sol manchas 
Autor: samuel victor (goleiro n 12) | Publicado: 2013-02-20T15:21:00-03:00

Manchas solares são zonas&nbsp;ativas&nbsp;na fotosfera com uma temperatura de aproximadamente 4000 kelvin, ou seja, 1000 K a 1500 K mais frias que a restante superfície circundante. As manchas aparecem devido a uma modificação do campo magnético do Sol que, no local da mancha, pode chegar a ser milhares de vezes mais potente que o campo magnético normal do&nbsp;próprio&nbsp;Sol ou da Terra.




Manchas normalmente aparecem em grupos, muitas vezes com dois pólos distintos de&nbsp;atividade&nbsp; que correspondem aos respectivos polos positivos e negativos do campo magnético que as originou. O campo magnético é mais intenso na zona escura (a umbra) e&nbsp;diminuí&nbsp;gradualmente até voltar a normalidade nas zonas menos escuras da mancha (penumbra).

Uma mancha singular tem normalmente uma vida média de alguns dias. No entanto, grupos de manchas de maior extensão podem durar algumas semanas e mesmo meses antes de desaparecer.




As manchas de grande dimensão, que podem chegar a extensões de vários diâmetros da Terra, são parte integral das regiões&nbsp;ativas&nbsp;do campo magnético. Estas regiões&nbsp;ativas&nbsp;estendem-se tanto para o interior do Sol, bem como para a cromosfera por cima.

Distúrbios do próprio campo magnético&nbsp;ativo&nbsp;podem causar explosões de grande porte, libertando radiação e ejectando material, que podem, quando dirigidos em&nbsp;direção&nbsp;à Terra, originar as&nbsp;auroras&nbsp;e&nbsp;afetar&nbsp;gravemente os dispositivos de alta tecnologia terrestre, tais como as linhas e satélites de comunicação, os sistemas de navegação, os cabos de transporte de energia etc. O estudo e a monitorização das&nbsp;interações&nbsp;Sol-Terra, designadas por tempo espacial (spaceweather) são um campo recente mas cada vez mais importante do quotidiano científico





O que faz aparecer uma mancha

Estudos realizados com os dados dos instrumentos da sonda SOHO (Observatório solar e heliosférico), utilizando tecnologias semelhantes a medição por&nbsp;ulta som&nbsp; permitem "olhar" para as zonas&nbsp;diretamente&nbsp;por baixo das manchas. Foi então descoberto, que o fluxo do material para o exterior da superfície é substituído por um fluxo virado para o interior por baixo das manchas.

O campo magnético estrangula o fluxo normal do plasma, o que provoca um arrefecimento da zona por cima desse campo e origina a mancha.

Inibida a subida do material e do calor proveniente do interior, provoca uma queda do material arrefecido por cima do ponto de entupimento, o qual é substituído por material adjacente que penetra a zona da mancha. Por baixo da mancha aumenta o calor acumulado o qual é reflectido para as zonas laterais, criando um fluxo permanente, que mantém a estrutura estável enquanto perdurar a intensidade do campo magnético.




A vida das manchas solares

A vida e a evolução das manchas solares está a ser estudado desde que Johannes Fabrizio (Dezembro de 1610) e Galileo Galilei (supostamente em Agosto de 1610) observaram pela primeira vez a face solar. Embora as manchas foram desde então observados, contados e classificados ao longo de quase 400 anos, elas continuaram e parcialmente continuam um mistério por desvendar.

Apesar das sondas espaciais que monitorizam permanentemente o nosso Sol, a observação das manchas solares continua no foco de muitos&nbsp;astrônomos&nbsp;amadores, bem como de alguns observatórios no mundo.

Existem&nbsp;dados pormenorizados&nbsp;do número e do tipo das manchas solares desde meados do século XIX. As observações realizados hoje em dia pelos observatórios solares e pelos amadores destinam-se a dar continuidade a este registo importante, permitindo um melhor rastreio e da evolução da&nbsp;atividade&nbsp;solar ao longo de grandes prazos de tempo.

Já no século XIX foi descoberto que a&nbsp;atividade&nbsp;solar é&nbsp;cíclica&nbsp; variando entre uma elevada&nbsp;atividade&nbsp;com muitos grupos de manchas e uma&nbsp;atividade&nbsp;quase estagnada, em que o Sol quase não apresenta manchas nenhumas. O pico da&nbsp;atividade&nbsp;é designado por&nbsp;máximo solar, o oposto por&nbsp;mínimo solar.

Um ciclo dura na média 11 anos, podendo no entanto variar entre 7 à 17 anos. &nbsp;Também já foram registadas falhas&nbsp;drásticas&nbsp;do ciclo. A ausência do máximo solar tem um forte efeito sobre a Terra, como comprovou a era mini-glaciar que se viveu e registou no hemisfério Norte durante uma parte do século XVIII.