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\nSol<\/b><\/p>\n
Atividades do Sol – Defini\u00e7\u00e3o<\/b><\/p>\n
Atividades Solares<\/b>\u00a0referem-se a v\u00e1rios fen\u00f4menos impulsionados pelo campo magn\u00e9tico do Sol, incluindo manchas solares, erup\u00e7\u00f5es solares, eje\u00e7\u00f5es de massa coronal (EMCs), proemin\u00eancias e vento solar. Essas atividades variam ao longo de um ciclo de aproximadamente 11 anos, passando de um m\u00ednimo solar de baixa atividade a um m\u00e1ximo solar de alta atividade, que s\u00e3o ent\u00e3o usados \u200b\u200bpor cientistas para monitorar o progresso do Sol e seu impacto no clima espacial e na Terra.<\/p>\n
Atividades do Sol – O que \u00e9<\/b><\/p>\n
A\u00a0atividade solar<\/b>\u00a0\u00e9 o conjunto de fen\u00f4menos din\u00e2micos que ocorrem no Sol e ao seu redor, impulsionados por seu campo magn\u00e9tico, incluindo manchas solares, erup\u00e7\u00f5es solares, eje\u00e7\u00f5es de massa coronal e varia\u00e7\u00f5es no vento solar. Esses eventos resultam da intera\u00e7\u00e3o entre o plasma e os campos magn\u00e9ticos do Sol, criando mudan\u00e7as na energia e na produ\u00e7\u00e3o de part\u00edculas do Sol, que podem influenciar o clima e a tecnologia da Terra por meio do que \u00e9 conhecido como clima espacial.<\/p>\n
O Sol emite luz vis\u00edvel que chega at\u00e9 n\u00f3s, na Terra, e \u00e9 facilmente detectada por nossos olhos. Mas, al\u00e9m da luz vis\u00edvel, o Sol tamb\u00e9m emite outras formas de radia\u00e7\u00e3o, como raios infravermelhos e ultravioleta, raios-X e ondas de r\u00e1dio. Para detectar essas formas de radia\u00e7\u00e3o s\u00e3o necess\u00e1rios aparelhos especiais.<\/p>\n
De vez em quando, o Sol tamb\u00e9m lan\u00e7a no espa\u00e7o uma quantidade enorme de mat\u00e9ria, part\u00edculas carregadas como el\u00e9trons e pr\u00f3tons, neutrons e at\u00e9 n\u00facleos mais pesados. De 11 em 11 anos o Sol entra em fases de grande atividade, quando esse tipo de material \u00e9 lan\u00e7ado em quantidades maiores do que as usuais. Quando essas part\u00edculas atingem a Terra, v\u00e1rios fen\u00f4menos s\u00e3o observados em nosso planeta.<\/p>\n
O Sol por dentro e por fora<\/b><\/p>\n
\nSol<\/b><\/p>\n
O Sol \u00e9 uma estrela. Se voc\u00ea gosta de n\u00fameros, veja, na tabela abaixo, alguns dados sobre ele.<\/p>\n
RAIO:\u00a0<\/strong>700.000 km = 111 raios da Terra. Nosso interesse est\u00e1 restrito \u00e0 chamada \u201catividade solar\u201d, fen\u00f4meno relacionado com coisas que acontecem na superf\u00edcie do Sol. No entanto, para melhor entendimento, precisamos falar um pouco sobre o que se passa no interior dessa estrela.<\/p>\n A principal fonte de energia do Sol, e de qualquer outra estrela, \u00e9 a fornalha de rea\u00e7\u00f5es nucleares que se processam, continuamente, em seu centro, ou \u201cn\u00facleo\u201d. Essas rea\u00e7\u00f5es foram descritas pela primeira vez, com detalhes, em 1938, por Hans Bethe. As condi\u00e7\u00f5es extremas de temperatura e press\u00e3o nessa regi\u00e3o central empurram os n\u00facleos do hidrog\u00eanio uns contra os outros, convencendo-os a se juntarem apesar da forte repuls\u00e3o que h\u00e1 entre eles, j\u00e1 que todos s\u00e3o positivamente carregados. Quatro desses n\u00facleos conseguem se fundir em um \u00fanico n\u00facleo do elemento h\u00e9lio. Essa rea\u00e7\u00e3o, a mesma que ocorre em uma bomba nuclear, libera uma grande quantidade de energia.