Mancha solar

• Topo: região ativa 2192 em 2014 contendo a maior mancha solar do ciclo 24 e região ativa 1302 em setembro de 2011.
• Meio: mancha solar próxima no espectro visível (esquerda) e outro mancha solar em UV, tomado pelo observatório TRACE.
• Parte de baixo: um grande grupo de manchas solares estendendo cerca de 320.000 km (200.000 mi) através.

Manchas solares são fenômenos na fotosfera do Sol que aparecem como manchas temporárias mais escuras que as áreas circundantes. 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 grupos de manchas solares podem durar de alguns dias a alguns meses, mas eventualmente decaem. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros variando de 16 km (10 mi) a 160.000 km (100.000 mi). Manchas solares maiores podem ser visíveis da Terra sem a ajuda de um telescópio. Eles podem viajar a velocidades relativas, ou movimentos próprios, de algumas centenas de metros por segundo quando emergem pela primeira vez.

Indicando intensa atividade magnética, as manchas solares acompanham outros fenômenos da região ativa, como loops coronais, proeminências e eventos de reconexão. A maioria das erupções solares e ejeções de massa coronal se originam nessas regiões magneticamente ativas em torno de agrupamentos de manchas solares visíveis. Fenômenos semelhantes observados indiretamente em outras estrelas além do Sol são comumente chamados de manchas estelares, e tanto as manchas claras quanto as escuras foram medidas.

Histórico

O registro mais antigo de manchas solares é encontrado no I Ching chinês, concluído antes de 800 AC. O texto descreve que um dou e um mei foram observados no sol, onde ambas as palavras se referem a um pequeno obscurecimento. O registro mais antigo de uma observação deliberada de manchas solares também vem da China e data de 364 aC, com base em comentários do astrônomo Gan De (甘德) em um catálogo de estrelas. Por volta de 28 aC, os astrônomos chineses registravam regularmente observações de manchas solares em registros imperiais oficiais.

A primeira menção clara de uma mancha solar na literatura ocidental data de cerca de 300 a.C., pelo antigo estudioso grego Teofrasto, aluno de Platão e Aristóteles e sucessor deste último.

Os primeiros desenhos conhecidos de manchas solares foram feitos pelo monge inglês John de Worcester em dezembro de 1128.

As manchas solares foram observadas telescopicamente pela primeira vez em dezembro de 1610 pelo astrônomo inglês Thomas Harriot. Suas observações foram registradas em seus cadernos e seguidas em março de 1611 por observações e relatórios dos astrônomos frísios Johannes e David Fabricius. Depois de Johannes Fabricius' morreu aos 29 anos, seus relatórios permaneceram obscuros e foram eclipsados pelas descobertas independentes e publicações sobre manchas solares de Christoph Scheiner e Galileo Galilei. Galileu provavelmente começou as observações telescópicas de manchas solares na mesma época que Harriot; no entanto, os registros de Galileu só começaram em 1612.

No início do século XIX, William Herschel foi um dos primeiros a equiparar as manchas solares ao aquecimento e ao arrefecimento na Terra e acreditava que certas características das manchas solares indicariam um aumento do aquecimento na Terra. Durante seu reconhecimento do comportamento solar e da estrutura solar hipotética, ele inadvertidamente detectou a relativa ausência de manchas solares de julho de 1795 a janeiro de 1800 e foi talvez o primeiro a construir um registro passado de manchas solares observadas ou ausentes. A partir disso, ele descobriu que a ausência de manchas solares coincidia com os altos preços do trigo na Inglaterra. O presidente da Royal Society comentou que a tendência ascendente dos preços do trigo se deveu à inflação monetária. Anos mais tarde, cientistas como Richard Carrington em 1865 e John Henry Poynting em 1884 tentaram e não conseguiram encontrar uma ligação entre os preços do trigo e as manchas solares, e a análise moderna descobriu que não existe uma correlação estatisticamente significativa entre os preços do trigo e os números das manchas solares.

Física

Morfologia

As manchas solares têm duas estruturas principais: uma umbra central e uma penumbra circundante. A umbra é a região mais escura de uma mancha solar e é onde o campo magnético é mais forte e aproximadamente vertical, ou normal, à superfície do Sol, ou fotosfera. A umbra pode ser cercada total ou apenas parcialmente por uma região mais brilhante conhecida como penumbra. A penumbra é composta por estruturas radialmente alongadas conhecidas como filamentos penumbrais e possui um campo magnético mais inclinado que a umbra. Dentro dos grupos de manchas solares, múltiplas umbras podem ser cercadas por uma penumbra única e contínua.

A temperatura da umbra é de aproximadamente 3.000–4.500 K, em contraste com o material circundante em cerca de 5.780 K, deixando as manchas solares claramente visíveis como manchas escuras. Isto ocorre porque a luminância de um corpo negro aquecido (aproximado pela fotosfera) a estas temperaturas varia muito com a temperatura. Isolada da fotosfera circundante, uma única mancha solar brilharia mais que a lua cheia, com uma cor laranja-carmesim.

