Our Magnetic Sun

O ser Humano sempre se sentiu fascinado pelo funcionamento do seu entorno e o céu em particular, sempre foi alvo de grande admiração. Provavelmente começou por ser um interesse inspirado por cultos e misticismos associados à esfera celeste ou a eclipses. O carácter inexplicável de todas estas subtilezas celestes, nos primórdios da Humanidade, metamorfosearam-se numa crença, uma fé que muitas vezes elevou os corpos celestes ao estatuto de deuses. Possivelmente, já na antiguidade, o ser Humano tinha consciência de que o Sol tem uma enorme influência sobre a Terra e sobre a vida que esta alberga. Consequentemente o Sol tornou-se num símbolo de poder supremo venerado por diversas civilizações: os Egípcios adoravam o deus sol Ra, o qual acreditavam ter sido o seu criador; os Hindus o deus sol Surya; os Gregos, Apollo; os Chineses os dez sóis; os Japoneses a deusa sol Amaterasu e os Incas o deus sol Inti... Hoje em dia as crenças ancestrais cederam o seu lugar a um conhecimento baseado em factos científicos, de que de facto, o Sol e a sua actividade suportam e influenciam a vida na Terra e regulam o nosso entorno espacial.

Por um lado, o vasto leque de fenómenos que o Sol apresenta alimenta a curiosidade humana. Por outro, dada a sua proximidade física, o Sol apresenta-se-nos como um laboratório de Física no qual podemos testar as nossas ideias e teorias em condições estremas, tornando-se assim uma mais valia para a comunidade científica. Além de servir como laboratório para Física de Plasmas, Magneto-convecção e Física de Partículas, só para citar algumas áreas, o Sol é também um laboratório para a Cosmologia. Por exemplo, hoje em dia já se utilizam modelos de evolução solar para estudar a interacção e evolução de estrelas na presença de matéria escura. Estes estudos servem para descartar alguns candidatos a matéria escura e ajudar a perceber melhor esta estranha forma de matéria. Além dos exemplos anteriores, nos dias que correm, devido às alterações climáticas e ao advento de uma época de exploração espacial, o Sol e a sua variabilidade tomam um papel de destaque no contexto científico internacional. Devido a isto, tanto a ESA como a NASA desenvolveram programas de investigação específicos em Fisica Solar.

O Sol é por definição uma estrela variável. Durante toda a sua juventude, até chegar ao estado "estável" em que se encontra agora, a nossa estrela passou por muitas mudanças. Mesmo assim, hoje em dia ela ainda varia em diversas escalas de tempo, desde fracções de segundo até séculos. A maneira como a variabilidade solar se manifesta, as suas fontes e propriedades estatísticas dependem da escala temporal considerada. Na escala dos segundos, minutos e horas temos as oscilações solares cujo exemplo mais conhecido é o espectro de oscilações não-radiais com um período de aproximadamente 5 minutos. Estas e outras oscilações são estudadas pela Heliosismologia que, no início dos anos 90, abriu uma nova janela para estudar o interior do Sol. Graças a esta ciência, o conhecimento sobre a estrutura interna da nossa estrela, foi e continua a ser incrementado. Para escalas de tempo superiores, podemos observar a variação do fluxo de energia emitida (irradiância), manchas escuras que aparecem e desaparecem da superfície solar, emissões de plasma, protuberâncias, etc. As secções que se seguem têm como objectivo introduzir o leitor a este “zoo” de manifestações solares.