<\/p>\n No centro do Sol, bilh\u00f5es de bombas de hidrog\u00eanio est\u00e3o explodindo continuamente. A press\u00e3o para fora que essas explos\u00f5es exercem sobre a mat\u00e9ria contrabalan\u00e7a a press\u00e3o para dentro exercida pela atra\u00e7\u00e3o gravitacional. Esse equil\u00edbrio din\u00e2mico no Sol j\u00e1 dura uns 10 bilh\u00f5es de anos e deve durar mais outros 10 milh\u00f5es de anos at\u00e9 que o combust\u00edvel das rea\u00e7\u00f5es, o hidrog\u00eanio, seja todo consumido. O que acontece depois disso est\u00e1 contado em nossa se\u00e7\u00e3o sobre A vida e a morte das estrelas.<\/p>\n A superf\u00edcie do Sol, aquilo que a gente v\u00ea a olho n\u00fa, quando conseguimos olhar para ele, no crep\u00fasculo, \u00e9 chamada de \u201cfotosfera\u201d. A \u201ccromosfera\u201d \u00e9 uma camada em torno da fotosfera que s\u00f3 \u00e9 vis\u00edvel durante eclipses totais do Sol. Rodeando tudo, existe uma esp\u00e9cie de atmosfera do Sol, a \u201ccoroa solar\u201d, tamb\u00e9m s\u00f3 vis\u00edvel durante eclipses ou atrav\u00e9s de um aparelho, o \u201ccoron\u00f3grafo\u201d, no qual a luz do Sol \u00e9 bloqueada por um disco, criando uma esp\u00e9cie de eclipse artificial.<\/p>\n Tanto a cromosfera quanto a coroa s\u00e3o formadas, principalmente, de \u00e1tomos de hidrog\u00eanio e h\u00e9lio excitados pela forte radia\u00e7\u00e3o do Sol. Como \u00e9 nessas regi\u00f5es que acontecem os fen\u00f4menos que queremos descrever, vamos falar mais um pouco sobre elas, na pr\u00f3ximo cap\u00edtulo.<\/p>\n A cromosfera e a a coroa do Sol<\/b><\/p>\n A cromosfera, ou \u201cesfera de cor\u201d, \u00e9 uma camada de g\u00e1s (principalmente, hidrog\u00eanio e h\u00e9lio) que envolve o Sol, a partir da fotosfera. Na cromosfera, ocorre um fen\u00f4meno curioso.<\/p>\n Como era de se esperar, a temperatura da fotosfera cai com a dist\u00e2ncia ao centro do Sol, onde est\u00e1 a fonte maior de calor. No entanto, ao passar para a cromosfera, a temperatura volta a crescer. Enquanto a superf\u00edcie vis\u00edvel do Sol tem uma temperatura m\u00e9dia de \u201capenas\u201d uns 6000 K, a cromosfera atinge temperaturas superiores a 10.000 K. A explica\u00e7\u00e3o mais aceita para esse enigma que surpreendeu os astr\u00f4nomos que o descobriram, sup\u00f5e que parte da energia que deixa a fotosfera \u00e9 ac\u00fastica. Isto \u00e9, sai da fotosfera como som ou ru\u00eddo, como aquele que \u00e9 produzido por \u00e1gua fervendo.<\/p>\n Ao atingir a cromosfera essa energia sonora \u00e9 dissipada em forma de calor. Mas, como os gases nessa regi\u00e3o s\u00e3o rarefeitos, essa dissipa\u00e7\u00e3o \u00e9 suficiente para elevar a temperatura aos valores observados.<\/p>\n Entenda, por\u00e9m, o seguinte:<\/b>\u00a0quando os f\u00edsicos falam na temperatura de um g\u00e1s, eles se referem, na verdade, \u00e0 energia de movimento das mol\u00e9culas do g\u00e1s. Uma nave que passasse nessa regi\u00e3o n\u00e3o registraria essa temperatura t\u00e3o elevada, embora derretesse por causa da terr\u00edvel energia radiante da proximidade do Sol.