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Vento Solar

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Vento Solar 

O vento solar é uma espécie de plasma que sai constantemente do Sol em todas as direções, muito tênue, mas extremamente veloz, atingindo entre 300 e 800 km/s. É esse vento solar que alimenta as auroras boreais e que governa todo o clima espacial em nosso Sistema Solar. 

A força desse vento solar, chamada tecnicamente de pressão dinâmica média, atinge cerca de 2 nanopascal – o que corresponde ao peso de 0,2 gramas por quilômetro quadrado. 

Enquanto os defensores das velas solares prevêm a utilização de velas gigantescas, feitas de um material leve e reflexivo, que aproveitará o momento dos fótons da luz solar, os cientistas finlandeses defendem a utilização de campos elétricos para aproveitar as forças extremamente fracas do vento solar. 

O ciclo do Sol 

A atividade solar corresponde a fenômenos cíclicos ligados à rotação do Sol e à variação do campo magnético. As regiões consideradas ativas, são aquelas áreas do Sol onde ocorrem manchas, proeminências, praias e flares. 

As manchas solares estão associadas a fortes campos magnéticos (0,1 a 0,4 T), que inibem o transporte de energia por convecção, e portanto são regiões com temperaturas menores que a fotosférica. 

Desde o tempo de Galileu que se realizam contagens do número de manchas solares visíveis. Nota-se um fenômeno cíclico, onde um número máximo de manchas solares é observado a intervalos de 11 anos. 

Os mapas do campo magnético mostram que a intensidade do campo é, de uma forma genérica, da ordem de 0,01 T, aumentando para 0,1 T nas manchas solares. Esses mapas mostram a variação de direção e de força do campo magnético e indicam no Sol a ocorrência de estruturas bipolares. As partes que mostram essas estruturas são chamadas regiões magnéticas bipolares. 

Na fotosfera ainda aparecem regiões ativas chamadas fáculas, que são mais densas e mais quentes que a fotosfera, aparecendo mais brilhantes quando observadas na luz branca. 

Na cromosfera, além dos flares já mencionados, ocorrem outras regiões de atividade, como as praias, mais brilhantes em Ha e Ca II, que são as contrapartidas das fáculas, mencionadas anteriormente. Ainda na cromosfera apresentam-se também as proeminências ou filamentos que apresentam movimentos que acompanham o campo magnético e levam material para a coroa. 

Finalmente, destacam-se na coroa solar as regiões chamadas condensações, onde a densidade eletrônica é alta e ocorre um aumento da formação das linhas proibidas e linhas ultravioleta, associadas à radiação rádio que varia lentamente. 

Movimento do Sol entre as estrelas próximas 
Como o Sol se move com relação à constelação de Hércules (20 km/s) poderíamos medir em um intervalo de alguns anos, por exemplo, a distância de estrelas que estão a cerca de 1 kpc, se as estrelas de fundo fossem realmente fixas. 

No entanto, da mesma forma que o Sol, todas as estrelas se deslocam no céu. A velocidade das estrelas tem duas componentes: uma na direção da linha de visada, chamada componente radial, e outra perpendicular à linha de visada, a componente transversal. Quando é expressa em termos de deslocamento angular (segundos de arco por ano) a velocidade transversal é designada como movimento próprio, o qual pode ser determinado a partir de fotografias da estrela, obtidas em épocas diferentes. 

Supondo que o movimento peculiar de uma grande amostra de estrelas de mesmo tipo seja na média igual a zero, podemos deduzir uma paralaxe média para todo esse grupo de estrelas. Esse método resulta em valores apenas aproximados nas medidas de paralaxes e as distâncias obtidas são relativas ao grupo de estrelas.

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