Existem relatos sobre a observação de manchas na superfície no Sol que datam do ano 800 A.C. na China. Nas civilizações europeias também existem registos da observação de manchas solares a partir do Sec. X. No entanto, a observação sistemática deste fenómeno é iniciada a partir de 1610 por Galileu Galilei pouco depois de ter criado o telescópio. Em meados do século XIX, Schwabe (1844), reparou que o número de manchas presentes na superfície solar aumentava e diminuía com um período de aproximadamente 11 anos. Pouco depois, Carrington (1858) apercebeu-se de que estas manchas apareciam a latitudes cada vez mais baixas à medida que o ciclo progredia, i.e., à medida que o tempo passava, as manchas apareciam mais próximas do equador solar. Na altura não havia quaisquer evidências de que estas manchas estariam relacionadas com campos magnéticos e foi só quase meio século depois, em 1908 que Hale, através da observação do efeito de Zeeman na medição do espectro de manchas solares, se apercebeu da sua origem magnética. O espanto não foi só devido a ser a primeira vez que se media um campo magnético fora da Terra mas também ao facto de que o campo magnético presente nas manchas solares, ~3000 G (Gauss) ser substancialmente superior ao campo magnético terrestre (~0.5 G). Após esta descoberta de Hale, descobriu-se ainda que as manchas solares tendem a aparecer aos pares (de diferentes polaridades e opostas nos dois hemisférios), com uma determinada inclinação em relação ao equador (lei de Joy). Anos depois, com o desenvolvimento do magnetógrafo por Babcock e Babcock (1955) é que nos iríamos aperceber da intrincada rede magnética que o Sol apresenta na sua superfície. Além do forte campo que se pode medir nas manchas solares, existe também um campo mais fraco, difuso da ordem dos 10 G que se propaga em direcção aos pólos ao longo do ciclo. Este campo difuso inverte a sua polaridade a cada 11 anos fazendo assim com que na realidade o ciclo magnético se complete em 22 anos aproximadamente.

Na figura 2 podemos observar a evolução temporal da posição e número das manchas solares nos últimos 130 anos. Sabe-se hoje em dia que as manchas solares são mais escuras e menos quentes que o resto da superfície solar porque os fortes campos magnéticos que lhes dão origem, suprimem o mecanismo de convecção e consequentemente a quantidade de energia libertada nessas zonas. Sabe-se também que o aumento do número de manchas é acompanhado por um aumento da energia que chega até nós (irradiância). Este facto é devido à aparição, em simultâneo com as manchas, de zonas mais claras chamadas fáculas. Enquanto as manchas solares contribuem para a diminuição da irradiância, as fáculas contribuem para o seu aumento. No pico do ciclo solar, o efeito cumulativo das fáculas é superior ao das manchas, conduzindo assim a um máximo de irradiância. Se bem que entre o máximo e o mínimo de actividade solar, a variação da energia debitada pelo Sol é cerca de 0,1% na parte visível do espectro, no raio-x e no ultra-violeta extremo podemos ter variações na ordem dos 200%. A famosa constante solar (irradiância medida na Terra) não é afinal assim tão constante como se pressupunha. Os efeitos no clima terrestre desta variabilidade na quantidade de energia que o nosso planeta recebe, só começa agora a ser compreendida. O IPCC (International Panel for Climate Change) considera que o "radiative forcing" de origem solar estará na origem de cerca de 30% das alterações climáticas que se sentem. Existem ainda outros mecanismos que poderão afectar o clima terrestre, como por exemplo o acoplamento magnético entre a magnetosfera terrestre e o vento solar, ou então a modelação de raios cósmicos por parte do campo magnético solar. De forma a perceber como a variação da irradiância poderia ter afectado o clima terrestre, torna-se útil fazer reconstruções desta quantidade no passado. Não obstante convém referir que o aumento da temperatura global terrestre sentido nas últimas décadas não se correlaciona com a actividade solar nesse mesmo período, indicando que a sua origem é muito provavelmente devida a fatores antropogénicos.