<\/p>\n Al\u00e9m da cromosfera, existe uma extensa camada de densidade ainda menor, uma esp\u00e9cie de \u201catmosfera \u201d do Sol, chamada de \u201ccoroa solar\u201d. \u00c9 nela que ocorrem algumas das impressionantes manifesta\u00e7\u00f5es da atividade solar que descreveremos nos cap\u00edtulos seguintes. O mesmo efeito relatado acima continua a se processar na coroa. S\u00f3 que, como a densidade dos gases nessa regi\u00e3o \u00e9 ainda menor que na cromosfera, a temperatura pode passar de um milh\u00e3o de Kelvins.<\/p>\n Os fen\u00f4menos que ocorrem na coroa est\u00e3o fortemente ligados \u00e0 presen\u00e7a de intensos campos magn\u00e9ticos que se originam em regi\u00f5es internas do Sol e se espalham pela parte externa. Diferentemente do campo magn\u00e9tico da Terra que \u00e9 (mais ou menos) constante e vai de um p\u00f3lo a outro, as linhas de campo magn\u00e9tico na superf\u00edcie do Sol s\u00e3o inteiramente irregulares. Como veremos adiante, elas est\u00e3o associadas ao comportamento das chamadas \u201cmanchas solares\u201d.<\/p>\n Manchas solares, erup\u00e7\u00f5es e protuber\u00e2ncias<\/b><\/p>\n Um dos fen\u00f4menos mais interessantes que acontecem na superf\u00edcie do Sol, e que \u00e9 muito f\u00e1cil de ser observado, como veremos depois, s\u00e3o as manchas solares. Embora j\u00e1 tivessem sido vistas desde a remota antiguidade por astr\u00f4nomos chineses, o primeiro europeu a observ\u00e1-las e descrev\u00ea-las sistematicamente foi Galileu Galilei, em 1613.<\/p>\n Uma mancha solar parece escura mas n\u00e3o \u00e9. A temperatura na regi\u00e3o da mancha \u00e9 menor que a temperatura nos seus arredores. Enquanto a temperatura m\u00e9dia do disco solar chega perto de 6000 K, nas manchas a temperatura \u00e9 uns 1000 K mais baixa. Isso significa que uma mancha \u00e9 muito brilhante, na verdade, e s\u00f3 aparece como escura por causa do contraste com sua vizinhan\u00e7a, que \u00e9 ainda mais brilhante.<\/p>\n Uma mancha t\u00edpica pode ter o tamanho da Terra (ou mais) e viver por alguns dias ou semanas. Observando o deslocamento das manchas \u00e9 poss\u00edvel medir o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o do Sol em torno de si mesmo. Se voc\u00ea fizer essa experi\u00eancia (veja o Cap. 8), achar\u00e1 um per\u00edodo em torno de 27 dias.<\/p>\n Por volta de 1850, o astr\u00f4nomo amador alem\u00e3o Heinrich Schwabe constatou que o n\u00famero de manchas solares segue um padr\u00e3o peri\u00f3dico. A cada 11 anos, aproximadamente, o n\u00famero de manchas solares atinge valores m\u00e1ximos. No cap\u00edtulo seguinte falaremos um pouco mais sobre esses ciclos.<\/p>\n Associadas \u00e0s manchas solares ocorrem outras espetaculares manifesta\u00e7\u00f5es no disco solar:<\/b>\u00a0as erup\u00e7\u00f5es e as protuber\u00e2ncias. As erup\u00e7\u00f5es s\u00e3o gigantescas cusparadas que o Sol d\u00e1 em seus per\u00edodos de maior atividades, lan\u00e7ando uma enorme quantidade de mat\u00e9ria no espa\u00e7o (el\u00e9trons, pr\u00f3tons, neutrons e outras part\u00edculas mais pesadas). Se esse material vem em nossa dire\u00e7\u00e3o e atinge a atmosfera terrestre, v\u00e1rios fen\u00f4menos ocorrem, como descreveremos no Cap. 5, adiante.