Mancha solar (Sunspot)

As manchas solares representam fenômenos transitórios na superfície solar, caracterizados por sua aparência mais escura em comparação com a fotosfera ambiente. Essas características são áreas de temperatura superficial diminuída, resultantes de linhas de fluxo magnético concentradas que suprimem a transferência de calor por convecção. Normalmente, as manchas solares se manifestam em regiões ativas, ocorrendo frequentemente em pares magneticamente opostos. Sua prevalência varia de acordo com o ciclo de atividade solar de aproximadamente 11 anos.

Manchas solares são manchas temporárias na superfície do Sol que são mais escuras que a área circundante. São regiões de temperatura superficial reduzida causada por concentrações de fluxo magnético que inibem a convecção. As manchas solares aparecem em regiões ativas, geralmente em pares de polaridades magnéticas opostas. Seu número varia de acordo com o ciclo solar de aproximadamente 11 anos.

Manchas solares individuais ou aglomerados delas podem persistir por períodos que variam de vários dias a alguns meses antes de se dissiparem. À medida que as manchas solares atravessam o disco solar, elas exibem expansão e contração dinâmicas, com diâmetros variando significativamente de 16 quilômetros (10 milhas) a 160.000 quilômetros (100.000 milhas). Manchas solares excepcionalmente grandes são discerníveis da Terra sem assistência telescópica. Após o surgimento inicial, esses fenômenos podem exibir movimentos próprios, ou velocidades relativas, atingindo várias centenas de metros por segundo.

As manchas solares servem como indicadores de intensa atividade magnética, ocorrendo simultaneamente com outros fenômenos da região ativa, incluindo loops coronais, proeminências e eventos de reconexão magnética. A maioria das erupções solares e ejeções de massa coronal emanam dessas zonas magneticamente ativas, normalmente associadas a aglomerados de manchas solares visíveis. Fenômenos análogos, detectados indiretamente em outras estrelas além do nosso Sol, são geralmente chamados de manchas estelares, com observações confirmando a presença de regiões mais brilhantes e mais escuras.

Histórico

A primeira referência documentada às manchas solares aparece no texto chinês, o I Ching, que foi finalizado antes de 800 AC. Esta antiga escritura descreve a observação de um dou e mei no disco solar, ambos termos denotando pequenos obscurecimentos. Além disso, o registo mais antigo de observação intencional de manchas solares tem origem na China, datando especificamente de 364 a.C., como evidenciado pelas observações do astrónomo Gan De (甘德) num catálogo de estrelas. Por volta de 28 aC, os astrônomos chineses estabeleceram uma prática sistemática de documentação de observações de manchas solares em arquivos imperiais oficiais.

Na literatura ocidental, a menção inicial inequívoca de uma mancha solar é atribuída ao antigo estudioso grego Teofrasto, discípulo de Platão e Aristóteles e sucessor deste último, por volta de 300 aC.

As primeiras ilustrações existentes de manchas solares foram produzidas pelo monge inglês João de Worcester em dezembro. 1128.

As observações telescópicas inaugurais das manchas solares foram conduzidas em dezembro de 1610 pelo astrônomo inglês Thomas Harriot. As descobertas de Harriot foram documentadas em seus cadernos pessoais, posteriormente complementados em março de 1611 por observações e relatórios dos astrônomos frísios Johannes e David Fabricius. Após a morte de Johannes Fabricius, aos 29 anos, as suas contribuições permaneceram em grande parte não reconhecidas, eclipsadas pelas descobertas independentes e publicações subsequentes sobre manchas solares por Christoph Scheiner e Galileo Galilei. Embora Galileu provavelmente tenha iniciado observações telescópicas de manchas solares simultaneamente com Harriot, seus registros formais só começaram em 1612. Nas décadas seguintes, uma infinidade de astrônomos contemporâneos se dedicaram ao estudo de manchas solares. Entre eles estava o renomado astrônomo Johannes Hevelius, que catalogou 19 grupos de manchas solares durante a fase inicial do Mínimo de Maunder (1653-1679) em seu tratado, Machina Coelestis.

