Ciclo solar

Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suas manchas, áreas bem definidas na superfície solar que aparentam ser mais escuras do que a região ao seu redor pelo fato de possuírem temperaturas mais baixas. Manchas solares são regiões de intensa atividade magnética onde convecção é inibida por fortes campos magnéticos, reduzindo transporte de energia do interior quente do Sol, fazendo que estas regiões possuam uma temperatura mais baixa do que ao redor. O campo magnético gera intenso aquecimento da coroa solar, formando regiões ativas que são as fontes de erupções solares e ejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.

Variação do ciclo solar nos últimos 30 anos.

Número de manchas solares observadas nos últimos 250 anos, mostrando os ciclos solares, cada uma com aproximadamente 11 anos de duração.

O número de manchas solares visíveis no Sol não é constante, mas varia ao longo de um ciclo de 11 anos chamado de ciclo solar. No início do ciclo solar (no chamado período de atividade mínima), poucas manchas são visíveis, e por vezes nenhuma é vista. Estas que aparecem estão em altas latitudes solares. À medida que o ciclo solar continua, o número de manchas aumenta, e as manchas movem-se em direção ao equador solar, um fenômeno descrito pela lei de Spörer. Manchas solares geralmente ocorrem em pares, de polaridades opostas. A polaridade magnética dos pares alternam-se a cada ciclo solar (relativo à posição do par), tendo um pólo magnético norte em um ciclo e sul no próximo (e vice-versa na outra mancha).

O ciclo solar possui grande influência na meteorologia do espaço, e influencia significantemente o clima na Terra, visto que a luminosidade solar está diretamente relacionada à atividade magnética do Sol. Quando o Sol está no período de atividade mínima, costuma-se registrar temperaturas médias mais baixas do que o normal na Terra. Por outro lado, temperaturas médias mais altas do que o normal estão correlacionadas com ciclos solares mais longos que o geral. No século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A Europa experienciou temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominado mínimo de Maunder ou Pequena Idade do Gelo.Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.

Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções. A cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera da atmosfera terrestre 

Possível ciclo a longo termo

Uma teoria recente argumenta que instabilidades magnéticas existentes no núcleo do Sol causariam flutuações com períodos de 41 000ou 100 000 anos. Isto poderia explicar melhor as idades do gelo do que os ciclos de Milankovitch 

Evolução

O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando uma nuvem molecular entrou em colapso Evolução estelar é medida em duas maneiras: através da presente idade da sequência principal do Sol, que é determinada através de modelagens computacionais de evolução estelar; e nucleocosmocronologia. A idade medida através destes procedimentos está de acordo com a idade radiométrica do material mais antigo encontrado no Sistema Solar, que possui 4,567 bilhões (4,567 mil milhões) de anos.

O Sol está aproximadamente na metade da sequência principal, período onde o qual fusão nuclear fusiona hidrogênio em hélio. A cada segundo, mais de 4 milhões de toneladas de matéria são convertidas em energia dentro do centro solar, produzindo neutrinos e radiação solar. Nesta velocidade, o Sol converteu cerca de 100 massas terrestres de massa em energia, desde sua formação até o presente. O Sol ficará na sequência principal por cerca de 10 bilhões (10 mil milhões) de anos.

Em cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de anos, o hidrogênio no núcleo solar esgotará. Quando isto ocorrer, o Sol entrará em contração devido à sua própria gravidade, elevando a temperatura do núcleo solar até 100 milhões de kelvins, suficiente para iniciar a fusão nuclear de hélio, produzindo carbono, entrando na fase do ramo gigante assimptótico.

Ciclo de vida do Sol.

O destino da Terra é precário. Como uma gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.^[102] Porém, quando o Sol tornar-se uma gigante vermelha, a estrela terá perdido cerca de 30% de sua massa atual, devido à massa perdida no vento solar, com os planetas afastando-se gradualmente do Sol, à medida que o Sol perde massa. Este fator por si mesmo provavelmente seria o suficiente para permitir que a Terra não fosse engolida pelo Sol, visto que a Terra afastar-se-ia o suficiente da estrela, mas pesquisas recentes mostram que a Terra será engolida pelo Sol devido à forças de maré

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a água do planeta evaporará, e a maior parte de sua atmosfera escapará para o espaço. De fato, o Sol gradualmente torna-se mais brilhante com o passar do tempo, mesmo na sequência principal (10% a cada 1 000 000 000 anos), com sua temperatura de superfície gradualmente aumentando com o tempo. O Sol foi no passado menos brilhante, sendo que no início possuía 75% da luminosidade atual, uma possível razão pela qual vida em terra firme somente existiu nos últimos 1 000 000 000 anos. Em outros 1 000 000 000 anos, o aumento da temperatura fará com que a superfície da Terra torne-se quente demais para possibilitar a existência de água líquida, e portanto, impossibilitará vida na Terra em sua forma atual.