<\/p>\n Outro dram\u00e1tico fen\u00f4meno que pode ocorrer no Sol durante seus per\u00edodos de atividade s\u00e3o as protuber\u00e2ncias, enormes arcos de g\u00e1s excitado que se extendem por centenas de milhares de quil\u00f4metros na coroa solar. Na figura ao lado, o pequeno c\u00edrculo branco \u00e0 direita representa o tamanho relativo da Terra para voc\u00ea comparar com o tamanho do Sol e de uma protuber\u00e2ncia. As protuber\u00e2ncias est\u00e3o intimamente ligadas a campos magn\u00e9ticos presentes na superf\u00edcie do Sol e \u00e0s manchas solares. As observa\u00e7\u00f5es mostram que as manchas costumam andar aos pares, com linhas de campo magn\u00e9tico saindo de uma e entrando na outra. Aparentemente, as protuber\u00e2ncias seguem as linhas de campo magn\u00e9tico, originando-se em uma mancha de uma polaridade e passando para outra, de polaridade oposta.<\/p>\n \u00c9 curioso que os pares de manchas se deslocam diferentemente nos hemisf\u00e9rios norte e sul do Sol. Durante um certo per\u00edodo de atividade, acima do equador solar, as manchas de polaridade norte v\u00e3o \u00e0 frente das manchas de polaridade sul. Abaixo do equador solar, d\u00e1-se o inverso (Fig. A). 11 anos depois, no per\u00edodo seguinte de atividade solar, o quadro se inverte (Fig. B).<\/p>\n Se voc\u00ea quer saber a raz\u00e3o de tantos fen\u00f4menos curiosos, considere a possibilidade de se dedicar \u00e0 astrof\u00edsica e estudar o Sol. Atualmente, ainda n\u00e3o existe nenhum modelo satisfat\u00f3rio, nem para o ciclo de 11 anos nem para essa desconcertante invers\u00e3o descrita acima.<\/p>\n Os ciclos de atividade solar<\/b><\/p>\n Como vimos, o aparecimento de manchas e outras manifesta\u00e7\u00f5es de atividade no Sol segue um ciclo com per\u00edodo de 11 anos, cuja raz\u00e3o ainda n\u00e3o foi bem explicada pelos cientistas. Por conven\u00e7\u00e3o, os ciclos s\u00e3o numerados a partir do ano de 1755, quando Heinrich Schwabe divulgou sua descoberta. No presente ano estamos vivendo o ciclo de n\u00famero 23.<\/p>\n Tem gente supersticiosa que acredita que esses per\u00edodos de grande atividade solar afetam a vida das pessoas aqui na Terra, enlouquecendo umas e prejudicando a sa\u00fade de outras. \u00c9 claro que voc\u00ea n\u00e3o cai nessa, com sua mente racional de cientista. Mas, se estiver curioso, verifique, na figura abaixo, se nasceu em um ano de atividade ou em um ano de calma solar.<\/p>\n J\u00e1 houve ocasi\u00f5es em que o n\u00famero de manchas se manteve extremamente baixo durantes muitos anos. Por exemplo, nos 70 anos anos entre 1645 e 1715, praticamente n\u00e3o apareceram manchas solares. Esse per\u00edodo foi estudado pelo astr\u00f4nomo ingl\u00eas E. W. Maunder, em 1922, atrav\u00e9s da observa\u00e7\u00e3o de an\u00e9is de crescimento das cascas de \u00e1rvores. Ao que parece, em anos de grande atividade, os an\u00e9is ficam mais finos.<\/p>\n Eis um interessante exemplo de astronomia bot\u00e2nica! Mais recentemente, John Eddy mediu a percentagem do is\u00f3topo carbono-14 nesses an\u00e9is. Verificou que a quantidade de carbono-14 nos an\u00e9is varia com a atividade solar. Quanto mais ativo estiver o Sol, mais carbono-14 nos an\u00e9is que se formam na \u00e9poca. Desse modo, ele achou doze \u00e9pocas de baixa atividade, compar\u00e1veis ao per\u00edodo de Maunder, que ocorreram nos \u00faltimos 5000 anos.