Durante o início do século XIX, William Herschel emergiu como um pioneiro ao postular uma correlação entre as manchas solares e as temperaturas terrestres, postulando que características específicas das manchas solares poderiam significar um aquecimento global elevado. Nas suas investigações sobre a dinâmica solar e a arquitetura solar proposta, Herschel notou acidentalmente a escassez comparativa de manchas solares entre julho de 1795 e janeiro de 1800, tornando-se potencialmente o primeiro a compilar um registro histórico da presença ou ausência de manchas solares. A sua análise sugeriu uma coincidência entre a escassez de manchas solares e os preços elevados do trigo em Inglaterra. No entanto, o presidente da Royal Society atribuiu o aumento dos preços do trigo à inflação monetária. As tentativas subsequentes de cientistas, incluindo Richard Carrington em 1865 e John Henry Poynting em 1884, de estabelecer uma ligação entre os preços do trigo e as manchas solares não tiveram sucesso. Análises contemporâneas afirmam a ausência de uma correlação estatisticamente significativa entre os preços do trigo e a contagem de manchas solares.

Física

Morfologia

As manchas solares são caracterizadas por dois componentes estruturais primários: uma umbra central e uma penumbra envolvente. A umbra representa a área mais escura de uma mancha solar, distinguida pelo seu campo magnético excepcionalmente forte, que é orientado aproximadamente verticalmente, ou normal, à superfície do Sol (fotosfera). Esta umbra pode ser total ou parcialmente envolvida por uma região circundante mais brilhante, denominada penumbra. A própria penumbra consiste em formações radialmente alongadas conhecidas como filamentos penumbrais e exibe um campo magnético mais inclinado em comparação com o da umbra. Em casos de grupos de manchas solares, várias umbras podem compartilhar uma penumbra única e contínua.

A temperatura da umbra normalmente varia de 3.000 a 4.500 K, um contraste significativo com os aproximadamente 5.780 K do material solar circundante, o que torna as manchas solares distintamente visíveis como regiões escuras. Este efeito visual é atribuído à variação substancial na luminância com a temperatura de um corpo negro aquecido, um modelo próximo da fotosfera. Paradoxalmente, se uma mancha solar solitária fosse isolada da fotosfera circundante, ela emitiria luz mais intensamente do que a lua cheia, exibindo uma tonalidade laranja-carmesim.

Dentro de certas manchas solares em desenvolvimento e em decomposição, regiões distintas e relativamente estreitas de material brilhante são observadas, penetrando ou cortando totalmente uma umbra. Estas estruturas, denominadas pontes de luz, exibem um campo magnético que é mais fraco e mais inclinado do que o da umbra circundante a uma altura equivalente dentro da fotosfera. Em altitudes fotosféricas mais elevadas, o campo magnético das pontes de luz converge e atinge comparabilidade com o da umbra. Além disso, investigações revelaram que a pressão do gás predomina sobre a pressão magnética dentro das pontes de luz, e movimentos convectivos foram identificados.

O efeito Wilson indica que as manchas solares constituem depressões na superfície solar.

Ciclo de vida

A existência visível de uma mancha solar individual pode durar de vários dias a alguns meses; entretanto, os grupos de manchas solares e suas regiões ativas associadas normalmente persistem por semanas ou até meses. À medida que as manchas solares atravessam a superfície solar, elas sofrem expansão e contração, exibindo diâmetros que variam significativamente, de 16 km (10 mi) a 160.000 km (100.000 mi).

Formação

Embora os mecanismos precisos de formação das manchas solares continuem a ser uma área activa de investigação, é geralmente aceite que as manchas solares representam as expressões observáveis de tubos de fluxo magnético originados na zona convectiva do Sol e que se estendem através da fotosfera dentro de regiões activas. Sua aparência escura distinta resulta da supressão da convecção do potente campo magnético dentro da fotosfera. Consequentemente, o fluxo de energia do interior solar diminui, levando a uma redução na temperatura da superfície, o que faz com que a área superficial penetrada pelo campo magnético pareça escura contra o pano de fundo luminoso dos grânulos fotosféricos.

