Estamos caminhando para um máximo de atividade solar em
2013. Isso acontece a cada 11 anos.
Aumento de atividade solar significa aumento de explosões
solares que lançam no espaço matéria eletricamente carregada na forma de plasma
(gás superaquecido e ionizado). Se uma dessas explosões está voltada para a
Terra, seremos atingidos por estas partículas "sopradas" pelo Sol.
Fazendo as contas:
I) A luz viaja entre o Sol e a Terra com velocidade Vluz = c
= 300 000 km/s (valor aproximado da velocidade da luz no vácuo). Como o Sol
está a aproximadamente 150 000 000 km daqui, podemos estimar o tempo que leva
para a luz solar nos atingir depois que deixa a nossa estrela:
Δtluz = ΔS/Vluz =
ΔS/c = 150 000 000 / 300 000 = 500s = 480s + 20s =
8min 20s
II) As partículas ejetadas do Sol atualmente têm velocidade
aproximada Vpartículas = 500 km/s(*). Também podemos estimar o tempo que vão
demorar para chegar na Terra depois que deixam o Sol. Confira:
Δtpartículas = ΔS/Vpartículas = 150 000 000 / 500 = 300 000 s = 5000 mim =
83,33 h = 3,47 dias
Com os cálculos (aproximados) acima concluímos que toda vez
que ocorre uma explosão solar demoramos 8min 20s para detectarmos o fenômeno
aqui na Terra. A luz é muito rápida! Mas o vento de partículas, muito mais
lento, vai demorar cerca de 3,5 dias para nos atingir. Assim podemos prever a
chegada das partículas carregadas no nosso planeta. E, se a explosão solar foi
muito intensa, podemos antecipar uma tempestade geomagnética, o estopim das
belas auroras boreais (ao norte) e austrais (ao sul).
Podemos ver uma destas belíssimas auroras na imagem no topo do
post. A foto foi feita nesta terça-feira (04/09/12) na Islândia, pouco antes da
meia noite local. E registra a aurora boreal que foi fruto de uma explosão
solar que aconteceu no sábado, o primeiro dia deste mês de setembro. Como
previsto nos nossos cálculos acima, as partículas solares ejetadas no dia 1
chegaram aqui na Terra no dia 4, cerca de 3,5 dias após terem sido lançadas
para o espaço.
Vale lembrar que astrônomos monitoram o Sol 24h/dia a partir
de observatórios distribuídos em toda a superfície do nosso planeta e também em
equipamentos instalados em satélites artificiais da Terra, como por exemplo o
SDO - Solar Dynamics Observatory e o
STEREO - Solar TErrestrial RElations Observatory (um curioso sistema de dois
satélites que operam em conjunto, como se fossem dois olhos, para produzir
imagens 3D do Sol).
Como ocorrem as
auroras?
A colisão de partículas que vêm do Sol com átomos da
atmosfera, especialmente oxigênio e nitrogênio, os excita. Em outras palavras,
elétrons destes átomos excitados ganham energia nas colisões e saltam para
camadas mais externas e mais energéticas. Quando decaem, isto é, retornam para
a sua camada original ou para outra camada "mais baixa", devolvem a
energia recebida como um fóton.
Oxigênio excitado costuma emitir este tom verde
característico da foto que ilustra este post. Mas também podemos ter auroras
vermelhas, ainda da interação com o oxigênio, além de auroras azuladas que
correspondem à emissão do nitrogênio excitado.
Por que autoras ocorrem somente nas regiões circumpolares?
As partículas solares, interagindo com o campo magnético da
Terra, são desviadas e quase não chegam a penetrar na atmosfera nas regiões de
latitudes baixas. Nosso campo magnético funciona como um escudo protetor contra
esta chuva de partículas.
Mas nas regiões de latitudes altas, tanto norte quanto ao
sul, onde as linhas de campo mangético entram ou saem dos pólos magnéticos do
planeta (que não coincidem com os pólos geográficos), este sistema de bloqueio
de partículas é mais vulnerável. Como se tivéssemos dois furos circumpolares
por onde as partículas podem passar. Isso se deve ao ângulo θ entre o vetor
velocidade V das partículas e o vetor campo magnético B. Lembrando da Regra da
Mão Esquerda e da expressão da Força Magnética:
Na caixa azul está a expressão do módulo da força magnética
e na laranja a expressão vetorial. Os vetores v, B e Fmag obedecem à
Regra da Mão Esquerda, ou seja, Fmag é um vetor sempre perpendicular
ao plano formado pelos vetores v e B. Note ainda que, variando o ângulo θ entre
v e B, o valor de Fmag
também varia. Para θ = 0° ou θ = 180° (v e B paralelos ou anti-paralelos) temos
Fmag = 0 (valor mínimo, ou seja, interação nula da partícula
carregada com o campo). Para θ = 90° (v
e B perpendiculares) temos Fmag =
qvB (valor máximo, ou seja, força
magnética atua como defletora da partícula).
Perto dos pólos o valor de θ tende para zero.
Consequentemente, sen θ também vai para zero, o que enfraquece (ou até mesmo
anula) a força magnética. Como é esta força que desvia as partículas,
impedindo-as de penetrarem na atmosfera, perto dos pólos a probabilidade destas
partículas atingirem a atmosfera é muito maior.
Mais Imagens da Aurora:
(*) Este valor de velocidade das partículas do vento solar
pode variar para mais ou para menos. Em SpaceWeather.com, no topo do site, à
esquerda, você pode conferir o valor desta velocidade em tempo real. Astrônomos
medem este valor constantemente.