<\/p>\n Estamos passando por um per\u00edodo de intensa atividade solar, em um ciclo que se iniciou por volta do ano 2000. Como relataremos no pr\u00f3ximo cap\u00edtulo, essa atividade provoca v\u00e1rios efeitos reais aqui na Terra, uns belos e outros nocivos e potencialmente perigosos.<\/p>\n Efeitos da atividade solar na Terra<\/b><\/p>\n Durante os per\u00edodos de atividade solar intensa, o Sol costuma lan\u00e7ar quantidades impressionantes de mat\u00e9ria no espa\u00e7o. S\u00e3o fluxos de gases excitados que saem do Sol e podem atingir a Terra com velocidades superiores a 500 quil\u00f4metros por segundo.<\/p>\n \u00c9 o chamado \u201cvento solar\u201d.<\/p>\n Al\u00e9m desse material, as erup\u00e7\u00f5es solares emitem raios-X e radia\u00e7\u00e3o ultravioleta que aquecem as camadas superiores da atmosfera terrestre. A intera\u00e7\u00e3o entre o vento solar e o campo magn\u00e9tico da Terra ocasiona as chamadas \u201ctempestades geomagn\u00e9ticas\u201d. Quando isso acontece, a radia\u00e7\u00e3o afeta os equipamentos eletr\u00f4nicos dos sat\u00e9lites, prejudicando as comunica\u00e7\u00f5es. Os pr\u00f3prios sat\u00e9lites podem ser danificados ou perdidos. As camadas superiores da atmosfera se aquecem e se expandem e podem atingir a altura de um sat\u00e9lite.<\/p>\n O atrito pode, ent\u00e3o, desacelerar o sat\u00e9lite e modificar sua \u00f3rbita. Em caso de ventos solares muito intensos, astronautas em \u00f3rbita correm risco de vida se forem expostos \u00e0 radia\u00e7\u00e3o. At\u00e9 passageiros de avi\u00f5es sofrem algum risco. Se o vento solar for muito intenso, eles podem receber uma dose de radia\u00e7\u00e3o equivalente a um raio-X m\u00e9dico.<\/p>\n Em 2003 atravessamos um per\u00edodo de atividade solar relativamente intensa. A fotografia abaixo mostra uma gigantesca erup\u00e7\u00e3o ocorrida no dia 28 de Outubro de 2003 lan\u00e7ando grande quantidade de material que atingiu a Terra no dia seguinte.<\/p>\n Nem todos os efeitos da atividade solar s\u00e3o nocivos. Um deles, belo e espetacular, s\u00e3o as auroras boreais, luzes coloridas que surgem nos c\u00e9us de regi\u00f5es relativamente pr\u00f3ximas do p\u00f3lo norte. Normalmente, as auroras boreais s\u00e3o esverdeadas, pois os \u00e1tomos de oxig\u00eanio das altas camadas atmosf\u00e9ricas emitem luz verde, ao serem excitados pelos el\u00e9trons de alta velocidade do vento solar.<\/p>\n Quando a tempestade \u00e9 forte pra valer, camadas mais baixas da atmosfera s\u00e3o atingidas pelo vento solar e a aurora boreal pode ser vermelha, cor da luz emitida por \u00e1tomos excitados de nitrog\u00eanio, outro constituinte de nossa atmosfera. Al\u00e9m disso, nesse caso, as auroras boreiais podem ser vistas mesmo em latitudes bem menores. As auroras provocadas por uma tempestade magn\u00e9tica que ocorreu em Abril de 2000 foram vistas at\u00e9 na Fl\u00f3rida!<\/p>\n A foto abaixo foi tirada nessa data pelo astr\u00f4nomo tcheco Jan Safar, do Observat\u00f3rio de Brno. Ela mostra a aurora vista no c\u00e9u do Observat\u00f3rio que fica a 48 graus de latitude norte.