Manchas Solares

A imagem mostra com um detalhe nunca antes alcançado a região central escura de uma mancha solar do tamanho da Terra.
Estruturas designadas por cabelos e canais são núcleos escuros visíveis por entre os filamentos brilhantes que se estendem até à mancha solar. Estas eram, até agora, desconhecidas. A resolução espacial de 100 km conseguida pelo telescópio solar sueco de 1 metro já ficou na história.
Espera-se com esta resolução poder estudar processos que ocorrem em escalas menores do que 100 km, e talvez se descubram as respostas a muitas das perguntas que ainda subsistem hoje sobre as manchas solares.
Sabe-se que as manchas solares são concentrações de campos magnéticos fortes e que são regiões mais frias que o resto da superfície solar, aparecendo, por isso, escuras no disco solar. Mas, por exemplo, não se sabe como se formam, o que as faz estáveis para durarem semanas, ou o que provoca o ciclo solar de 11 anos.
Esta mancha solar é a maior de um grupo catalogado como a região solar activa AR 1003.
(fonte: Portal do Astrónomo)

Há registos chineses de observações solares que remontam desde a antiguidade. Estas observações provavelmente, eram efectuadas a olho nu (sem instrumentos), em épocas de máxima actividade solar, quando o Sol se encontrava próximo ao horizonte ou mesmo em ocasiões com névoa.
Só a partir do século XVII que com o surgimento da luneta, Galileu observou o Sol, assim pôde registrar as manchas periodicamente e, com isso, a rotação solar.


O Sol não tem uma temperatura homogénea; nas camadas externas, a temperatura oscila em média entre 4.300 K nas manchas e 1.000.000 K na coroa. Isto faz com que o Sol seja constituído de plasma, que nada mais é que um gás muito aquecido e altamente ionizado. No núcleo ocorre a fusão nuclear de quatro átomos de hidrogénio para formarem um átomo de hélio, o que liberta energia em forma de radiação.
A camada imediatamente acima do núcleo é denominada zona de irradiação e a sua temperatura é homogénea. Em seguida, na zona de convecção, a energia propaga-se com o deslocamento de massas gasosas. Cobrindo o núcleo, a zona de irradiação e a zona de convecção, temos a fotosfera, que é uma camada que emite luz, impossibilitando assim a visualização das camadas superiores.
A fotosfera é fina, com uma espessura de 700 km, se a compararmos as demais. A coroa e cromosfera (camadas acima da fotosfera), só são visíveis sem instrumentos num eclipse solar total (onde a Lua impede a passagem da luz da fotosfera). A coroa é mais quente que a cromosfera e a fotosfera, apesar de ser a camada mais externa do Sol.

Um dos mais interessantes fenómenos vistos da Terra é o eclipse total do Sol: Este é um indicativo da actividade solar, pois durante a totalidade, vemos a coroa assumindo formas circulares quando há actividade solar intensa. No último eclipse total de 3 de Novembro de 2005, a coroa apresentava três regiões mais extensas próximas ao equador, devido ao período de baixa atividade em que o Sol se encontrava. As interferências nas comunicações ocorrem quando há máxima actividade solar, uma vez que o Sol emite radiações que provocam uma mudança da densidade das camadas superiores da atmosfera, em particular da ionosfera. Com isto, objectos próximos das camadas externas de nossa atmosfera, como os satélites podem perder altura e desintegrarem-se.
O Sol, ao contrário de outros corpos celestes, está visível no céu todo dia em que há condições atmosféricas favoráveis. Ao observá-lo obtemos uma correlação entre a actividade solar e certos fenómenos naturais na Terra. Dentre os fenómenos naturais estão as auroras boreais e austrais, visíveis próximas dos pólos magnéticos terrestres. A aurora é produzida quando o vento solar, que consiste na descarga de partículas (em sua maioria protões e electrões), colide com a atmosfera da Terra.
Embora a formação das manchas solares não seja totalmente conhecido, hoje sabe-se que ela está intimamente relacionada com o campo magnético do Sol, cuja intensidade média é de 1 Gauss (unidade de medida do campo magnético), mas chega a ter milhares de Gauss nas regiões das manchas.
A teoria mais aceite actualmente considera a rotação diferencial do Sol (25 dias no equador e 30 dias nos pólos) como factor principal para a formação das manchas solares. A rotação do Sol, no equador, arrasta lateralmente as linhas de campo magnético. A cada rotação, as linhas magnéticas aproximam-se mais uma das outras culminando numa repulsão de partículas e no aumento do fluxo magnético. Isso acarreta na expulsão de gases da fotosfera (camada visível do Sol) na direcção das linhas de campo magnético que dela emergem devido à "onda magnética" formada. As regiões de saída e reentrada destas"ondas" possuem polaridades opostas e nelas aparecem as manchas solares. A baixas temperaturas nestas zonas devem-se ao desvio das correntes de convecção devidas ao campo magnético.
As manchas formadas na fotosfera estão sob o topo das correntes de convecção solar e possuem uma temperatura média de 4300K, com uma coloração avermelhada (embora, por contraste com a fotosfera, na observação elas pareçam negras). Essa temperatura é bem menor que os usuais 6000K da fotosfera nas regiões ausentes das manchas. O campo magnético intenso formado provoca o desvio das correntes de convecção para regiões circunvizinhas que se tornam mais quentes e brilhantes, são as fáculas que são zonas brilhantes normalmente mais visíveis junto da periferia do disco solar. Enquanto as manchas tendem a escurecer o Sol, as fáculas fazem-no parecer mais brilhante. Durante um ciclo de manchas solares, as fáculas acabam por se sobrepor às manchas solares e fazer o Sol parecer ligeiramente mais brilhante (cerca de 0,1%) no máximo de actividade das manchas do que no respectivo mínimo.

As linhas de campo magnético tendem a torcerem-se primeiro no equador solar, o que explica porque as manchas não são usualmente encontradas em latitudes superiores a 40°. O seu tamanho varia de 1500 a 100.000Km, segundo o estágio de sua evolução. A sua estrutura pode comportar uma região central (escura) denominada umbra e um contorno acinzentado denominado penumbra.
Henrich Schabe em 1843 constatou que o número de manchas na fotosfera sofre variações periódicas. Num período de 4.6 anos observou o máximo de manchas e em outro período de 6.4 anos observou-se o mínimo de manchas. Analisando estes dados ele chegou a conclusão que o Sol tem um ciclo de 11 anos. A partir de 1755 as observações de outros astrónomos confirmaram a hipótese de Schwabe.
O ciclo completo de actividade solar dura o dobro desse intervalo. Num processo que regenera continuamente os campos magnéticos. Ao repetir-se o mecanismo, retornamos aos campos originais de polaridade, assim completando um ciclo magnético solar de 22 anos.
Convencionou-se chamar de primeiro ciclo o período compreendido entre Março de 1755 e Maio de 1766. Nós estamos hoje no 22° ciclo que teve início em Setembro de 1986.