Variabilidade Solar

O Sol é por definição uma estrela variável. Durante toda a sua juventude, até chegar ao estado "estável" em que se encontra agora, o Sol passou por muitas mudanças. Mesmo assim, hoje em dia ele 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 (período, tipo: ciclico, caótico ou estocástico, etc) dependem da escala temporal considerada. Vários tipos de variabilidade podem coexistir em simultâneo. Por exemplo, se considerarmos uma escala temporal da ordem dos minutos, podemos encontrar várias quantidades que variam caoticamente ou estocasticamente. Podem observar-se sinais caoticos nesta escala de tempo se olharmos por exemplo para emissões na banda do rádio (solar radio bursts). Além disso o Sol exibe um vasto espectro de oscilações não-radiais (uma espécie de "tremores de sol") cujo período é de aproximadamente 5 minutos. Na figura 1 está representado o período de oscilação do Sol em função do comprimento de onda horizontal. Acredita-se que estes modos de oscilação, chamados modos-p, sejam excitados pelos movimentos turbulentos do plasma solar na zona convectiva.

Fig.1 - O diagrama l-nu (período vs comprimento de onda horizontal) obtido pelo Michelson Doppler Imager (MDI) a bordo do satélite SOHO. Só ondas com determinadas características (relacionadas com a estrutura física do Sol) é que entram em ressonância na superfície solar, o que faz com que apareça este padrão de franjas de intensidade. (fonte: SOHO).

Quando passamos para escalas de tempo maiores (de dias a séculos), a variabilidade solar passa a estar relacionada de uma maneira ou de outra com o campo magnético. Esta variabilidade pode ser tanto estocástica como cíclica. O melhor exemplo de variabilidade cíclica que não depende do campo magnético é o período de rotação diferencial da superfície solar (período de rotação de Carrington, aproximadamente 27 dias). Diz-se rotação diferencial porque a superfície solar não roda como um corpo sólido, ou seja, a velocidade de rotação do plasma no equador é superior à velocidade de rotação a latitudes maiores. No que toca à variabiliade estocástica produzida pelo campo magnético, esta está quase de certeza relacionada com o dínamo solar. Isto deve-se à interacção do campo magnético com a convecção(turbulenta) a qual conduz a uma varição espacial e temporal do campo magnético. Esta variação, nas camadas de superfície do Sol é o que dà origem à evolução e destruição das regiões activas. É isto que produz também fenómenos espectaculares como por exemplo proeminências, fáculas e ejecções de massa coronal.

No entanto, o ciclo de actividade mais bem conhecido ao longo do tempo é o ciclo das manchas solares, que tem um período de aproximadamente 11 anos. Durante este intervalo de tempo, a área do Sol coberta por manchas solares aumenta cerca de uma ordem de magnitude e depois volta a decrescer. Na figura 2 podemos ver a evolução do número de machas solares desde 1880 até 2004.

Fig.2 - Em cima temos o diagrama borboleta (butterfly diagram) que nos indica a evolução temporal das manchas solares em latitute. As manchas aparecem inicialmente a uma latitude de aprox. 35º e com o passar do tempo começam a aparecer a latitudes cada vez menores. Na figura de baixo está representado o número diário de de manchas solares em função do tempo. É fácil identificar o ciclo e mesmo a olho se pode descernir um período médio de 11 anos (fonte: NASA).

Durante este ciclo de actividade solar, não são só o número de machas solares ou a área coberta por elas que varia. Um outro exemplo é a latitude a que as manchas aparecem e que dá origem ao diagrama borboleta da figura 2. Obviamente, a radiação que o Sol debita também sofre alterações (incluindo a irradiância total, ou seja, o fluxo energético que provem do Sol medido logo acima da atmosfera terrestre. Ver figura 3.). O fluxo de energia varia em fase com o ciclo das manchas solares dando a entender que os dois fenómenos estarão ligados. A irradiancia total (TSI) é medidade desde 1978 (através de radiómetros em satélites) com precisão suficiente para detectar variações intrínsecas no seu valor. Além da presença do ciclo de 11 anos, cuja variação em emplitude é cerca de 1%, podem também ser observadas oscilações de menor período, que aparecem nos diagramas como uma espécie de ruido. Interessante também notar que a amplitude deste "ruido" também varia em fase com o ciclo solar.

Fig.3 - Irradiância total medida por diversos satélites. Para criar esta imagem foram usados dados de 4 satélites diferentes que estiveram em funcionamento durante diferentes épocas. A medições cobre cerca de 3 ciclos solares. (fonte: PMOD/WRC).

Desde o mínimo de actividade solar até ao máximo, a cara do Sol muda bastante se escolhermos o comprimento de onda certo para fazer a observação (por exemplo linhas espectrais de emissão, rádio, ultra-violeta extremo e raios-X). Subjacente a todas estas mudanças está o campo magnético que varia fortemente entre mínimo e máximo. A figura 4 mostra dois magnetogramas (uma espécie de fotos do campo magnético radial na superfície do Sol) que correspondem a um mínimo e a um máximo de actividade solar (ciclo 23). As regiões a branco representam campo magnético de polaridade positiva (a sair do Sol) e as regiões a preto indicam campo magnético de polaridade negativa (a entrar para o Sol). A cinzento está representado o resto da superfície solar onde os campos magnético são em média praticamente nulos. Cada par de regiões destas (brancas e pretas) formam aquilo a que se chama regiões activas. É destas regiões que saem as proeminências, etc.


Fig.4 - Magnetogramas do disco solar obtidos pelo MDI da SOHO em 1996 (à esquerda) e em 2000 (à direita). Estas imagens correspondem a uma média de 50 minutos de exposição do detector.

Uma simples vista de olhos à figura 2 revela-nos que a caraterística do ciclo que mais muda é a sua amplitude. Menos óbvio é o período de cada ciclo ou mesmo a latitude máxima à qual as manchas emergem. A amplitude do ciclo solar durante os últimos 150 anos variou em cerca de 20%. Uma mudança mais dramática deu-se durante o século XVII, altura na qual quase não se observaram manchas na superfície do Sol por mais de 50 anos (Mínimo de Maunder). A este tipo de episódios chamamos grandes mínimos.

Fig.5 - A evolução no número de manchas solares ao longo dos últimos 400 anos. Quase nenhuma mancha foi observada durante quase metade do século XVII.

Do ponto de vista de comportamento do ciclo solar, estes "grandes mínimos" são um mistério que estamos ainda a tentar perceber...

Para saber mais sobre o Sol e a sua variabilidade, consulte:

 

Variabilidade Solar e o Dínamo Solar

The Nine Planets: The Sun
Sun (Vistas do Sistema Solar por C. Hamilton)
The Sun
Our Star the Sun (SOHO)
A Look at Solar Variability por P. Fox (NCAR High Altitude Observatory)


Texto adaptado da página "The Sun and the Earth Climate", por Natalie Krivova do Max Planck Institute for Solar System Research, Alemanha