<\/p>\n Por causa dos efeitos nocivos das tempestades geomagn\u00e9ticas, os cientistas procuram formas de prev\u00ea-las com anteced\u00eancia, dando tempo para que provid\u00eancias sejam tomadas. Esse ser\u00e1 o assunto do cap\u00edtulo seguinte.<\/p>\n Prevendo tempestades magn\u00e9ticas<\/b><\/p>\n Como uma tempestade magn\u00e9tica intensa pode causar s\u00e9rios prejuizos e at\u00e9 levar perigo a astronautas, \u00e9 desej\u00e1vel tentar prev\u00ea-las com boa anteced\u00eancia. S\u00f3 que isso n\u00e3o \u00e9 f\u00e1cil. Hoje, existem v\u00e1rias t\u00e9cnicas para fazer essas previs\u00f5es, mas nenhuma consegue anteced\u00eancia segura al\u00e9m de poucas horas.<\/p>\n Recentemente, surgiu a id\u00e9ia de tentar observar erup\u00e7\u00f5es solares no lado de tr\u00e1s do Sol, que fica oculto de n\u00f3s por algum tempo. Como o Sol gira com per\u00edodo de, mais ou menos, 27 dias, essa detec\u00e7\u00e3o daria uma boa margem de tempo antes da erup\u00e7\u00e3o virar em nossa dire\u00e7\u00e3o cuspindo fogo.<\/p>\n A t\u00e9cnica foi proposta pelo franc\u00eas Jean-Loup Bertaux e seus colaboradores. Sabe-se que o espa\u00e7o interestelar, inclusive o sistema solar, est\u00e1 envolto em uma imensa nuvem de g\u00e1s hidrog\u00eanio. \u00c9 uma nuvem extremamente t\u00eanue mas, assim mesmo, \u00e9 suficiente para bloquear toda a radia\u00e7\u00e3o ultravioleta, que \u00e9 facilmente absorvida pelos \u00e1tomos de hidrog\u00eanio. Em outras palavras, o espa\u00e7o interestelar \u00e9 praticamente opaco aos raios ultavioleta.<\/p>\n No entanto, a radia\u00e7\u00e3o do Sol \u201csopra\u201d essa nuvem de g\u00e1s, formando uma esp\u00e9cie de gigantesca \u201cbolha\u201d, onde a quantidade de \u00e1tomos de hidrog\u00eanio fica muito mais reduzida. A \u201cparede\u201d interna dessa bolha pode atuar como uma esp\u00e9cie de \u201cespelho\u201d.<\/p>\n A luz (vis\u00edvel ou n\u00e3o) de uma erup\u00e7\u00e3o que ocorre na parte de tr\u00e1s do Sol, ao atingir esse \u201cespelho\u201d excita os \u00e1tomos de hidrog\u00eanio e cria regi\u00f5es luminosas, chamadas de \u201cpontos quentes de UV\u201d. Esses pontos quentes, em princ\u00edpio, podem ser observados pelo sat\u00e9lite SOHO (\u201cSolar and Heliospheric Observatory\u201d), da NASA, que est\u00e1 a 1,5 milh\u00e3o de quil\u00f4metros da Terra.<\/p>\n Pelas imagens desses pontos quentes os cientistas esperam poder localizar a posi\u00e7\u00e3o das erup\u00e7\u00f5es no lado oculto do Sol, antecipando seu surgimento no lado virado para n\u00f3s, alguns dias depois.<\/p>\n Entenda, por\u00e9m, que isso tudo ainda \u00e9 pesquisa em progresso e levar\u00e1 alguns anos at\u00e9 se tornar um m\u00e9todo seguro de prever erup\u00e7\u00f5es solares com boa anteced\u00eancia.<\/p>\n Sorte de Karl Jansky, fundador da radioastronomia<\/b><\/p>\n As tempestades magn\u00e9ticas que, de vez em quando, perturbam as telecomunica\u00e7\u00f5es, estavam chateando os dirigentes da Bell Telephone, nos Estados Unidos dos anos 20. Para obter maiores informa\u00e7\u00f5es sobre esses desagrad\u00e1veis fen\u00f4menos, eles contrataram o jovem f\u00edsico Karl Jansky, com a miss\u00e3o de construir grandes antenas e estudar os sinais vindos do Sol.