Manchas solares

Mancha solar é uma área da fotosfera do Sol que contém um campo magnético altamente concentrado que faz com que a área onde ela está localizada fique consideravelmente mais fria do que o restante da superfície observável do Sol.

A temperatura média da fotosfera é da ordem de 5500 graus centigrados enquanto que a temperatura média das manchas fica ao redor de 3200 graus. A parte mais escura da mancha é conhecida como umbra e é aonde o campo eletromagnético é mais forte; a parte mais clara da mancha é conhecida como penumbra.

O campo eletromagnético é uma grandeza vetorial e têm suas componentes vetoriais variando conforme a intensidade do brilho. Na parte mais escura, umbra, a componente vertical, Z, que aponta para a Terra, é mais intensa e na penumbra as componentes dos eixos X e Y superam em valor a do eixo Z. Isto é particularmente interessante para entender porque quanto maior for a área escura, maior será o efeito da mancha na condição de propagação.

Quanto maior for o número de manchas solares maior será o efeito na ionosfera e melhores serão as condições de propagação nas faixas altas.

O número de manchas é contado adicionando-se 10 ao número de grupos de manchas. Por exemplo: o número mínimo de manchas é 11 porque é adicionado o valor 10 ao número de grupos. Logo, 1 grupo é igual a 11 manchas. Se tivermos 2 manchas em um único grupo o número de manchas será de 12; se tivermos 3 em um grupo, o número de manchas será 13 e assim por diante. Por outro lado se tivermos 3 manchas em 2 grupos o número de manchas será de 23; um leitor menos avisado poderá entender que teríamos 23 manchas reais, quando na verdade existem 3 manchas em 2 grupos.

Labaredas

Define-se como labareda, flare em inglês, como uma súbita, rápida e intensa varição da luminosidade em uma região da fotosfera. Uma labareda ocorre quando a energia magnética da qual é constituída a atmosferea solar é subitamente expelida. A radiação resultante abrange todo o espectro eletromagnético, indo desde as ondas de rádio, até o lado oposto, onde se situam os raios X e gama, passando pelo espectro da luz visível. A quantidade de energia expelida é equivalente a milhôes de bombas atômicas de 100 megatons, detonadas simultaneamente.

O surgimento de uma labareda acontece em 3 etapas: a primeira, conhecida como estágio precursor é quando a energia é engatilhada e começam as emissões no espectro de raios X. A segunda etapa, conhecida como estágio impulsivo, começam as acelerações dos protons e eletrons emitindo energia superior a 1 MeV (mega eletron-volt), neste estágio são emitidas ondas nas frequencias de raios X, raios Gama e ondas de rádio. O terceiro e último estágio, conhecido como queda, é quando começam a diminuir gradualmente as emissões de raios X. A duração de cada etapa pode durar desde alguns poucos segundos até uma hora.

As labaredas se extendem até a camada mais exterior da atmosfera solar, a assim chamada corona, constituída de gases rarefeitos com temperaturas da ordem de milhões de gráus Kelvin, muitissimo mais quente do que a "superfície" solar. Dentro da labareda a tempeeratura pode chegar a 20 milhões de graus Kelvin. Obviamente as labaredas acontecem nas regiões ativas, isto é, onde situam-se as manchas solares.

As labaredas, classificam-se quanto à energia produzida e acarretam os efeitos na propagação conforme tabela abaixo:

Campo Magnético Interplanetário

O campo magnético do Sol é tão grande que seus efeitos ultrapassam o sistema solar e por essa razão é denominado Campo Magnético Interplanetário ou, em inglês, IMF que é a abreviatura de Interplanetary Magnetic Field, conforme ilustrado na figura.

O IMF é uma grandeza vetorial com componentes tridimensinoais, Bx, By e Bz, onde Bx e By são paralelos ao plano da elíptica e Bz é perpendicular. A componente Bz é criada por ondas ou outros disturbios no vento solar.

Em termos práticos, e que nos afetam diretamente, se Bz > 0 praticamente não altera o comportamento da magnetosfera, porém se Bz < 0, ou seja, orientado para o Sul, o IMF provoca grandes mudanças na magnetosfera afetando drasticamente a propagação.

Os valores de Bz variam de -200 a +200 nT, porém perto da Terra é da ordem -37 a +37 nT (nano Tesla).

Em geral, uma brusca variação de Bz para baixo, isto é, o valor de Bz ficar menor do que -5 nT, os valores de K devem subir rapidamente indicando perturbações geomagnéticas intensas. Quando isto ocorre a propagação fecha.

Assim, uma boa dica é acompanhar a variação de Bz em tempo real no site www.spaceweather.com.

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