A fusão de hélio sustentará o Sol por cerca de 100 milhões de anos, quando então o hélio no núcleo solar esgotará. O Sol não possui massa o suficiente para converter carbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como uma supernova. Ao invés disso, após o término da fusão de hélio, intensas pulsações térmicas farão com que o Sol ejete suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma anã branca com metade da massa atual (com o diâmetro da Terra) por bilhões (mil milhões) de anos. Este cenário de evolução estelar é típico de estrelas de massa moderada e baixa.

Problema do aquecimento coronal

Imagem de anel coronal,

Sabe-se que a fotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de 6 000 K. Acima da fotosfera, porém, na coroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K. A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de condução térmica da fotosfera.

Acredita-se que a energia necessária para aquecer a coroa solar é fornecida pela moção turbulenta na zona de convecção sob a fotosfera, e dois mecanismos primários foram propostos para explicar este aquecimento. O primeiro mecanismo é aquecimento ondular, onde o qual ondas sonoras, gravitacionais ou magneto hidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.^] Estas ondas locomovem-se para a superfície, e dissipam na coroa, depositando sua energia no gás ambiente na forma de calor.O outro mecanismo é aquecimento magnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de reconexão magnética, primariamente através de grandes erupções solares, embora erupções solares de menor tamanho mais comuns do que grandes erupções, embora a energia total hipotetizada solta por microerupções (erupções de tamanho muito menor) seja significantemente menor do que a energia total solta por erupções solares tradicionais — também contribuam para o aquecimento da coroa solar

Não se sabe mecanismos de aquecimento ondular são efetivamente responsáveis pelo aquecimento da coroa solar. Análises mostram que todos os tipos de ondas exceto ondas de Alfvén dissipam-se antes de chegar na coroa solar Além disso, ondas de Alfvén não dissipam-se com facilidade na coroa solar. Consequentemente, pesquisas sobre o problema do aquecimento da coroa solar estão centralizadas sobre mecanismos magnéticos de aquecimento.

curiosidade sobre o sol

O Sol, tal como outras estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem em seu interior. Em sentido oposto ao núcleo solar, estas forças são as exercidas pela pressão termodinâmica, produzida pelas altas temperaturas internas. No sentido do núcleo solar, atua a força gravitacional. O Sol é uma estrela da sequência principal que contém cerca de 99,86% da massa do Sistema Solar. É uma esfera quase perfeita, com um achatamento de apenas nove milionésimos,o que significa que seu diâmetro polar difere de seu diâmetro equatorial por apenas 10 km. Como o Sol é uma esfera de plasma, e não é sólido, gira mais rápido em torno de si mesmo no seu equador do que em seus pólos. Porém, devido à constante mudança do ponto de observação da Terra, na medida em que esta orbita em torno do Sol, a rotação aparente do Sol é de 28 dias. O efeito centrífuga desta lenta rotação é 18 milhões de vezes mais fraco do que a gravidade na superfície do Sol no equador solar. Os efeitos causados no Sol pelas forças de maré dos planetas são ainda mais insignificantes. O Sol é uma estrela da população I, rico em elementos pesados. O sol pode ter se formado por ondas resultantes da explosão de uma ou mais supernovas.Evidências incluem a abundância de metais pesados (tais como ouro e urânio) no Sistema Solar levando em conta a presença minoritária destes elementos nas estrelas de população II. A maior parte dos metais foram provavelmente produzidos por reações nucleares que ocorreram em uma supernova antiga, ou via transmutação nuclear via captura de nêutrons durante uma estrela de grande massa de segunda geração.