<\/p>\n No final de 1930, Jansky j\u00e1 tinha construido sua primeira antena e com ela come\u00e7ou a \u201cescutar\u201d as ondas de r\u00e1dio que vinham do espa\u00e7o exterior. Em 1933, ele j\u00e1 descobriu que a maior fonte de sinais era a nossa pr\u00f3pria gal\u00e1xia, a Via L\u00e1ctea.<\/p>\n Em torno da Terra existe uma camada, entre 50 e 500 km de altitude, chamada \u201cionosfera\u201d, onde o g\u00e1s rarefeito da atmosfera terrestre \u00e9 ionizado pela luz do Sol. Um \u00e1tomo ionizado, como voc\u00ea sabe, \u00e9 um \u00e1tomo do qual s\u00e3o arrancados um ou mais el\u00e9trons. No caso, quem arranca esses el\u00e9trons \u00e9 a radia\u00e7\u00e3o solar. Essa tal ionosfera reflete ondas de r\u00e1dio, principalmente as chamadas \u201condas curtas\u201d. \u00c9 isso que possibilita a gente captar um emissora de r\u00e1dio do Jap\u00e3o, mesmo sem usar sat\u00e9lites.<\/p>\n Durante per\u00edodos de grande atividade solar, a radia\u00e7\u00e3o do Sol ioniza uma quantidade anormal de \u00e1tomos e a ionosfera fica t\u00e3o cheia de \u00edons que se torna uma verdadeira barreira. Sinais de r\u00e1dio vindo de fora n\u00e3o entram e sinais originados na pr\u00f3pria Terra n\u00e3o saem. Nesses per\u00edodos os radioastr\u00f4nomos ficam praticamente ilhados, impossibilitados de receber sinais de r\u00e1dio do espa\u00e7o exterior, principalmente durante o dia, quando a ionosfera fica ainda mais densa.<\/p>\n Foi a\u00ed que Jansky deu a maior sorte. Ele come\u00e7ou a observar os sinais da Via L\u00e1ctea de 1932 a 1934, durante um m\u00ednimo de atividade solar. Se ele tivesse come\u00e7ado alguns anos antes ou depois, o in\u00edcio da radioastronomia teria sido adiado por algum tempo. Hoje, os radiotelesc\u00f3pios s\u00e3o bem mais sens\u00edveis que a antena primitiva de Jansky. Al\u00e9m disso, sat\u00e9lites como o SOHO est\u00e3o livres dessas limita\u00e7\u00f5es.<\/p>\n Observando manchas solares. Astronomia diurna<\/b><\/p>\n H\u00e1 quem pense que um astr\u00f4nomo amador s\u00f3 pode fazer suas observa\u00e7\u00f5es \u00e0 noite e longe das luzes da cidade. Isso n\u00e3o \u00e9 verdade. Com uma modesta luneta voc\u00ea pode observar as manchas solares, principalmente quando elas est\u00e3o bem sapecas. Esse, ali\u00e1s, \u00e9 um excelente projeto para Feira de Ci\u00eancias, candidato a ganhar medalha. Comece logo a fazer suas observa\u00e7\u00f5es, anota\u00e7\u00f5es e gr\u00e1ficos. Quando chegar a \u00e9poca da Feira voc\u00ea j\u00e1 ter\u00e1 farto material para apresentar em seu estande.<\/p>\n Voc\u00ea s\u00f3 precisa de uma pequena luneta ou telesc\u00f3pio de amador e de uma cartolina onde projetar\u00e1 a imagem do Sol. Nunca olhe o Sol atrav\u00e9s do telesc\u00f3pio! Se voc\u00ea fizer essa besteira, corre o risco de danificar sua retina e ficar cego. Galileu, coitado, cometeu esse erro e morreu na cegueira.<\/p>\n Veja a figura. Quanto maior a dist\u00e2ncia entre a luneta e a tela, maior ser\u00e1 a imagem do Sol, mas, em compensa\u00e7\u00e3o, menor ser\u00e1 sua luminosidade. Algumas lunetas usam um filtro solar, mas isso n\u00e3o \u00e9 essencial. Procure diminuir a claridade em redor da tela para que a imagem do Sol fique bem vis\u00edvel. Ajuste bem o foco para obter uma imagem t\u00e3o n\u00edtida quanto poss\u00edvel.