Mancha Solar -Sunspot

Manchas solares

Acima: região ativa 2192 em 2014 contendo a maior mancha solar do ciclo solar 24 e região ativa 1302 em setembro de 2011. Meio: close-up de manchas solares no espectro visível (esquerda) e outra mancha solar em UV , tirada pelo observatório TRACE . Inferior: um grande grupo de manchas solares que se estendem por cerca de 320.000 km (200.000 milhas) de diâmetro.

As manchas solares são fenômenos na fotosfera do Sol que aparecem como manchas temporárias que são mais escuras do que as áreas circundantes. São regiões de temperatura superficial reduzida causada por concentrações de fluxo magnético que inibem a convecção . As manchas solares aparecem dentro de regiões ativas , geralmente em pares de polaridade magnética oposta . Seu número varia de acordo com o ciclo solar de aproximadamente 11 anos .

Manchas solares individuais ou grupos de manchas solares podem durar de alguns dias a alguns meses, mas eventualmente decaem. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros que variam de 16 km (10 mi) a 160.000 km (100.000 mi). Manchas solares maiores podem ser visíveis da Terra sem a ajuda de um telescópio . Eles podem viajar a velocidades relativas , ou movimentos próprios , de algumas centenas de metros por segundo quando emergem.

Indicando intensa atividade magnética, as manchas solares acompanham outros fenômenos da região ativa, como loops coronais , proeminências e eventos de reconexão . A maioria das explosões solares e ejeções de massa coronal se originam nessas regiões magneticamente ativas em torno de agrupamentos de manchas solares visíveis. Fenômenos semelhantes observados indiretamente em outras estrelas além do Sol são comumente chamados de manchas estelares , e tanto as manchas claras quanto as escuras foram medidas.

História

O registro mais antigo de manchas solares é encontrado no chinês I Ching , concluído antes de 800 aC. O texto descreve que um dou e um mei foram observados ao sol, onde ambas as palavras se referem a um pequeno obscurecimento. O registro mais antigo de uma observação deliberada de manchas solares também vem da China e data de 364 aC, com base nos comentários do astrônomo Gan De (甘德) em um catálogo de estrelas . Em 28 aC, os astrônomos chineses estavam registrando regularmente observações de manchas solares em registros imperiais oficiais.

A primeira menção clara de uma mancha solar na literatura ocidental é por volta de 300 aC, pelo antigo erudito grego Teofrasto , aluno de Platão e Aristóteles e sucessor deste último.

Os primeiros desenhos de manchas solares foram feitos pelo monge inglês João de Worcester em dezembro de 1128.

As manchas solares foram observadas pela primeira vez telescopicamente no final de 1610 pelo astrônomo inglês Thomas Harriot e pelos astrônomos frísios Johannes e David Fabricius , que publicaram uma descrição em junho de 1611. Após a morte de Johannes Fabricius aos 29 anos, o livro permaneceu obscuro e foi eclipsado pelo independente descobertas e publicações sobre manchas solares por Christoph Scheiner e Galileo Galilei , poucos meses depois.

No início do século 19, William Herschel foi um dos primeiros a equacionar as manchas solares com a abundância de aquecimento e resfriamento que era capaz de causar na Terra. Ele acreditava que as "grandes áreas rasas (penumbra das manchas solares) cumes (características estendidas brilhantes e elevadas que se assemelham a fáculas) nódulos (características brilhantes, elevadas, porém menores que se assemelham a lúculos) e ondulações (características menos luminosas, ásperas, mosqueadas e escuras) em vez de pequenas reentrâncias (características escuras deprimidas e estendidas) no Sol permitiriam a entrada de grandes quantidades de calor na Terra. Por outro lado, "poros, pequenas reentrâncias - regiões centrais de pontos escuros e deprimidos - e a ausência de nódulos e cristas", significava menos calor tocando a Terra. Durante seu reconhecimento do comportamento solar e da estrutura solar hipotética, ele inadvertidamente captou a relativa ausência total de manchas no Sol de julho de 1795 a janeiro de 1800. Ele foi talvez o primeiro a construir um registro passado de manchas solares observadas ou ausentes e descobriu que, pelo menos na Inglaterra, a ausência de manchas solares coincidia com os altos preços do trigo. Herschel leu seu artigo perante a Royal Society. Ele foi completamente mal interpretado e ridiculamente ridicularizado diante daquele corpo.

Física

Morfologia

Uma mancha solar em decomposição mostrada ao longo de duas horas. A umbra é separada em duas partes dentro da penumbra por uma ponte de luz. Os poros solares também são visíveis à esquerda da penumbra.