O Sol não possui uma superfície definida como planetas rochosos possuem, e, nas partes exteriores, a densidade dos gases cai aproximadamente exponencialmente à medida que se vai afastando do centro. Mesmo assim, seu interior é bem definido. O raio do Sol é medido do centro solar até o limite da fotosfera. Esta última é simplesmente uma camada acima do qual gases são frios ou pouco densos demais para radiar luz em quantidades significativas, sendo, portanto, a superfície mais facilmente identificável a olho nu

O interior solar possui três regiões diferentes: o núcleo, onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear, a zona radiativa e a zona de convecção. O interior do Sol não é diretamente observável, já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) pelo plasma do interior solar, e o Sol em si mesmo é opaco à radiação electromagnética. Porém, da mesma maneira que a sismologia utiliza ondas geradas por terremotos para revelar o interior da Terra, a hélio sismologia utiliza ondas de pressão (infravermelho) atravessando o interior do Sol para medir e visualizar o interior da estrutura solar.Modelos de computador também são utilizados como instrumentos teóricos para investigar camadas mais profundas do Sol.

Núcleo

Acredita-se que o núcleo do Sol estende-se do centro solar até 0,2 a 0,25 raios solares. O centro do Sol possui uma densidade de até 150 g/cm³, 150 vezes a densidade da água na Terra, e uma temperatura de cerca de 13 600 000 K. Análises recentes da missão SOHO indicam que a rotação do núcleo solar é mais rápida que a do restante da zona de radiação. Atualmente, e durante grande tempo da vida solar, a maior parte da energia produzida pelo Sol é gerada por fusão nuclear via cadeia próton-próton, convertendo hidrogênio em hélio.Menos de 2% do hélio gerado no Sol provém do ciclo CNO. O núcleo solar é a única parte do Sol que produz energia em quantidade significativa via fusão. O restante do Sol é aquecido pela energia transferida do núcleo para as regiões externas. Toda a energia produzida pela fusão precisa passar por várias camadas até a fotosfera antes de escapar para o espaço como luz solar ou energia cinética de partículas.

Produção de energia

A fusão de hidrogênio ocorre primariamente segundo uma cadeia de reações chamada de cadeia próton-próton:

4 ¹H → 2 ²H + 2 e⁺ + 2 ν_e (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 ¹H + 2 ²H → 2 ³He + 2 γ (5,5 MeV)

2 ³He → ⁴He + 2 ¹H (12,9 MeV)

Estas reações podem ser sumarizadas segundo a seguinte fórmula:

4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ (26,7 MeV)

O Sol possui cerca de 8,9 x 10⁵⁶ núcleos de hidrogênio (prótons livres), com a cadeia próton-próton ocorrendo 9,2 x 10³⁷ vezes por segundo no núcleo solar. Visto que esta reação utiliza quatro prótons, cerca de 3,7 x 10³⁸ prótons (ou 6,2 x 10¹¹ kg) são convertidos em núcleos de hélio a cada segundo. Esta reação converte 0,7% da massa fundida em energia,e como consequência, cerca de 4,26 milhões de toneladas métricas por segundo são convertidos em 383 yotta-watts (3,83 x 10²⁶ W), ou 9,15 x 10¹⁰ megatoneladas de TNT de energia por segundo, segundo a equação de massa-energia E=mc² de Albert Einstein.

A densidade de potência é de cerca de 194 µW/kg de matéria, e, embora visto que a fusão ocorra no relativamente pequeno núcleo solar, a densidade da potência do plasma nesta região é 150 vezes maior. Em comparação, o calor produzido pelo corpo humano é de 1,3 W/kg, cerca de 600 vezes maior do que no Sol, por unidade de massa.

Mesmo tomando em consideração apenas o núcleo solar, com densidades 150 vezes maior do que a densidade média da estrela, o Sol produz relativamente pouca energia, a uma taxa de 0,272 W/m³. Surpreendentemente, essa potência é muito inferior àquela gerada por uma vela acesa. O uso de plasma na Terra com parâmetros similares ao do núcleo solar é impraticado, se não impossível: mesmo uma modesta usina de 1 GW requereria cerca de 5 bilhões (5 mil milhões) de toneladas métricas de plasma.

A taxa de fusão nuclear depende muito da densidade e da temperatura do núcleo: uma taxa um pouco mais alta de fusão faz com que o núcleo aqueça, expandindo as camadas exteriores do Sol, e consequentemente, diminuindo a pressão gravitacional exercida pelas camadas externas e a taxa de fusão. Com o diminui mento da taxa de fusão, as camadas externas contraem, aumentando sua pressão contra o núcleo solar, o que novamente aumentará a taxa de fusão fazendo repetir-se o ciclo.

Os fótons de alta energia (raios gamas) gerados pela fusão nuclear são absorvidos por núcleos presentes no plasma solar e re-emitidos novamente em uma direção aleatória, dessa vez com uma energia um pouco menor. Depois são novamente absorvidos e o ciclo se repete. Como consequência, a radiação gerada pela fusão nuclear no núcleo solar demora muito tempo para chegar à superfície. Estimativas do tempo de viagem variam entre 10 a 170 mil anos.