<\/p>\n Se conseguir ver algumas manchas, fa\u00e7a uma figura mostrando a posi\u00e7\u00e3o delas no disco solar para poder acompanhar seus movimentos. Fazendo observa\u00e7\u00f5es por v\u00e1rios dias, de prefer\u00eancia sempre \u00e0s mesmas horas, voc\u00ea poder\u00e1 achar o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o do Sol.<\/p>\n Existe um chamado \u201cn\u00famero de manchas\u201d, N, que \u00e9 calculado do seguinte modo. Primeiro, conta-se o n\u00famero de grupos de manchas, Ng, e depois, o n\u00famero de manchas individuais, Nm. O n\u00famero de manchas \u00e9 dado pela soma do n\u00famero de manchas individuais com o n\u00famero de grupos multiplicado por 10.<\/p>\n Isto \u00e9:<\/b><\/p>\n N = Nm + 10 x Ng<\/strong><\/p>\n A raz\u00e3o para isso \u00e9 que o n\u00famero m\u00e9dio de manchas por grupo \u00e9 10. Desse modo, mesmo se as manchas individuais de um grupo n\u00e3o forem distintas na imagem vista com uma luneta de amador, o n\u00famero obtido n\u00e3o ficar\u00e1 muito longe do real.<\/p>\n Como estamos bem dentro do ciclo 23 o n\u00famero de manchas atualmente \u00e9 alto. Por sinal, recentemente ocorreu um s\u00fabito aumento no n\u00famero de manchas acompanhando a inusitada atividade registrada nesses \u00faltimos dias. O gr\u00e1fico abaixo, adaptado de um boletim da NASA, mostra como est\u00e1 esse n\u00famero atualmente.<\/p>\n Fonte:<\/strong>\u00a0Col\u00e9gio S\u00e3o Francisco\/seara.ufc.br<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Atividades do Sol – Defini\u00e7\u00e3o Atividades Solares\u00a0referem-se a v\u00e1rios fen\u00f4menos impulsionados pelo campo magn\u00e9tico do Sol, incluindo manchas solares, erup\u00e7\u00f5es solares, eje\u00e7\u00f5es de massa coronal (EMCs), proemin\u00eancias e vento solar. Essas atividades variam ao longo de um ciclo de aproximadamente 11 anos, passando de um m\u00ednimo solar de baixa atividade a um m\u00e1ximo solar de […]<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"categories":[320],"tags":[],"class_list":["post-63997","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-fisica"],"acf":[],"yoast_head":"\n
\nMASSA:\u00a0<\/strong>1,99 x 1030 kg = 333.000 massas da Terra.
\nTEMPERATURA NO CENTRO:\u00a0<\/strong>15 milh\u00f5es de graus.
\nTEMPERATURA NA SUPERF\u00cdCIE:\u00a0<\/strong>5800 graus.
\nDENSIDADE M\u00c9DIA:\u00a0<\/strong>1,41 g\/cm3 = 1\/4 da densidade m\u00e9dia da Terra.<\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht1.jpg\")
\nSol<\/b><\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht3.jpg\")
\nAtividades do Sol<\/b><\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht4.jpg\")
\nAtividades do Sol<\/b><\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht5.jpg\")
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\nAurora Boreal<\/b><\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht9.jpg\")
\nAurora Boreal<\/b><\/p>\n![](\"https:\/\/cdn.portalsaofrancisco.com.br\/wp-content\/uploads\/2016\/07\/sol-ht10.jpg\")
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