As manchas solares têm duas estruturas principais: uma umbra central e uma penumbra circundante . A umbra é a região mais escura de uma mancha solar e é onde o campo magnético é mais forte e aproximadamente vertical, ou normal , à superfície do Sol, ou fotosfera . A umbra pode ser cercada completamente ou apenas parcialmente por uma região mais brilhante conhecida como penumbra. A penumbra é composta por estruturas radialmente alongadas conhecidas como filamentos penumbrais e possui um campo magnético mais inclinado que a umbra. Dentro de grupos de manchas solares, múltiplas umbras podem ser cercadas por uma única penumbra contínua.

A temperatura da umbra é de aproximadamente 3.000-4.500 K (2.700-4.200 ° C), em contraste com a penumbra em cerca de 5.780 K (5.500 ° C), deixando manchas solares claramente visíveis como manchas escuras. Isso ocorre porque a luminância de um corpo negro aquecido (aproximada pela fotosfera) nessas temperaturas varia muito com a temperatura. Isolada da fotosfera circundante, uma única mancha solar brilharia mais do que a lua cheia , com uma cor laranja carmesim.

O efeito Wilson implica que as manchas solares são depressões na superfície do Sol.

Ciclo da vida

O aparecimento de uma mancha solar individual pode durar de alguns dias a alguns meses, embora grupos de manchas solares e suas regiões ativas associadas tendam a durar semanas ou meses. As manchas solares se expandem e contraem à medida que se movem pela superfície do Sol, com diâmetros que variam de 16 km (10 mi) a 160.000 km (100.000 mi).

Formação

Embora os detalhes da formação de manchas solares ainda sejam uma questão de pesquisa em andamento, é amplamente entendido que eles são as manifestações visíveis de tubos de fluxo magnético na zona convectiva do Sol projetando-se através da fotosfera dentro de regiões ativas. Seu escurecimento característico ocorre devido a esse forte campo magnético que inibe a convecção na fotosfera. Como resultado, o fluxo de energia do interior do Sol diminui e, com ele, a temperatura da superfície, fazendo com que a área da superfície pela qual o campo magnético passa pareça escura contra o fundo brilhante dos grânulos fotosféricos .

As manchas solares aparecem inicialmente na fotosfera como pequenas manchas escuras sem penumbra. Essas estruturas são conhecidas como poros solares. Com o tempo, esses poros aumentam de tamanho e se movem um em direção ao outro. Quando um poro fica grande o suficiente, normalmente cerca de 3.500 km (2.000 milhas) de diâmetro, uma penumbra começará a se formar.

Decair

A pressão magnética tende a remover as concentrações de campo, fazendo com que as manchas solares se dispersem, mas os tempos de vida das manchas solares são medidos em dias a semanas. Em 2001, observações do Observatório Solar e Heliosférico (SOHO) usando ondas sonoras viajando abaixo da fotosfera ( heliosismologia local ) foram usadas para desenvolver uma imagem tridimensional da estrutura interna abaixo das manchas solares; essas observações mostram que uma poderosa corrente descendente sob cada mancha solar forma um vórtice rotativo que sustenta o campo magnético concentrado.

Ciclo solar

Diagrama de borboleta mostrando o comportamento da lei de Spörer emparelhado

Os ciclos solares duram tipicamente cerca de onze anos, variando de pouco menos de 10 a pouco mais de 12 anos. Ao longo do ciclo solar, as populações de manchas solares aumentam rapidamente e depois diminuem mais lentamente. O ponto de maior atividade das manchas solares durante um ciclo é conhecido como máximo solar e o ponto de menor atividade como mínimo solar. Este período também é observado na maioria das outras atividades solares e está ligado a uma variação no campo magnético solar que muda de polaridade com este período.

No início do ciclo, as manchas solares aparecem em latitudes mais altas e depois se movem em direção ao equador à medida que o ciclo se aproxima do máximo, seguindo a lei de Spörer . Manchas de dois ciclos sequenciais coexistem por vários anos durante os anos próximos ao mínimo solar. Pontos de ciclos sequenciais podem ser distinguidos pela direção de seu campo magnético e sua latitude.

O índice de manchas solares do número de Wolf conta o número médio de manchas solares e grupos de manchas solares durante intervalos específicos. Os ciclos solares de 11 anos são numerados sequencialmente, começando com as observações feitas na década de 1750.

George Ellery Hale primeiro ligou campos magnéticos e manchas solares em 1908. Hale sugeriu que o período do ciclo de manchas solares é de 22 anos, cobrindo dois períodos de aumento e diminuição do número de manchas solares, acompanhados por inversões polares do campo magnético dipolo solar . Horace W. Babcock mais tarde propôs um modelo qualitativo para a dinâmica das camadas externas solares. O Modelo Babcock explica que os campos magnéticos causam o comportamento descrito pela lei de Spörer, além de outros efeitos, que são distorcidos pela rotação do Sol.

