AURORAS BOREAIS E AUSTRAIS

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 F_mag obedecem à Regra da Mão Esquerda, ou seja, F_mag 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 F_mag também varia. Para θ = 0° ou θ = 180° (v e B paralelos ou anti-paralelos) temos F_mag = 0 (valor mínimo, ou seja, interação nula da partícula carregada com o campo).  Para θ = 90° (v e B perpendiculares) temos F_mag =  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.