Vento solar – Wikipédia, a enciclopédia livre

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.

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.

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]

Aceleração[editar | editar código-fonte]

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.

Observações[editar | editar código-fonte]

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.[11]

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:1002.2934Acessível livremente. 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. ↑ a b «Shedding new light on the Sun». Tech Explorist (em inglês). 5 de dezembro de 2019. Consultado em 5 de dezembro de 2019 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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