Ciclo solar
Autor: samuel victor (goleiro n 12) | Publicado: 2013-02-25T15:48:00-03:00



Quando o Sol é observado com os filtros apropriados, as características mais imediatamente visíveis são geralmente suas&nbsp;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&nbsp;convecção&nbsp;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&nbsp;erupções solares&nbsp;e&nbsp;ejeção de massa coronal. As maiores manchas solares podem possuir dezenas de quilômetros de diâmetro.





Variação do&nbsp;ciclo solar&nbsp;nos últimos 30 anos.







Número de&nbsp;manchas solares&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;meteorologia do espaço, e influencia significantemente o&nbsp;clima&nbsp;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&nbsp;correlacionadas&nbsp;com ciclos solares mais longos que o geral. No&nbsp;século XVII, o ciclo solar aparentemente parou por completo por várias décadas, visto que poucas manchas solares foram observadas durante este período. A&nbsp;Europa&nbsp;experienciou&nbsp;temperaturas muito baixas durante este século, fenômeno que foi denominado&nbsp;mínimo de Maunder&nbsp;ou&nbsp;Pequena Idade do Gelo.Períodos estendidos de atividade mínima mais antigos foram descobertos através da análise de&nbsp;anéis de árvores, também aparentemente coincidindo com temperaturas globais mais baixas do que o normal.

Estudos de&nbsp;heliosismologia&nbsp;executados a partir de&nbsp;sondas espaciais&nbsp;permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções.&nbsp;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&nbsp;Terra&nbsp;e da oscilação da&nbsp;temperatura&nbsp;do&nbsp;plasma&nbsp;ionosférico&nbsp;na&nbsp;estratosfera&nbsp;da atmosfera terrestre&nbsp;

Possível ciclo a longo termo

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



Evolução


O Sol formou-se cerca de 4,57 bilhões (4,567 mil milhões) de anos atrás quando uma&nbsp;nuvem molecular&nbsp;entrou em colapso&nbsp;Evolução estelar&nbsp;é medida em duas maneiras: através da presente idade da&nbsp;sequência principal&nbsp;do Sol, que é determinada através de&nbsp;modelagens computacionais&nbsp;de evolução estelar; e&nbsp;nucleocosmocronologia.&nbsp;A idade medida através destes procedimentos está de acordo com a&nbsp;idade radiométrica&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;neutrinos&nbsp;e&nbsp;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&nbsp;fusão nuclear de hélio, produzindo&nbsp;carbono, entrando na fase do&nbsp;ramo gigante assimptótico.






Ciclo de vida do Sol.




O destino da Terra é precário. Como uma&nbsp;gigante vermelha, o Sol terá um raio máximo maior de 250 UA, maior do que a órbita atual da Terra.[102]&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;forças de maré

Mesmo que a Terra não seja incinerada pelo Sol, a&nbsp;água&nbsp;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&nbsp;1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;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&nbsp;vida&nbsp;em terra firme somente existiu nos últimos&nbsp;1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;anos. Em outros&nbsp;1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;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&nbsp;carbono em oxigênio, e portanto, não explodirá como uma&nbsp;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&nbsp;nebulosa planetária. O único objeto que permanecerá após a ejeção será o extremamente quente núcleo solar, que resfriará gradualmente, permanecendo como uma&nbsp;anã branca&nbsp;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&nbsp;anel coronal,



Sabe-se que a&nbsp;fotosfera, a superfície visível do Sol, possui uma temperatura de cerca de&nbsp;6&nbsp;000&nbsp;K. Acima da fotosfera, porém, na&nbsp;coroa solar, as temperaturas aumentam para 1 a 2 milhões K.&nbsp;A alta temperatura da coroa solar indica que esta região é aquecida por um outro mecanismo além de&nbsp;condução térmica&nbsp;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.&nbsp;O primeiro mecanismo é aquecimento&nbsp;ondular, onde o qual ondas&nbsp;sonoras,&nbsp;gravitacionais&nbsp;ou magneto hidrodinâmicas são produzidos pela turbulência na zona de convecção.]&nbsp;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&nbsp;magnético, onde o qual energia magnética é estocada continuamente pela moção fotosférica, e solta através de&nbsp;reconexão magnética, primariamente através de grandes&nbsp;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&nbsp;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&nbsp;ondas de Alfvén&nbsp;dissipam-se antes de chegar na coroa solar&nbsp;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.