Para além das manchas solares e fáculas existem outros fenómenos interessantes aos quais o leitor deve ser introduzido. As erupções solares (flares) e as ejecções de massa coronal (CMEs - Coronal Mass Ejections) são os fenómenos de maior importância durante o ciclo solar pois condicionam o nosso entorno espacial e têm um impacto directo no nosso dia a dia. A origem das erupções solares é ainda um tema em aberto mas neste momento acredita-se que estejam relacionadas com fenómenos de reconexão de linhas de campo magnético na fotosfera. Muito cruamente podemos imaginar que as linhas de campo magnético que produzem os arcos que vemos na atmosphera solar, se comportam como elásticos. A energia acumulada nessas linhas de campo é libertada violentamente quando mudam de topologia (como quando um elástico ser parte). Essa libertação de energia é o que chamamos erupções solares. Durante estas erupções a energia libertada dá origem a enormes quantidades de radiação (raios-x, Ha e EUV) e é também usada para acelerar partículas (SEPs - Solar Energetical Particles). Muitas vezes estas explosões magnéticas dão também origem a violentas ejecções de plasma da corona solar, as chamadas CMEs que podem viajar pelo espaço a centenas de km/h e eventualmente atingir o nosso planeta.

Fig.3 Alguns minutos após um flare podem ver-se arcos de plasma que se formam acima da “superfície” solar. À esquerda podemos ver um destes arcos no H-alpha. À direita temos a emissão de uma CME captada pela câmara LASCO a bordo da SoHO. Cortesia - T. Tarbell (Lockheed/Palo Alto), Swedish Solar Telescope em La Palma nas Canárias e LASCO Team / SoHO.

Por outro lado, há que ter em conta que o Sol é, de longe, a maior fonte de energia/calor para a Terra. Isto leva-nos a deduzir que quaisquer variações no fluxo de energia que provém do Sol deverá afectar o equilíbrio energético entre a superfície terrestre e atmosfera, afectando de algum modo o nosso clima. Mas que variações é que o Sol apresenta e até que ponto é que essas variações poderão afectar o clima terrestre? Estas são questões importantes cujas respostas nos permitem deduzir qual o peso que estas variações solares poderão ter no nosso clima quando comparadas com as variações climáticas induzidas pelo Homem.

As enormes quantidades de radiação emitidas (principalmente no raio-x) que chegam até ao espaço que circunda a Terra podem ter efeitos indesejáveis em astronautas que estejam a fazer actividades no exterior das nave assim como nas camadas superiores da atmosfera, alterando a sua química. Também de origem magnética, podemos pensar nas CMEs como enormes "bolhas" de gás/plasma da corona solar que são libertadas para o espaço. Estes fenómenos que são muitas vezes associados a erupções solares na realidade também se dão isoladamente. A frequência com que ocorrem, assim como a dos flares varia ao longo do ciclo solar, aumentando de intensidade em fase com o ciclo. Estas bolhas de plasma, que se propagam a velocidades que oscilam entre os 20 km s^-1 e os 2700 km s^-1, transportam muitas vezes consigo campos magnéticos fortes e nos casos em que são emitidas na direcção da Terra, interagem com a nossa magnetosfera. Os iões (particulas) que constituem a CME são capturados pelo campo magnético terrestre e redireccionados para os polos dando origem a auroras boreais (astrais). Os campos magnéticos associados às CME podem também criar problemas em satélites e redes de telecomunicações e distribuição eléctrica devido à criação de correntes eléctricas nas camadas superiores da atmosfera.
Para fechar esta secção de fenómenos que caracterizam a variabilidade solar, temos o vento solar. Aquilo a que chamamos vento solar é nada mais nada menos do que o fluxo de partículas carregadas que são ejectadas da atmosfera solar (mais precisamente da Corona e da Cromosfera).

Fig.4 - Representação da interacção do vento solar com a magnetosfera terrestre. (Cortesia - University of Waikato).

