Vento solar

Movimento de partículas emitidas ao espaço pelo Sol

O vento solar é a emissão contínua de partículas carregadas provenientes da coroa solar. Essas partículas podem ser elétrons e prótons, além de subpartículas como os neutrinos. Próximo da Terra, a velocidade das partículas pode variar entre 400 e 800 km/s, com densidades próximas de 10 partículas por centímetro cúbico. Variações na coroa solar, devido à rotação do Sol e às suas atividades magnéticas, tornam o vento solar variável e instável, exercendo influência nos gases ao redor da estrela e planetas próximos a esta.[1][2] No espaço próximo à Terra, observa-se que o vento solar lento tem uma velocidade de 300 a 500 km/s, uma temperatura de ~105 K e uma composição que se aproxima da corona.

O plasma do vento interestelar encontrando o vento solar; a fronteira entre ambas as regiões é denominada de heliopausa.
Vento solar na magnetosfera.
Aurora polar causada pela deflexão do vento solar na alta atmosfera terrestre.

Exemplos dos efeitos do vento solar são as caudas cometárias, que têm a sua orientação definida pela direção do vento solar, e alterações nos campos magnéticos planetários (magnetosfera), já que defletem as partículas e impedem-nas de chegar às superfícies dos planetas. Com efeito, a deflexão das partículas do vento solar varia conforme o campo magnético do planeta: quanto maior a intensidade magnética, maior será a deflexão. Quando ocorrem as explosões na superfície do Sol, aumenta a emanação de radiação e a densidade de partículas carregadas cresce, o que gera uma tempestade magnética que deforma a magnetosfera e produz fenômenos como as auroras polares.[3][4]

Além de influir na propagação das ondas de rádio, o vento solar tem também efeitos no comportamento da atmosfera da Terra, pois as partículas carregadas podem alterar a ionização na alta atmosfera e, consequentemente, aumentar a possibilidade de tempestades magnéticas. O mecanismo exato da formação do vento solar não é conhecido, sabendo-se que é composto por plasma de elétrons, prótons, subpartículas e partículas carregadas de átomos ionizados mais pesados que, presumivelmente, são acelerados pelas reações termonucleares do Sol em todas as direções e a velocidade elevadas (aproximadamente 400 km/s).[5][6][7][8]

Como o vento solar é responsável pelo surgimento de caudas nos cometas e pela forma do halo magnético em torno dos planetas, pode ter também efeitos mensuráveis no rastro de voo de veículos espaciais; sua composição reflete a da coroa solar. Quando as erupções solares são violentas, podem resultar em tempestades geomagnéticas na Terra; estas influem diretamente no clima do planeta.[9][10]

AceleraçãoEditar

Enquanto os primeiros modelos do vento solar se baseavam principalmente em energia térmica para acelerar o material, na década de 1960 estava claro que a aceleração térmica sozinha não explica a alta velocidade do vento solar. Um mecanismo adicional de aceleração desconhecido é necessário e provavelmente está relacionado a campos magnéticos na atmosfera solar.

ObservaçõesEditar

Feito de plasma, o vento solar flui a velocidades de até 900 km/s e a uma temperatura de 1 milhão de graus (Celsius).[11] As primeiras observações da magnetosfera terrestre foram efectuadas pelo satélite IMAGE (Imager for Magnetopause to Aurora Global Exploration) entre Março de 2000 e Dezembro de 2005. Mais perto da fonte do vento solar, a Parker Solar Probe viu um sistema ativo e complicado. A sonda detectou a rotação do vento solar a mais de 32 milhões de quilômetros do Sol. A rotação parece aumentar à medida que se aproximava do ponto de periélio. A sonda também fez a transição mais rapidamente do que o previsto para um fluxo externo, o que ajuda a mascarar esses efeitos a cerca de 150 milhões de quilômetros do Sol.[12]

Referências

  1. McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Schwadron, N. A.; Gosling, J. T.; Skoug, R. M.; Goldstein, B. E. (15 de maio de 2003). «The three-dimensional solar wind around solar maximum». Geophysical Research Letters (em inglês). 30 (10). 1517 páginas. Bibcode:2003GeoRL..30.1517M. ISSN 1944-8007. doi:10.1029/2003GL017136 
  2. Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (28 de novembro de 2013). «The Heliospheric Magnetic Field». Living Reviews in Solar Physics (em inglês). 10 (1). 5 páginas. Bibcode:2013LRSP...10....5O. ISSN 2367-3648. arXiv:1002.2934 . doi:10.12942/lrsp-2013-5 
  3. Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (1 de janeiro de 2013). «The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity». Journal of Space Weather and Space Climate (em inglês). 3: A31. Bibcode:2013JSWSC...3A..31C. ISSN 2115-7251. doi:10.1051/swsc/2013053 
  4. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Winds. [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81420-1 
  5. McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685
  6. «NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed» 
  7. «Voyager 2 finds solar system's shape is 'dented'». Reuters. 11 de Dezembro de 2016 – via Reuters 
  8. CNN, Kate Tobin. «CNN.com - Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003» 
  9. Ludwig Biermann (1951). «Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung». Zeitschrift für Astrophysik. 29. 274 páginas. Bibcode:1951ZA.....29..274B 
  10. Schröder, Wilfried (2008). Who First Discovered the Solar Wind?. Germany: Darmstadt. OCLC 232645128 
  11. «Shedding new light on the Sun». Tech Explorist (em inglês). 5 de dezembro de 2019. Consultado em 5 de dezembro de 2019 
  12. «Shedding new light on the Sun». Tech Explorist (em inglês). 5 de dezembro de 2019. Consultado em 5 de dezembro de 2019 

Ligações externasEditar

 
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