Após passar pela camada de convecção até a superfície "transparente" da fotosfera, os fótons escapam como luz visível. Cada raio gama no núcleo solar é convertido em vários milhões de fótons visíveis antes de escaparem no espaço. Neutrinos também são gerados por fusão nuclear no núcleo, mas, ao contrário dos fótons, raramente interagem com matéria. A maior parte dos neutrinos produzidos acabam por escapar do Sol imediatamente. Por vários anos, medidas do número de neutrinos produzidos pelo Sol eram três vezes mais baixas do que o previsto. Este problema foi resolvido recentemente com a descoberta dos efeitos da oscilação de neutrinos. O Sol de fato produz o número de neutrinos previsto em teoria, mas detectores de neutrinos na Terra não detectavam dois terços deles porque os neutrinos mudavam de sabor

Zona de radiação

Entre 0,25 e 0,7 raio solar de distância do centro do Sol, o material solar é quente e denso o suficiente para permitir a transferência de calor do centro para fora via radiação térmica.Convecção térmica não ocorre nesta zona; apesar da temperatura desta região cair à medida que a distância ao centro solar aumenta (de 7 000 000 K para 2 000 000 K), o gradiente de temperatura é menor do que o gradiente adiabático, não permitindo a ocorrência de convecção. Calor é transmitido por radiação — íons de hidrogênio e hélio emitem fótons, que viajam apenas uma pequena distância antes de serem reabsorvidos por outros íons. A densidade cai 100 vezes (de 20 g/cm^³ para 0,2 g/cm^³) do interior para o exterior da zona de radiação.

Entre a zona de radiação e a zona de convecção existe uma camada de transição chamada de taco clina. Esta é uma região onde a mudança súbita de condições entre a rotação uniforme da zona radiativa e a rotação diferencial da zona de convecção resulta em grande tensão de cisalhamento — uma condição onde camadas horizontais sucessivas escorregam umas sobre as outras. A moção do fluido na zona de convecção gradualmente desaparece do topo do taco clina até a parte inferior desta camada, adquirindo as mesmas características calmas da zona de radiação. Acredita-se que um dínamo magnético dentro desta camada gera o campo magnético solar.

Zona de convecção

A zona de convecção é a camada externa do Sol, que ocupa a região entre 0,7 raios solares do centro (200 000 km abaixo da superfície solar) até a superfície. Nesta região, o plasma solar não é denso ou quente o bastante para transferir o calor do interior do Sol para fora via radiação — em outras palavras, não é opaco o suficiente. Como resultado, convecção térmica ocorre na medida em que colunas térmicas carregam material quente para a superfície solar. Quando a temperatura deste material cai na superfície, o material cai na direção da base da zona de convecção, onde recebe calor do topo da zona de radiação, recomeçando o ciclo novamente. Na superfície solar, a temperatura cai para 5 700 K, e a densidade, para 0,2 g/m^³ (cerca de 1/10 000 da densidade do ar ao nível do mar).

As colunas térmicas na zona de convecção formam características físicas na superfície do Sol, na forma de grânulos solares e super granulação. Tais grânulos são os topos de células de convecção, estas possuindo cerca de 1 000 km de diâmetro.

A convecção turbulenta desta parte do interior solar gera um pequeno dínamo magnético que produz pólos norte e sul magnéticos em toda a superfície do Sol. As colunas térmicas são células de Bénard, e portanto, tendem a serem prismas hexagonais.

Atmosfera

As camadas superiores à fotosfera são chamadas coletivamente de atmosfera solar. Estas camadas podem ser vistas com telescópios operando em todo o espectro eletromagnético dorádio, passando desde a luz visível até os raios gamas. São compostas de cinco zonas principais: a "zona de temperatura mínima" (cromosfera), a região de transição solar (coroa solar) e a heliosfera A heliosfera, que pode ser considerado a região exterior tênue da atmosfera solar, estende-se além da órbita de Plutão, até a heliopausa, onde forma uma onda de choque com o meio interestelar. A cromosfera e a coroa são muito mais quentes do que a superfície do Sol.Não se sabe com exatidão porque isto acontece; evidências indicam que ondas de Alfvén podem ter energia suficiente para aquecer a coroa.

