada penumbra. Em geral, as manchas surgem em pares ou grupos de até 200. Suas proporções também variam muito: de algumas centenas, até centenas de milhares de quilômetros.

Essa atividade decresce, depois do máximo, durante seis anos e meio. O período total de variação é de 11 anos. Esse ciclo de atividade solar está estreitamente relacionado com vários fenômenos que se passam à superfície da Terra, tais como a freqüência das auroras polares, as variações da declinação magnética, as médias das chuvas em todo globo etc.

As flutuações no número de manchas ocorrem de forma muito regular. No início de ciclo, o número de grupos e seu tamanho aumenta rapidamente até atingir um máximo, em número, após dois ou três anos e, em área, após um ano. Decrescem depois de atingir um mínimo, e assim por diante. O número de manchas cresce a partir do mínimo durante cerca de quatro anos e meio.

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Os grupos e erupções maiores ocorrem dois ou três anos após ter sido atingido o número máximo de manchas, quando geralmente existem dez grupos e 300 manchas distribuídos pela superfície do Sol.

AS PROTUBERÂNCIAS

Um dos mais belos fenômenos observáveis na superfície do Sol são as protuberâncias, imensos jato de gás - guiados pelas linhas de força do campo magnético - que podem atingir até 300.000 km de altura, de forma variada (arco, laço, feixe etc). Existem dois tipos básicos de protuberâncias: as quiescencias e as eruptivas.

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As primeiras são mais numerosas, mais lentas e menos luminosas. Podem durar vários meses e em geral atingem uma altura de oitenta mil quilômetros , mas podem chegar a 300.000 km. Já as protuberâncias eruptivas são claras, duram alguns minutos e apresentam uma ejeção de matéria com velocidade superior a cem quilômetros por segundo. Atingem, em geral, a altura de quarenta mil quilômetros.

AS ERUPÇÕES SOLARES

Uma liberação de energia numa região de mancha solar caracteriza a erupção solar. Apesar da grande quantidade de energia envolvida, a maior parte das erupções é praticamente invisível, pois ocorre na atmosfera transparente, e apenas a fotosfera pode ser vista na luz visível.

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As erupções solares são registradas na raia do hidrogênio (raia vermelha) do espectro. Essas erupções liberam inicialmente feixes de elétrons e núcleos atômicos de alta velocidade, seguidos de uma emissão secundária de quantidades de radiação ultravioleta, gama e raios X. Esse fenômeno aumenta a intensidade do vento solar, que se desloca no espaço a velocidades entre 350 a 700 km/s e se estende até a órbita de Netuno.

História de Descobertas

Embora a física solar tenha sido iniciada com a observação telescópio das manchas solares, em 1610, por Galileu (figura abaixo), seu autêntico desenvolvimento só foi possível com a introdução da análise espectral.

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A análise espectral, além de ser uma ferramenta poderosa para os químicos, foi imprescindível na astronomia moderna, que consegui direcionar seus espectroscópios para as mais distantes estrelas, obtendo preciosas informações sobre sua composição química a partir da análise espectral. O procedimento dessa análise é verificado quando uma substância chega a tal ponto de aquecimento, emitindo luz de uma freqüência característica (cor), que pode ser usada para identificar a substância através de um processo analítico.

Após a decomposição da luz solar por um prisma, obtida por Newton (veja sua foto abaixo), em 1766, Wollaston observou, em 1802, as raias de absorção do espectro solar, que foram classificadas por Fraunhofer, em 1814. O aperfeiçoamento por W. Simans, em 1840, de um colimador, tornou possível a construção de um atlas do espectro solar.

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A interpretação das raias de absorção e o enunciado das leis de irradiação, por Kichhoff, possibilitou a William Huggins, na Inglaterra, Angelo Secchi, na Itália, e H. Vogel, na Alemanha, desenvolverem as bases das classificações estelares. No século XIX só a fotosfera, camada exterior ao Sol, era observável. As outras camadas da atmosfera solar, a cromosfera e a coroa, só eram acessíveis durante os eclipses solares.

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O primeiro progresso na técnica observacional dessas camadas exteriores foi obtida pelo físico e astrônomo francês Jules César Pierre Janssen (1824-1907) e pelo astrônomo inglês Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920), que desenvolveram um espectro heliográfico que permitia a observação das protuberâncias fora dos eclipses. Lockyer denominou o hélio a nova linha descoberta no espectro do Sol, 27 anos antes de William Ransay detectar a presença do elemento na Terra. Em 1930, o astrofísico francês Bernard Lyot (1897-1952) demonstrou que o véu de luz parasita dilui, completamente, a possibilidade de observar a luz da coroa solar, mesmo no alto das montanhas, onde o brilho do céu é bastante fraco, é oriundo da difusão no instrumental de observação. Assim, a difração pelo bordo da objetiva, a difusão pela poeira e ranhuras da superfície óptica e a bolha de ar das objetivas, são os grandes responsáveis por aquela difusão. Fundamentado nessas considerações, Lyot inventa uma luneta, denominada coronógrafo, que, eliminando e minimizando aqueles efeitos, permite, desde 1930, a observação da coroa fora dos eclipses.

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Mais tarde, em 1933, Lyot desenvolveu um método para detectar a coroa com luz monocromática, utilizando a propriedade do espectro coronal de comportar em certo número de raias de emissão que podem ser de dez a cem vezes mais brilhantes do que o espectro contínuo vizinho. Lyot empregou nas observações monocromáticas um filtro do tipo brilhante birrefringente de Lyot, que isola uma faixa muito estreita de comprimento de onda , centrado sobre uma determinada emissão coronal. Em 1950, o emprego de fotomultiplicadoras permitiu o surgimento de um novo instrumento - o coronômetro de Lyot - , que fornece o perfil de uma única raia de emissão de determinada raia do espectro.

Assim, foi o Sol a única estrela acessível à observação em detalhe, o que permitiu a formação da base espectroscópica atualmente empregada no estudo da estrutura estelar. Com efeito, para conhecer os fenômenos que se desenvolvem no Sol foi necessário determinar, a priori, a sua constituição química. Ora, isso só foi possível com a espectroscopia.

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