Tendências de período mais longo

Os números de manchas solares também mudam durante longos períodos. Por exemplo, durante o período conhecido como o máximo moderno de 1900 a 1958, a tendência dos máximos solares da contagem de manchas solares foi ascendente; para os 60 anos seguintes, a tendência foi principalmente descendente. No geral, o Sol foi tão ativo quanto o máximo moderno há mais de 8.000 anos.

O número de manchas solares está correlacionado com a intensidade da radiação solar no período desde 1979, quando as medições por satélite se tornaram disponíveis. A variação causada pelo ciclo de manchas solares para a produção solar é da ordem de 0,1% da constante solar (uma faixa de pico a vale de 1,3 W·m ⁻² em comparação com 1366 W·m ⁻² para a constante solar média) .

História de 400 anos de números de manchas solares , mostrando os mínimos de Maunder e Dalton, e o Máximo Moderno (esquerda) e reconstrução de manchas solares de 11.000 anos mostrando uma tendência de queda entre 2000 aC - 1600 dC seguido pela recente tendência de alta de 400 anos

Observação moderna

O telescópio solar sueco de 1 m no Observatório Roque de los Muchachos em La Palma , nas Ilhas Canárias .

As manchas solares são observadas com telescópios solares baseados em terra e em órbita da Terra . Esses telescópios utilizam técnicas de filtragem e projeção para observação direta, além de vários tipos de câmeras filtradas. Ferramentas especializadas, como espectroscópios e espectrohelioscópios , são usadas para examinar manchas solares e áreas de manchas solares. Os eclipses artificiais permitem a visualização da circunferência do Sol à medida que as manchas solares giram no horizonte.

Como olhar diretamente para o Sol a olho nu prejudica permanentemente a visão humana , a observação amadora de manchas solares geralmente é realizada usando imagens projetadas ou diretamente através de filtros de proteção . Pequenas seções de vidro de filtro muito escuro , como um vidro de soldador nº 14, são eficazes. Uma ocular de telescópio pode projetar a imagem, sem filtragem, em uma tela branca onde ela pode ser vista indiretamente, e até rastreada, para acompanhar a evolução das manchas solares. Filtros de passagem de banda estreitos de hidrogênio-alfa para fins especiais e filtros de atenuação de vidro revestidos de alumínio (que têm a aparência de espelhos devido à sua densidade óptica extremamente alta ) na frente de um telescópio proporcionam uma observação segura através da ocular.

Inscrição

Devido à sua correlação com outros tipos de atividade solar , as manchas solares podem ser usadas para ajudar a prever o clima espacial , o estado da ionosfera e as condições relevantes para a propagação de rádio de ondas curtas ou comunicações por satélite . A alta atividade das manchas solares é celebrada pelos membros da comunidade de rádio amador como um prenúncio de excelentes condições de propagação ionosférica que aumentam muito o alcance do rádio nas bandas de HF . Durante os picos de atividade das manchas solares, a comunicação de rádio em todo o mundo pode ser alcançada em frequências tão altas quanto a banda VHF de 6 metros .

A atividade solar (e o ciclo solar) têm sido implicados como um fator de aquecimento global . O primeiro exemplo possível disso é o período mínimo de Maunder de baixa atividade de manchas solares que ocorreu durante a Pequena Idade do Gelo na Europa. No entanto, estudos detalhados de vários indicadores paleoclimáticos mostram que as temperaturas mais baixas do hemisfério norte na Pequena Idade do Gelo começaram enquanto os números de manchas solares ainda eram altos antes do início do Mínimo de Maunder e persistiram até depois que o Mínimo de Maunder cessou. A modelagem climática numérica indica que a atividade vulcânica foi o principal motor da Pequena Idade do Gelo .

As próprias manchas solares, em termos da magnitude de seu déficit de energia radiante, têm um efeito fraco no fluxo solar. O efeito total das manchas solares e outros processos magnéticos na fotosfera solar é um aumento de aproximadamente 0,1% no brilho do Sol em comparação com seu brilho no nível mínimo solar. Esta é uma diferença na irradiância solar total na Terra ao longo do ciclo de manchas solares de cerca de . Outros fenômenos magnéticos que se correlacionam com a atividade das manchas solares incluem as fáculas e a rede cromosférica. A combinação desses fatores magnéticos significa que a relação dos números de manchas solares com a Irradiância Solar Total (TSI) ao longo do ciclo solar em escala decenal. e seu relacionamento para escalas de tempo de séculos, não precisam ser os mesmos. O principal problema com a quantificação das tendências de longo prazo no TSI reside na estabilidade das medições de radiometria absoluta feitas a partir do espaço, que melhorou nas últimas décadas, mas continua sendo um problema. A análise mostra que é possível que o TSI tenha sido realmente mais alto no Mínimo de Maunder em comparação com os níveis atuais, mas as incertezas são altas, com melhores estimativas na faixa ± com uma faixa de incerteza de ± . ${\estilo de exibição 1,37Wm^{-1}}$${\displaystyle 0,5Wm^{-1}}$${\displaystyle 2\sigma }$${\displaystyle 1Wm^{-1}}$