A camada mais fria do Sol é a região de temperatura mínima, localizada 500 km acima da fotosfera, que possui uma temperatura de 4 100 K. Esta parte do Sol é fria o suficiente para suportar moléculas simples como monóxido de carbono e água, estas que podem ser detectadas por seus espectros de absorção.

Acima da camada de temperatura mínima localiza-se a cromosfera, camada que possui cerca de 2 000 km de espessura e é dominada por espectros de emissões e linhas de absorção. O nome desta camada provém do grego "chroma", que significa "cor", porque a cromosfera é visível como um flash colorido no início e fim de um eclipse total do Sol. A temperatura da cromosfera aumenta gradualmente com a altitude, chegando a até 20 000 K no topo. No topo da cromosfera, hélio torna-se parcialmente ionizado.

Acima da cromosfera localiza-se a zona de transição solar, uma camada fina com cerca de 200 km de espessura. Nela, a temperatura aumenta rapidamente de 20 000 K para níveis próximos a 1 000 000 K. O aumento rápido da temperatura é facilitado pela ionização completa do hélio na região de transição, que diminui significantemente o resfriamento radiativo do plasma. A região de transição não ocorre em uma altitude bem definida. Ao invés disso, forma um tipo de halo em torno de características da cromosfera, tais como espículas e filamentos solares, possuindo uma moção constante e caótica. A região de transição não é facilmente visível da superfície da Terra, mas é facilmente observável do espaço por instrumentos sensíveis ao extremo ultravioleta do espectro eletromagnético.

A coroa solar é a atmosfera estendida externa do Sol, que é muito maior em volume do que o Sol propriamente dito. A coroa expande continuamente no espaço, formando o vento solar, que preenche todo o interior do Sistema Solar. A base da coroa, que localiza-se muito próxima da superfície solar, possui uma densidade de partículas muito baixa, cerca de 10¹⁵–10¹⁶ m⁻³ na base, diminuindo com a altitude. A temperatura média da coroa e do vento solar varia entre um milhão e dois milhões de kelvins. A temperatura nas regiões mais quentes alcança 8 a 20 milhões de Kelvins. Atualmente, não existe uma teoria que explique por completo a causa das altas temperaturas da coroa, sendo este um dos maiores problemas da física sol Porém, sabe-se que parte do calor provém dere conexão magnética.

Diagrama mostrando a estrutura daheliosfera.

A heliosfera, que é a cavidade em torno do Sol preenchida com o plasma do vento solar, estende-se de 20 raios solares (0,1 UA), até o limite do Sistema Solar. Seu limite interior é definido como a camada onde o vento solar torna-se "super alfvénico" — isto é, onde a velocidade do vento solar torna-se maior que a velocidade das ondas de Alfvén. Turbulência e forças dinâmicas fora deste limite não podem afetar o formato da coroa solar, uma vez que informação pode viajar apenas na velocidade das ondas de Alfvén. O vento solar continuamente sopra em direção ao exterior do Sistema Solar dentro da heliosfera, carregando material através do Sistema Solar, até encontrar a heliopausa, a mais de 50 UA do Sol. A moção do vento solar faz com que o campo magnético solar adquira um formato de espiral. Em dezembro de 2004, a sonda espacial Voyager 1 passou por uma região de choque, que cientistas acreditam ser parte da heliopausa. Ambas as sondas Voyagers registraram um aumento no número de partículas energéticas à medida que elas se aproximaram do limites

Composição química

O Sol é composto primariamente dos elementos químicos hidrogênio e hélio; estes compõem 74,9% e 23,8%, respectivamente, da massa do Sol na fotosfera.Todos os elementos mais pesados, chamados coletivamente de metais na astronomia, compõem menos de 2% da massa solar. Os elementos químicos mais abundantes são oxigênio(compondo cerca de 1% da massa do Sol), carbono (0,3%), néon (0,2%), e ferro (0,2%).

O Sol herdou sua composição química do meio interestelar do qual foi formado: o hidrogênio e o hélio foram produzidos na nucleossíntese do Big Bang, enquanto que os metais foram produzidos por nucleossíntese estelar em gerações de estrelas que completaram sua evolução estelar, e retornaram seus materiais para o meio interestelar antes da formação do Sol. A composição química da fotosfera é normalmente considerada representativa da composição do Sistema Solar primordial. Porém, desde que o Sol foi formado, o hélio e os metais presentes nas camadas externas gradualmente afundaram em direção ao centro. Portanto, a fotosfera presentemente contém um pouco menos de hélio e apenas 84% dos metais que o Sol proto estrelar tinha; este era composto de 71,1% hidrogênio, 27,4% hélio, e 1,5% metais, em massa.