Embora o fluxo de partículas seja maioritariamente composto por electrões e protões com energias na ordem de 1 keV, podem encontrar-se também rastos de iões de Carbono, Azoto, Oxigénio e outros. A cada segundo que passa são ejectadas cerca de 1 milhão de toneladas de partículas a velocidades que oscilam entre os 200 e os 850 km s-1. Uma vez que o vento solar é um basicamente um plasma, irá ter associado um campo magnético. Na realidade, o campo magnético na superfície do Sol condiciona o vento solar fazendo com que este "sopre" mais depressa ou mais devagar. Quando se dá um flare, por exemplo, os efeitos desta explosão vão-se propagar pelo vento solar podendo dar origem a tempestades magnéticas. Estas são caracterizadas por fortes campos magnéticos e elevadas densidades de partículas e radiação. São estas tempestades que ao interagirem com a magnetosfera terrestre podem causar avarias em redes de telecomunicações e distribuição eléctrica. Foi uma destas tempestades magnéticas que em Março de 1989 deixou a província do Quebeck no Canadá sem electricidade durante largas horas. Mais de 6 milhões de pessoas foram afectadas e os custos relativos a este incidente ascenderam aos vários milhões de euros. Como vimos nesta secção, a maior parte dos fenómenos associados à variabilidade solar são de origem magnética. Este facto justifica a próxima secção onde iremos indagar um pouco mais sobre a origem do campo magnético solar e alguns dos mecanismos subjacentes.

Magnetohidrodinâmica e o Dínamo Solar

Uma característica importante do campo magnético solar é a sua periodicidade e persistência, i.e., não decai e desaparece facilmente. A sustentabilidade do campo é algo que durante muitos anos intrigou a comunidade científica. Acreditamos hoje em dia que o campo magnético solar tem origem num efeito de dínamo que funciona no interior do Sol (um efeito "parecido" àquele que faz funcionar aquelas lanternas que temos que dar à manivela para dar luz!) . Como já foi referido anteriormente, a matéria no interior do Sol, devido às elevadas temperaturas existentes aparece-nos na forma de gás ionizado ou plasma. A magnetohidrodinâmica ou MHD, desenvolvida inicialmente por Hannes Alfvén, é uma teoria que tenta explicar a dinâmica de plasmas na presença de campos magnéticos e vice versa e está na origem de toda teoria de dínamo. De forma a perceber o funcionamento do dínamo solar, apresento de seguida uma descrição qualitativa do mesmo.

Em condições que são satisfeitas no interior do Sol, na zona convectiva (Z.C.), as linhas de campo magnético encontram-se "congeladas" no plasma, i.e., se o plasma se mover numa determinada direcção, as linhas de campo magnético vão acompanhar esse movimento. Sabe-se também desde o início do sec. XIX, que o Sol apresenta um padrão de rotação diferencial, i.e., o plasma solar na Z.C. roda mais rápido junto ao equador do que nas zonas polares. Dado que as linhas de campo magnético estão "congeladas" no plasma, a rotação diferencial na Z.C. vai esticar estas linhas de campo ao longo da direcção de rotação (direcção toroidal ou este-oeste). É possível mostrar que no caso em que temos interacção entre campos magnéticos e convecção (magnetoconvecção) dá-se a criação de duas zonas espaciais distintas. As linhas de campo magnético têm tendência a concentrarem-se em "molhos" ou tubos de fluxo magnético criando regiões com elevada intensidade de campo magnético e outras completamente (ou quase) depletas de campo. Embora a convecção seja suprimida nas zonas de campo mais forte (interior dos tubos de fluxo magnético) ela torna-se mais vigorosa nas restantes zonas. Tendo em conta estes factos, acredita-se que na base da Z.C. os campos magnéticos existem concentrados na forma de tubos de fluxo. Na base da Z.C., o fluxo magnético é acumulado logo abaixo de uma região chamada tachocline (lê-se tacoclaine) e que é caraterizada por um grande gradiente radial da velocidade de rotação de plasma.

Fig.5 - A animação representa linhas de campo poloidais (campo orientado de pólo a pólo) que se encontram no interior do Sol (base da zona convectiva a amarelo) e a maneira como estas são "enroladas" em torno da estrela por acção da rotação diferencial. Essas linhas de campo estão  associadas a tubos de fluxo magnético que por sua vez, emergem até à superfície devido à flutuabilidade causada por instabilidades. Animação - Andrés Muñoz, Montanta State University.

