Entendendo o Sol magnético

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Goddard Space Flight Center / Duberstein da NASA.

Artigo traduzido de Astronomy Now.

A superfície do Sol se contorce e dança. Diferente do imóvel disco branco-amarelado que enxergamos a olho-nu, o Sol se retorce, lança laços e ciclones rodopiantes que chegam na atmosfera superior do Sol, a corona, com milhões de graus – mas tudo isso não pode ser visto na luz visível. Então, na década de 1950, tivemos o primeiro vislumbre deste dançante material solar, que emite luz em comprimentos de onda invisíveis para os nossos olhos.

Uma vez que este sistema dinâmico foi descoberto, o próximo passo foi entender o que o causava. Para isto, os cientistas se voltaram para uma combinação de observações em tempo real e simulações computacionais para uma melhor análise de como esse material se move através da corona. Sabemos que as respostas estão no fato de que o Sol é uma gigante estrela magnética, feita de material que se move em conjunto com as leis do eletromagnetismo.

“Nós não temos certeza onde exatamente o campo magnético é criado no Sol”, disse Dean Pesnell, cientista espacial do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland. “Pode ser perto da superfície solar ou profundamente dentro do Sol – ou através de uma ampla gama de profundidades”.

Descobrir o que impulsiona esse sistema magnético é crucial para a compreensão da natureza do espaço em todo o sistema solar: o campo magnético do Sol é responsável por tudo, desde as explosões solares que causam o clima espacial na Terra – como as auroras – ao campo magnético interplanetário e radiação através do qual a nossa nave espacial viajando ao redor do sistema solar deve viajar.

Então, como vemos  esses campos invisíveis? Em primeiro lugar, observamos a matéria no Sol. O Sol é feito de plasma, um estado da matéria em que elétrons e íons se separam, criando um mix superquente de partículas carregadas. Quando as partículas carregadas se movem, elas naturalmente criam campos magnéticos, que por sua vez tem um efeito adicional sobre a forma como as partículas se movem. O plasma no Sol, portanto, estabelece um sistema complexo de causa e efeito em que os fluxos de plasma dentro do Sol – agitado pelo enorme calor produzido pela fusão nuclear – criam campos magnéticos. Este sistema é conhecido como dínamo solar.

Podemos observar a forma dos campos magnéticos acima da superfície do Sol porque eles orientam o movimento do plasma – os laços e as torres de material na corona brilham intensamente em imagens EUV. Além disso, as impressões desses laços magnéticos na superfície do Sol, ou fotosfera, podem ser mais precisamente medidos usando um instrumento chamado Magnetograph, que mede a força e a direção dos campos magnéticos.

Em seguida, os cientistas se voltam para os modelos. Eles combinam suas observações – medições da intensidade do campo magnético e direção na superfície solar – com uma compreensão do magnetismo e de como o material solar se move para preencher as lacunas. Simulações como o modelo Potential Field Source Surface, ou PFSS – mostrado no vídeo abaixo – pode ajudar a ilustrar exatamente como os campos magnéticos se ondulam em torno do Sol. Modelos como o PFSS pode nos dar uma boa ideia de como o campo magnético solar se parece na corona e até mesmo no lado mais distante do Sol.

Um entendimento completo do campo magnético do Sol – incluindo saber exatamente como ele é gerado e sua estrutura profunda no interior do Sol – ainda não está traçado, mas os cientistas já sabem alguma coisa. O sistema magnético solar é conhecido por completar um ciclo de atividade a cada 11 anos. A cada erupção, o campo magnético do Sol suaviza um pouco até que ele atinja seu estado mais simples. Nesse ponto, o Sol experimenta o que é conhecido como mínimo solar, quando explosões solares são menos frequentes. A partir desse ponto, o campo magnético do Sol se torna mais complexo ao longo do tempo até os picos no máximo solar, cerca de 11 anos depois do máximo solar anterior.

Em janeiro de 2011, três anos depois do mínimo solar, o campo magnético solar ainda é relativamente simples, com linhas de campo abertas concentradas perto dos pólos. Crédito da imagem: NASA / SVS.
Em janeiro de 2011, três anos depois do mínimo solar, o campo magnético solar ainda é relativamente simples, com linhas de campo abertas concentradas perto dos pólos. Crédito da imagem: NASA / SVS.

“No máximo solar, o campo magnético tem uma forma muito complexa, com inúmeras pequenas estruturas em toda sua extensão – estas são as regiões ativas que vemos”, disse Pesnell. “No mínimo solar, o campo é mais fraco e concentrado nos polos. É uma estrutura muito suave que não forma manchas solares”.

No máximo solar, em julho de 2014, a estrutura é muito mais complexa, com linhas de campo magnético fechadas e abertas que despontam para fora a partir de todo o Sol - condições ideais para explosões solares. Crédito da imagem: NASA / SVS.
No máximo solar, em julho de 2014, a estrutura é muito mais complexa, com linhas de campo magnético fechadas e abertas que despontam para fora a partir de todo o Sol – condições ideais para explosões solares. Crédito da imagem: NASA / SVS.
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