Mancha Estelar

Em 1947, GE Kron propôs que as manchas estelares eram a razão para mudanças periódicas no brilho das anãs vermelhas . Desde meados da década de 1990, observações de manchas estelares têm sido feitas usando técnicas cada vez mais poderosas, produzindo cada vez mais detalhes: a fotometria mostrou crescimento e decaimento de manchas estelares e mostrou comportamento cíclico semelhante ao do Sol; a espectroscopia examinou a estrutura das regiões de manchas estelares analisando as variações na divisão da linha espectral devido ao efeito Zeeman; Imagens Doppler mostraram rotação diferencial de manchas para várias estrelas e distribuições diferentes da do Sol; análise de linha espectral mediu a faixa de temperatura de manchas e as superfícies estelares. Por exemplo, em 1999, Strassmeier relatou a maior mancha estelar fria já vista girando a estrela gigante K0  XX Triangulum (HD 12545) com uma temperatura de 3.500 K (3.230 ° C), juntamente com uma mancha quente de 4.800 K (4.530 ° C) .

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos

• Base de dados de manchas solares baseada em observações terrestres (GPR/DPD) e satélite (SOHO/SDO) de 1872 até hoje com os dados mais recentes. ( )
• Site Solar Cycle 24 e VHF Aurora (www.solarcycle24.com)
• Bélgica World Data Center para o índice de manchas solares
• Imagem de manchas solares de alta resolução
• Imagens de manchas solares em alta resolução Impressionante coleção de imagens de manchas solares
• Progressão do Ciclo Solar NOAA : Ciclo solar atual.
  • Condições atuais: Clima espacial
• Laboratório Solar e Astrofísica da Lockheed Martin
• Site Sun|trek Um recurso educacional para professores e alunos sobre o Sol e seu efeito na Terra
• Ferramentas para exibir o número atual de manchas solares em um navegador
  • Propfire – exibe o número atual de manchas solares na barra de status do navegador
  • Barra de ferramentas HamLinks – exibe dados de fluxo solar, Índice A e Índice K em uma barra de ferramentas
• A visão mais nítida do sol
• Atualização diária de manchas solares e imagem do sol (www.spaceweather.com)
• Explicação animada de manchas solares na fotosfera Arquivado em 16 de novembro de 2015 no Wayback Machine (Universidade de South Wales)

Dados de manchas solares

• "Reconstrução do Número de Manchas Solares de 11.000 Anos" . Diretório mestre de mudança global . Arquivado a partir do original em 2 de novembro de 2015 . Recuperado em 11 de março de 2005 .
  • "Atividade incomum do Sol durante as últimas décadas em comparação com os 11.000 anos anteriores" . WDC para Paleoclimatologia . Recuperado em 11 de março de 2005 .
• "Números de manchas solares desde os tempos antigos até o presente da NOAA/NGDC" . Diretório mestre de mudança global . Arquivado a partir do original em 14 de setembro de 2015 . Recuperado em 11 de março de 2005 .
  • "NÚMEROS DE MANCHAS SOLARES" . Serviços de dados solares NOAA NGDC . Recuperado em 21 de junho de 2010 .
    • Número Internacional de Manchas Solares—máximo e mínimo de manchas solares 1610–presente; números anuais 1700–presente; números mensais 1749–presente; valores diários 1818–presente; e números de manchas solares por hemisfério norte e sul. A previsão de manchas solares de McNish-Lincoln também está incluída.
    • Números de manchas solares americanas 1945-presente
    • Dados antigos de manchas solares 165 aC a 1684 dC
    • Números de manchas solares do grupo (reavaliação de Doug Hoyt) 1610–1995
• Wilson, Robert M. (abril de 2014). Comparação das Variações do Número de Manchas Solares, Número de Grupos de Manchas Solares e Área de Manchas Solares, 1875-2013 . Huntsville, AL: Administração Nacional de Aeronáutica e Espaço, Marshall Space Flight Center . Recuperado em 13 de março de 2015 .