Atendendo ao facto que estes tubos de fluxo magnético são menos densos que o plasma circundante, estes vão subir ao longo da Z.C. devido à sua fluctuabilidade. Este conceito de flutuabilidade magnética foi introduzida por Eugene N. Parker (1955) e explica a formação de pares de manchas bipolares. Onde os tubos de fluxo "perfuram" a superfície solar (fotosfera), aparecem manchas solares. O campo magnético associado a estas manchas dá origem às chamadas regiões activas (loops que vemos na corona). Por sua vez estas regiões irão desaparecer (decair) com o tempo dando origem a um campo poloidal residual.

Fig.6 - Conceito de "flutuabilidade magnética". A figura corresponde à configuração inicial de um tubo de fluxo magnético que devido à força de flutuabilidade magnética (magnetic buoyancy) irá emergir à superfície, "perfurando-a" em dois sítios. Nesses dois pontos irão aparecer manchas solares de polaridades opostas que fazem um ângulo por volta dos 14º com o equador. Por vezes os tubos de fluxo fragmentam-se durante o processo de emergencia e dão origem diferentes configurações de manchas,  Animação - Dário Passos, CENTRA

A teoria de dínamo solar tenta basicamente explicar como é que o campo magnético se regenera entre as suas componentes toroidal e poloidal. Estas teorias de dínamo têm hoje em dia um papel preponderante não só em Física Solar mas também noutras áreas pois todos os avanços feitos são à posteriori usados para tentar explicar fenómenos magnéticos noutros corpos celestes, tais como pulsares ou galáxias.

Enquanto que o mecanismo de formação do campo toroidal (efeito Ω - enrolamento das linhas pela rotação) se encontra bem aceite pela comunidade, o mesmo já não acontece com a formação da componente poloidal (efeito α). Um dos primeiros mecanismos propostos, diz-nos que os tubos de fluxo magnético ao emergirem, são torcidos por acção da força de Coriollis e isso faz com que haja transformação de campo toroidal para poloidal abaixo da fotosfera. Se a intensidade do campo magnético no interior de um tubo de fluxo for da ordem de 10⁴G ou inferior, então a força de Coriolis consegue sobrepor-se à tensão magnética e "torcer" o tubo (mais ou menos o que está representado na figura 5). No entanto existem estudos sobre a estabilidade dos tubos de fluxo que levam a acreditar que estes terão que ter campos mangeticos nos seus interiores da ordem de 10⁵ G de forma a serem estáveis. Isto cria um problema pois sabe-se que com esta intensidade, os tubos ao emergirem não conseguem ser torcidos pela força de Coriollis. Este problema deu origem a uma segunda proposta para este tipo de mecanismo. Acreditanto que os tubos de fluxo terão campos da ordem de 10⁵ G, a força de Coriollis apenas os torce ligeiramente e contando ainda com efeitos de turbulência no plasma, isto faz com que o tubo ao romper a superfície, o faça com pequenas angulações. É por isso que os pares de manchas bipolares aparecem com um pequeno ângulo em relação à direcção este-oeste. O mecanismo proposto por Babcock em 1961 e posteriormente formalizado matematicamente por Leighton em 1969, diz-nos que estas manchas dipolares (e as regiões ativas a elas associadas) vão decair de maneira diferente dando origem assim ao campo poloidal.

Fig.7 - Representação das manchas solares num dínamo de Babcock-Leighton. Neste caso o decaimento das manchas no hemisfério norte cria um campo negativo enquanto que no hemisfério sul cria um campo positivo. As manchas mais perto do equador cancelam-se. O processo inverte-se a cada 11 anos aproximadamente. Animação- Dário Passos, CENTRA

Este mecanismo prevê a existência de um campo fraco de superfície de diferente polaridade para os dois hemisférios que é observado experimentalmente! Este campo residual é depois transportado pela circulação meridional (a tal corrente de plasma que transporta matéria do equador para os pólos junto à superfície e dos pólos para o equador na base da Z.C.) para os pólos e posteriormente para o interior solar onde irá, por acção da rotação diferencial ser novamente transformado em campo toroidal completando assim o ciclo. Este ciclo de regeneração de campo magnético toroidal em poloidal e vice-versa é o que chamamos efeito de dínamo.