As manchas solares manifestam-se inicialmente na fotosfera como pequenas áreas escuras desprovidas de penumbra, conhecidas como poros solares. Esses poros expandem gradualmente de tamanho e migram uns em direção aos outros. Quando um poro atinge um diâmetro suficiente, normalmente em torno de 3.500 km (2.000 milhas), uma penumbra inicia seu desenvolvimento.

Decadência

Embora a pressão magnética teoricamente levasse à dispersão das concentrações do campo e, portanto, à dissolução das manchas solares, o seu tempo de vida observado estende-se de dias a semanas. Em 2001, dados adquiridos do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO), utilizando ondas sonoras que se propagam abaixo da fotosfera (uma técnica conhecida como heliosismologia local), facilitaram a criação de um modelo tridimensional que descreve a estrutura interna abaixo das manchas solares. Estas observações revelaram a presença de uma corrente descendente robusta sob cada mancha solar, que gera um vórtice rotativo responsável por sustentar o campo magnético concentrado.

Ciclo solar

Os ciclos solares normalmente duram aproximadamente onze anos, com durações variando de pouco menos de 10 a pouco mais de 12 anos. Ao longo de um ciclo solar, as populações de manchas solares apresentam um rápido aumento seguido por um declínio mais gradual. O pico de atividade das manchas solares dentro de um ciclo é designado como máximo solar, enquanto o nadir da atividade é denominado mínimo solar. Esta periodicidade também é evidente na maioria dos outros fenómenos solares e está correlacionada com uma variação no campo magnético solar, que sofre uma inversão de polaridade correspondente a este ciclo.

Na fase inicial de um ciclo solar, as manchas solares emergem em latitudes mais altas e subsequentemente migram em direção ao equador à medida que o ciclo se aproxima do seu máximo, um padrão consistente com a lei de Spörer. Manchas solares originadas de dois ciclos consecutivos podem coexistir por vários anos durante períodos próximos ao mínimo solar. Esses pontos de ciclo sequencial são diferenciáveis com base na orientação de seus campos magnéticos e em suas respectivas latitudes.

O índice de manchas solares Wolf quantifica a contagem média de manchas solares e grupos de manchas solares durante períodos definidos. Os ciclos solares de 11 anos são enumerados sequencialmente, começando com observações registradas na década de 1750.

Em 1908, George Ellery Hale estabeleceu a conexão inicial entre campos magnéticos e manchas solares. Hale postulou que o ciclo das manchas solares se estende por 22 anos, abrangendo duas fases de atividade flutuante das manchas solares, que coincidem com as inversões polares do campo dipolo magnético do Sol. Posteriormente, Horace W. Babcock introduziu um modelo qualitativo que elucida a dinâmica das camadas externas do Sol. O Modelo Babcock atribui os fenômenos descritos pela lei de Spörer, juntamente com outros efeitos, a campos magnéticos que são distorcidos pela rotação do Sol.

Tendências de longo prazo

As contagens de manchas solares exibem variações em escalas temporais estendidas. Por exemplo, durante o período do “máximo moderno”, de 1900 a 1958, a tendência para máximos solares no número de manchas solares foi ascendente; no entanto, ao longo das seis décadas subsequentes, esta tendência inverteu-se predominantemente para um declínio. Comparativamente, o nível de atividade do Sol correspondeu pela última vez ao máximo moderno há mais de 8.000 anos antes.

Desde 1979, coincidindo com a disponibilidade de medições de satélite, os números de manchas solares demonstraram uma correlação com a intensidade da radiação solar. A flutuação na produção solar atribuível ao ciclo de manchas solares constitui aproximadamente 0,1% da constante solar, representando uma faixa de pico a vale de 1,3 W·m⁻² contra uma constante solar média de 1366 W·m⁻².

