Modelo de Babcock
O Modelo de Babcock descreve um mecanismo que pode explicar os padrões magnéticos e de manchas observadas no Sol.
História editar
O entendimento moderno das manchas solares se inicia com George Ellery Hale, que relacionou campos magnéticos com as manchas. Hale sugeriu que o ciclo das manchas solares é de 22 anos, cobrindo duas reversões polares do campo magnético dipolar do Sol. Horace Welcome Babcock propôs em 1961 um modelo qualitativo para a dinâmica solar.[1] Numa grande escala, o Sol suporta um campo magnético oscilatório, com uma periodicidade quase constante de 22 anos.[2][3] Esta oscilação é conhecida como ciclo de dínamo Babcock-Leighton, totalizando a troca de energia oscilatória entre os ingredientes toroidal e poloidal do campo magnético solar.
Ciclo do dínamo Babcock-Leighton editar
Um ciclo de meio dínamo corresponde a um único ciclo solar de manchas solares. No máximo solar, o campo magnético dipolar poloidal externo está próximo da intensidade mínima do seu ciclo de dínamo, mas um campo quadripolar toroidal interno, gerado pela rotação diferencial,[4] está próximo da sua intensidade máxima. Neste ponto do ciclo de dínamo, fluxos ascendentes na zona de convecção forçam a emergência de um campo magnético toroidal através da fotosfera, criando áreas de campo magnético concentrado, correspondentes às manchas solares.
Durante a fase de declínio do ciclo solar, a energia se desloca do campo magnético toroidal interno para o campo poloidal externo, e as manchas diminuem em quantidade. No mínimo solar, o campo toroidal tem, correspondentemente, intensidade mínima, as manchas solares são poucas em número e o campo poloidal tem intensidade máxima. Com a ascensão do ciclo seguinte de 11 anos, a energia magnética se desloca de volta do campo poloidal para o toroidal, mas com polaridade oposta à do ciclo anterior. O processo prossegue continuamente e, em um cenário idealizado, simplificado, cada ciclo de manchas solares de 11 anos corresponde a uma mudança em grande escala na polaridade global do campo magnético do Sol .[5][6]
Referências
- ↑ Babcock, H. W. (Março de 1961). «The Topology of the Sun's Magnetic Field and the 22-YEAR Cycle.». The Astrophysical Journal (em inglês). 133: 572–587. Bibcode:1961ApJ...133..572B. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/147060
- ↑ Charbonneau, P. (2014). «Solar Dynamo Theory». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52. 251 páginas. Bibcode:2014ARA&A..52..251C. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012
- ↑ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. [S.l.]: Princeton University Press. pp. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1
- ↑ Leighton, Robert B. (Abril de 1969). «A Magneto-Kinematic Model of the Solar Cycle». The Astrophysical Journal (em inglês). 156. 1 páginas. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/149943
- ↑ «Sun flips magnetic field». CNN. 16 de fevereiro de 2001. Consultado em 11 de Julho de 2009
- ↑ Phillips, T. (15 de fevereiro de 2001). «The Sun Does a Flip». NASA. Consultado em 11 de Julho de 2009