Fusão nuclear no núcleo do Sol modificou a composição química do interior solar. Atualmente, o núcleo do Sol é composto em 60% por hélio, com a abundância de metais não modificados. Visto que o interior do Sol é radiativo e não convectivo, o hélio e outros produtos gerados pela fusão nuclear não subiram para camadas superiores.

As abundâncias dos metais descritas acima são tipicamente medidas utilizando espectroscopia da fotosfera do Sol, e de medidas da abundância destes metais em meteoritos que nunca foram aquecidos a temperaturas acima do ponto de fusão. Acredita-se que estes meteoritos retenham a composição do Sol proto estelar, e portanto, não sejam afetados pelo afundamento dos elementos mais pesados.

Campo magnético

O Sol é uma estrela magneticamente ativa, suportando um forte campo magnético, cujas condições mudam constantemente, variando de ano para ano e revertendo-se em direção aproximadamente a cada 11 anos, em torno do máximo solar. O campo magnético do Sol gera vários efeitos que são chamados coletivamente de atividade solar. Estes incluem as manchas solares na superfície do Sol, as erupções solares e as variações no vento solar. Efeitos da atividade solar na Terra incluem auroras em médias a altas latitudes, a disrupção de comunicação de rádio e potência elétrica. Acredita-se que a atividade solar tenha tido um importante papel na formação e evolução do Sistema Solar. A atividade solar constantemente muda a estrutura da ionosfera terrestre.

Toda a matéria no Sol está presente na forma de gás e plasma, devido à sua alta temperatura. Isto torna possível rotação diferencial, com o Sol girando mais rápido no seu equador (onde o período de rotação é de 25 dias) do que em latitudes mais altas (com o período de rotação solar sendo de 35 dias nos pólos solares). A rotação diferencial do Sol faz com que as linhas do campo magnético entortem com o tempo, provocando a erupção de anéis coronais em sua superfície, a formação de manchas solares e de proeminências solares, via reconexão magnética. Este entortamento gera o dínamo solar e o ciclo solar de atividade magnética, que repete-se a cada 11 anos, visto que o campo magnético solar reverte-se a cada 11 anos.

O campo magnético solar estende-se bem além do Sol. O plasma magnetizado do vento solar transporta o campo magnético solar no espaço, formando o campo magnético interplanetário .Visto que o plasma pode se mover apenas nas linhas do campo magnético, as linhas do campo magnético interplanetário inicialmente esticam-se radialmente do Sol. Uma camada fina de correntes difusas no plano equatorial solar existe pois campos acima e abaixo do equador solar possuem polaridades diferentes. Esta camada é chamada de corrente hélios férica difusa. À medida que a distância do Sol aumenta, a rotação solar entorta as linhas do campo magnético e a corrente difusa, formando uma estrutura similar a uma espiral de Arquimedes, chamada de espiral de Parker O campo magnético interplanetário é muito mais forte do que o componente dipolar do campo magnético solar. Enquanto que a última possui 50 a 400 T na fotosfera, reduzindo com o cubo da distância para 0,1 T na órbita terrestre, o campo magnético interplanetário na órbita terrestre é 100 vezes maior, com cerca de 5 T.

O que, exatamente, são as manchas do Sol?

Se você não sabe muita coisa sobre astronomia a ideia de manchas no Sol pode parecer meio estranha. Afinal, como um astro tão quente e brilhante pode ter manchas em sua superfície?

Na verdade, normalmente, não há muitas manchas no Sol. Elas são partes “frias” da estrela – a temperatura média delas é 2700 graus Celsius, enquanto a de outras áreas chegam a 5 mil graus Celsius.

As manchas são causadas por tempestades magnéticas na atmosfera do Sol, inibindo a transferência de calor da parte interior do astro para algumas áreas da parte exterior (em um processo conhecido como convecção – o mesmo das aulas de física, lembra?).

De acordo com a Enciclopédia Concisa de Van Nostrand, uma mancha solar possui duas partes distintas. O meio escuro, conhecido como “umbra”, e uma parte mais clara que cerca a umbra, chamada de “ penumbra” .

As manchas solares não são permanentes e aparecem, quase sempre, aos pares. As menores, com menos de cinco quilômetros de largura, podem durar menos de um dia. As maiores registradas duraram até duas semanas.

Elas foram notadas desde tempos antigos, mas foi só em 1610 que Galileu Galilei as analisou cientificamente.