Técnicas de observação contemporâneas

As manchas solares são monitoradas usando telescópios solares terrestres e orbitais. Esses instrumentos empregam metodologias de filtragem e projeção para observação direta, juntamente com diversos sistemas de câmeras filtradas. Aparelhos especializados, incluindo espectroscópios e espectrohelioscópios, facilitam o exame de manchas solares e suas regiões associadas. Além disso, os eclipses induzidos artificialmente permitem a observação da circunferência do Sol à medida que as manchas solares atravessam o membro.

A observação direta e desprotegida do Sol pode resultar em danos oculares irreversíveis; conseqüentemente, a observação amadora de manchas solares normalmente envolve imagens projetadas ou visualização direta através de filtros de proteção especializados. Pequenos pedaços de vidro de filtro altamente opacos, como o vidro de soldador nº 14, são eficazes. Alternativamente, a ocular de um telescópio pode projetar uma imagem não filtrada em uma tela branca, permitindo a visualização indireta e o rastreamento da progressão das manchas solares. Para uma observação segura com a ocular, filtros especializados de passagem de banda estreita de hidrogênio-alfa e filtros de atenuação de vidro revestidos de alumínio (que parecem espelhos devido à sua densidade óptica excepcionalmente alta) são afixados na frente do telescópio.

Aplicações Práticas

Dada a sua correlação com várias formas de atividade solar, as manchas solares servem como indicadores para prever o clima espacial, avaliar as condições ionosféricas e prever fatores pertinentes à propagação de rádio de ondas curtas ou comunicações por satélite. A atividade elevada de manchas solares é particularmente bem-vinda pela comunidade de rádio amador, pois sinaliza condições superiores de propagação ionosférica, ampliando significativamente o alcance do rádio dentro das bandas de HF. Durante os períodos de pico de atividade das manchas solares, a comunicação de rádio global torna-se viável em frequências que atingem a banda VHF de 6 metros.

A atividade solar, incluindo o ciclo solar, tem sido proposta como um fator que contribui para o aquecimento global. Um exemplo histórico frequentemente citado é o Mínimo de Maunder, um período de diminuição da atividade das manchas solares que coincidiu com a Pequena Idade do Gelo na Europa. No entanto, investigações abrangentes utilizando diversos indicadores paleoclimáticos revelam que as temperaturas reduzidas do Hemisfério Norte, características da Pequena Idade do Gelo, começaram enquanto o número de manchas solares permanecia elevado, precedendo o início do Mínimo de Maunder, e continuaram após a sua conclusão. A modelagem numérica do clima sugere ainda que a atividade vulcânica constituiu o principal impulsionador da Pequena Idade do Gelo.

Embora as manchas solares exibam uma influência menor no fluxo solar devido ao seu défice de energia radiante, o seu impacto global é limitado. Coletivamente, as manchas solares e outros fenômenos magnéticos na fotosfera solar contribuem para um aumento aproximado de 0,1% no brilho solar em comparação com os níveis solares mínimos. Isso se traduz em uma variação na irradiância solar total (TSI) na Terra durante o ciclo de manchas solares de aproximadamente ${\displaystyle 1.37\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }$. Fenômenos magnéticos adicionais, como fáculas e rede cromosférica, também apresentam correlação com a atividade das manchas solares. A interação desses fatores magnéticos implica que a relação entre o número de manchas solares e a Irradiância Solar Total (TSI) pode diferir significativamente quando se comparam ciclos solares decenais com escalas de tempo centenárias. Um desafio principal na quantificação das tendências de longo prazo do TSI decorre da estabilidade das medições radiométricas absolutas realizadas a partir do espaço, uma questão que, apesar das melhorias recentes, persiste. As análises sugerem a possibilidade de que o TSI durante o Mínimo de Maunder tenha sido superior aos níveis atuais; no entanto, essas descobertas estão sujeitas a incertezas significativas. As melhores estimativas estão dentro do intervalo de ${\displaystyle \pm 0.5\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }$, com um ${\displaystyle 2\sigma }$ incerteza que se estende a ±<!-- ± --> §103104§   C ⋅ m − §120121§ {\displaystyle \pm 1\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} } .