Em algumas manchas solares em formação e decomposição, regiões relativamente estreitas de material brilhante aparecem penetrando ou dividindo completamente uma umbra. Descobriu-se que essas formações, chamadas de pontes de luz, têm um campo magnético mais fraco e mais inclinado em comparação com a umbra na mesma altura da fotosfera. Mais acima na fotosfera, o campo magnético da ponte de luz se funde e se torna comparável ao da umbra. Descobriu-se também que a pressão do gás nas pontes de luz domina a pressão magnética, e movimentos convectivos foram detectados.

O efeito Wilson implica que as manchas solares são depressões na superfície do Sol.

Ciclo de vida

O aparecimento de uma mancha solar individual pode durar de alguns dias a alguns meses, embora grupos de manchas solares e suas regiões ativas associadas tendam a durar semanas ou meses. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros variando de 16 km (10 mi) a 160.000 km (100.000 mi).

Formação

Embora os detalhes da formação das manchas solares ainda sejam uma questão de investigação em curso, é amplamente entendido que são manifestações visíveis de tubos de fluxo magnético na zona convectiva do Sol que se projetam através da fotosfera dentro de regiões ativas. Seu escurecimento característico ocorre devido a esse forte campo magnético que inibe a convecção na fotosfera. Como resultado, o fluxo de energia do interior do Sol diminui e, com ele, a temperatura da superfície, fazendo com que a área superficial através da qual o campo magnético passa pareça escura contra o fundo brilhante dos grânulos fotosféricos.

As manchas solares aparecem inicialmente na fotosfera como pequenas manchas escuras sem penumbra. Essas estruturas são conhecidas como poros solares. Com o tempo, esses poros aumentam de tamanho e se aproximam uns dos outros. Quando um poro fica grande o suficiente, normalmente com cerca de 3.500 km (2.000 milhas) de diâmetro, uma penumbra começa a se formar.

Decadência

A pressão magnética deve tender a remover as concentrações de campo, fazendo com que as manchas solares se dispersem, mas a vida útil das manchas solares é medida em dias a semanas. Em 2001, observações do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) usando ondas sonoras viajando abaixo da fotosfera (heliosismologia local) foram usadas para desenvolver uma imagem tridimensional da estrutura interna abaixo das manchas solares; estas observações mostram que uma poderosa corrente descendente sob cada mancha solar forma um vórtice rotativo que sustenta o campo magnético concentrado.

Ciclo solar

Os ciclos solares duram normalmente cerca de onze anos, variando de pouco menos de 10 a pouco mais de 12 anos. Ao longo do ciclo solar, as populações de manchas solares aumentam rapidamente e depois diminuem mais lentamente. O ponto de maior atividade de manchas solares durante um ciclo é conhecido como máximo solar, e o ponto de menor atividade como mínimo solar. Este período também é observado na maioria das outras atividades solares e está ligado a uma variação no campo magnético solar que muda de polaridade com este período.

No início do ciclo, as manchas solares aparecem em latitudes mais altas e depois movem-se em direção ao equador à medida que o ciclo se aproxima do máximo, seguindo a lei de Spörer. Manchas de dois ciclos sequenciais coexistem por vários anos durante os anos próximos ao mínimo solar. Os pontos de ciclos sequenciais podem ser distinguidos pela direção do seu campo magnético e pela sua latitude.

O índice de manchas solares Wolf conta o número médio de manchas solares e grupos de manchas solares durante intervalos específicos. Os ciclos solares de 11 anos são numerados sequencialmente, começando com as observações feitas na década de 1750.

George Ellery Hale relacionou campos magnéticos e manchas solares pela primeira vez em 1908. Hale sugeriu que o período do ciclo das manchas solares é de 22 anos, cobrindo dois períodos de aumento e diminuição do número de manchas solares, acompanhados por inversões polares do campo dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propôs mais tarde um modelo qualitativo para a dinâmica das camadas solares externas. O Modelo Babcock explica que os campos magnéticos causam o comportamento descrito pela lei de Spörer, bem como outros efeitos, que são distorcidos pela rotação do Sol.

Tendências de período mais longo

Os números de manchas solares também mudam durante longos períodos. Por exemplo, durante o período conhecido como máximo moderno, de 1900 a 1958, a tendência dos máximos solares da contagem de manchas solares foi ascendente; nos 60 anos seguintes, a tendência foi principalmente descendente. No geral, o Sol esteve tão ativo quanto o máximo moderno há mais de 8.000 anos.

O número de manchas solares está correlacionado com a intensidade da radiação solar durante o período desde 1979, quando as medições por satélite foram disponibilizadas. A variação causada pelo ciclo de manchas solares na produção solar é da ordem de 0,1% da constante solar (uma faixa de pico a vale de 1,3 W·m⁻² em comparação com 1366 W·m< sup>−2 para a constante solar média).

história de 400 anos de números de manchas solares, mostrando Maunder e Dalton minima, e o Modern Maximum (esquerda) e 11.000 anos de reconstrução mancha solar mostrando uma tendência para baixo sobre 2000 BC – 1600 AD seguido pelo recente 400 ano uptrend

Observação moderna

As manchas solares são observadas com telescópios solares terrestres e em órbita da Terra. Esses telescópios utilizam técnicas de filtragem e projeção para observação direta, além de diversos tipos de câmeras filtradas. Ferramentas especializadas, como espectroscópios e espectrohelioscópios, são usadas para examinar manchas solares e áreas de manchas solares. Os eclipses artificiais permitem a visualização da circunferência do Sol enquanto as manchas solares giram no horizonte.