As manchas solares, caracterizadas por suas intensas concentrações de campo magnético, medeiam a intrincada transferência de energia e impulso para a atmosfera solar superior. Esta transferência é realizada através de diversos mecanismos, nomeadamente ondas geradas na baixa atmosfera solar e eventos de reconexão magnética.

Pontos Estelares

Em 1947, G. E. Kron postulou que as manchas estelares eram responsáveis ​​pelas variações periódicas observadas no brilho das anãs vermelhas. Desde meados da década de 1990, as observações de manchas estelares têm aproveitado técnicas progressivamente avançadas, fornecendo informações cada vez mais detalhadas: estudos fotométricos revelaram crescimento, decadência e comportamento cíclico de manchas estelares análogo à atividade solar; análises espectroscópicas elucidaram as características estruturais das regiões de manchas estelares através do exame de variações de divisão de linha espectral atribuíveis ao efeito Zeeman; A imagem Doppler demonstrou padrões de rotação diferenciais para manchas em várias estrelas, muitas vezes diferindo das distribuições solares; e a análise da linha espectral quantificou as faixas de temperatura de manchas e superfícies estelares. Por exemplo, em 1999, Strassmeier documentou a maior mancha estelar fria observada até o momento, girando na estrela gigante K0 XX Trianguli (HD 12545) a uma temperatura de 3.500 K (3.230 °C), ao lado de uma mancha quente coexistente medida a 4.800 K (4.530 °C).

Referências

Referências

• Banco de dados de manchas solares, compilando observações terrestres (GPR/DPD) e de satélite (SOHO/SDO) de 1872 até o presente, incluindo os dados mais recentes. ()
• Centro Mundial de Dados da Bélgica para o Índice de Manchas Solares (Arquivado em 3 de agosto de 2017).
• Centro de dados mundial da Bélgica para o índice de manchas solares, arquivado em 3 de agosto de 2017 na Wayback Machine
• Imagem de mancha solar em alta resolução.
• Imagens de manchas solares em alta resolução: uma extensa coleção.
• Progressão do Ciclo Solar NOAA: Ciclo solar atual.
  • Condições atuais: clima espacial.
• Laboratório Solar e Astrofísico da Lockheed Martin.
• O site Sun|trek oferece um recurso educacional para professores e alunos, com foco no Sol e seus impactos terrestres.
• Várias ferramentas estão disponíveis para exibir o número atual de manchas solares em um navegador.
  • O Propfire, por exemplo, mostra o número atual da mancha solar na barra de status do navegador.
  • A barra de ferramentas HamLinks fornece dados de fluxo solar, índice A e índice K diretamente em uma barra de ferramentas.
• Uma perspectiva do Sol em alta resolução.
• Atualizações diárias sobre manchas solares, incluindo imagens do Sol, são fornecidas regularmente.
• Uma explicação animada detalhando as manchas solares na fotosfera está disponível na Universidade de Gales do Sul.

Dados abrangentes sobre manchas solares.

• "Reconstrução do número de manchas solares de 11.000 anos". Diretório Mestre de Mudança Global. Recuperado em 11 de março de 2005."Atividade incomum do Sol durante as últimas décadas em comparação com os 11.000 anos anteriores". WDC para Paleoclimatologia. Recuperado em 11 de março de 2005."Números de manchas solares desde os tempos antigos até o presente da NOAA/NGDC". Diretório Mestre de Mudança Global. Recuperado em 11 de março de 2005."Números de manchas solares". NOAA NGDC Solar Data Services (FTP). Recuperado em 21 de junho 2010.Wilson, Robert M. (abril de 2014). Comparação das variações do número de manchas solares, número de grupos de manchas solares e área de manchas solares, 1875–2013. Huntsville, AL: Administração Nacional de Aeronáutica e Espaço, Marshall Space Flight Center.Obtido em 13 de março de 2015.Fonte: Arquivo da TORIma Academia