Como olhar diretamente para o Sol a olho nu prejudica permanentemente a visão humana, a observação amadora de manchas solares é geralmente realizada usando imagens projetadas ou diretamente através de filtros de proteção. Pequenas seções de vidro de filtro muito escuro, como o vidro de soldador nº 14, são eficazes. A ocular de um telescópio pode projetar a imagem, sem filtragem, em uma tela branca onde ela pode ser vista indiretamente, e até mesmo rastreada, para acompanhar a evolução das manchas solares. Filtros passa-banda estreitos de hidrogênio-alfa para fins especiais e filtros de atenuação de vidro revestidos de alumínio (que têm a aparência de espelhos devido à sua densidade óptica extremamente alta) na frente de um telescópio fornecem observação segura através da ocular.

Aplicativo

Devido à sua correlação com outros tipos de atividade solar, as manchas solares podem ser usadas para ajudar a prever o clima espacial, o estado da ionosfera e as condições relevantes para a propagação de rádio de ondas curtas ou comunicações por satélite. A alta atividade de manchas solares é celebrada pelos membros da comunidade de rádio amador como um prenúncio de excelentes condições de propagação ionosférica que aumentam enormemente o alcance do rádio nas bandas de HF. Durante os picos de atividade das manchas solares, a comunicação de rádio mundial pode ser alcançada em frequências tão altas quanto a banda VHF de 6 metros.

A atividade solar (e o ciclo solar) têm sido implicados como um fator no aquecimento global. O primeiro exemplo possível disto é o período Mínimo de Maunder de baixa atividade de manchas solares que ocorreu durante a Pequena Idade do Gelo na Europa. No entanto, estudos detalhados de vários indicadores paleoclimáticos mostram que as temperaturas mais baixas do hemisfério norte na Pequena Idade do Gelo começaram enquanto o número de manchas solares ainda era alto antes do início do Mínimo de Maunder, e persistiram até depois do Mínimo de Maunder ter cessado. A modelagem numérica do clima indica que a atividade vulcânica foi o principal impulsionador da Pequena Idade do Gelo.

Os próprios manchas solares, em termos da magnitude do seu déficit de energia radiante, têm um efeito fraco no fluxo solar. O efeito total das manchas solares e outros processos magnéticos na fotosfera solar é um aumento de aproximadamente 0,1% no brilho do Sol em comparação com seu brilho no nível solar-mínimo. Esta é uma diferença na irradiação solar total na Terra sobre o ciclo de mancha solar de perto de $Não. 1.37 mathrm {Wcdot m^{-1}} }$. Outros fenômenos magnéticos que correlacionam com a atividade de manchas solares incluem a facula e a rede cromosférica. A combinação desses fatores magnéticos significa que a relação de números de manchas solares para Total de Irradiância Solar (TSI) sobre o ciclo solar em escala decadal, e sua relação por escalas de tempo de século, não precisa ser a mesma. O principal problema com a quantificação das tendências de longo prazo no TSI reside na estabilidade das medidas de radiometria absoluta feitas do espaço, que melhorou nas últimas décadas, mas continua sendo um problema. A análise mostra que é possível que o TSI fosse realmente maior no Mínimo de Maunder em comparação com os níveis atuais, mas as incertezas são altas, com melhores estimativas no intervalo ${displaystyle pm 0.5mathrm {Wcdot m^{-1}} }$ com um $- Sim.$ gama de incertezas ${displaystyle pm 1 mathrm {Wcdot m^{-1}} }$.

Ponto Estelar

Em 1947, G. E. Kron propôs que as manchas estelares eram a razão para mudanças periódicas no brilho das anãs vermelhas. Desde meados da década de 1990, as observações de manchas estelares têm sido feitas usando técnicas cada vez mais poderosas, produzindo cada vez mais detalhes: a fotometria mostrou crescimento e decadência de manchas estelares e mostrou comportamento cíclico semelhante ao do Sol. a espectroscopia examinou a estrutura das regiões de manchas estelares analisando variações na divisão da linha espectral devido ao efeito Zeeman; A imagem Doppler mostrou rotação diferencial de manchas para várias estrelas e distribuições diferentes das do Sol; a análise da linha espectral mediu a faixa de temperatura dos pontos e das superfícies estelares. Por exemplo, em 1999, Strassmeier relatou a maior mancha estelar fria já vista girando a estrela gigante K0 X Triangulum (HD 12545) com uma temperatura de 3.500 K (3.230 °C), juntamente com uma mancha quente de 4.800 K (4.530 °C)..