NGC 346: Um Laboratório para o Estudo de Formação Estelar

A pequena nuvem de Magalhães (SMC) é uma galáxia irregular satélite da Via Láctea, na fronteira entre as constelações de Hidra e Tucano, facilmente localizada no interior do grupo local no qual estão agrupadas mais de 35 galáxias, entre elas a Via Láctea.

Em 2009, O ESO (Observatório Europeu do Sul) publicou uma imagem do berçário estelar NGC 346, localizado na SMC. Neste aglomerado estelar, o gás é aquecido e dispersado pela radiação luminosa emitida pelas estrelas. Além disso, ventos estelares e calor são emitidos por estrelas de grande massa, formando bolhas e uma estrutura de nebulosa que lembra uma teia de aranha.

Ao explorar a nebulosa NGC 346, os astrônomos identificaram uma população de estrelas muito jovens localizadas dentro de suas nuvens de formação que se estendem por 200 anos-luz de diâmetro. A luz das estrelas recém nascidas é avermelhada pela poeira de das próprias nuvens que as formaram, devido à presença de grãos. A dispersão da luz ocorre de maneira diferenciada devido à presença de radiação de diferentes comprimentos de onda, sendo que a luz azul é a mais espalhada. Por isso diz-se que nuvens de gás e a poeira acabam avermelhando a luz das estrelas.

Em 2009 o telescópio espacial Hubble registrou a NGC 346, através da câmera WFPC2, conforme podemos ver na bela imagem abaixo (figura 1). Regiões como NGC 346 são excelentes laboratórios para se estudar o fenômeno de formação estelar e a intereção de estrelas com as nuvens de gás que as circundam, o chamado meio interestelar.

Em especial, na região NGC 346 pode-se observar o fenômeno de formação estelar em detalhes devido à proximidade desta região. Neste caso, o Telescópio Hubble é capaz de resolver estrelas individuais, permitindo o estudo de cada uma delas detalhadamente. Em regiões de formação mais distantes apenas pode-se estudar os efeitos integrados das estrelas. 

 

Figura 1: Região de formação estelar NGC 346, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble. Estrelas individuais podem ser vistas neste verdadeiro berçário de estrelas. Os ventos estelares das estrelas jovens ajudam a esculpir o gás da nebulosa. Crédito: NASA/ESA/HST.

Referências:

http://www.esa.int/esaSC/SEMOBJO3E4E_index_0.html

http://eternosaprendizes.com/tag/ngc-346/

http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_1783.html

Referências Profissionais:

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Estrelas Cefeidas

     Estrelas são corpos massivos e gasosos que geram energia através de reações nucleares, que por sua vez são a fonte de sua luminosidade. Elas se formam quando nuvens de gás colapsam sob a ação da gravidade, e ao fim da sua evolução, as estrelas liberam elementos químicos no meio interestelar acarretando no nascimento de futuras gerações de estrelas. As estrelas são classificadas de acordo com suas características espectrais (linhas de radiação emitida), além disso, a luminosidade de uma estrela é a quantidade total de energia que ela emite por segundo.

        Em 1908, Henrietta Leavitt, astrônoma do Harvard Observatory, estudou certas estrelas nas nuvens de Magalhães e notou um padrão de flutuação no brilho, sendo que as estrelas mais brilhantes tinham ciclos maiores de flutuação. Estas estrelas cujos padrões de luminosidade variam periodicamente, recebem o nome de Cefeidas. As estrelas cefeidas são uma classe particular de estrelas variáveis. Denomina-se assim pelo nome do protótipo desta classe, a estrela Delta Cephei, a quarta na escala de brilho da constelação circumpolar de Cefeo. 

        Através desse estudo meticuloso de cefeidas, Henrietta foi capaz de elaborar uma lei entre luminosidade e período, construindo então o diagrama período – luminosidade. Percebe-se que existe, de acordo com este diagrama, uma correspondência unívoca entre o período de variação do brilho de uma estrela (da ordem de dias) e a sua magnitude absoluta.

       Henrietta descobriu também que o período de variação do brilho dessas estrelas era inversamente proporcional a sua magnitude, e quanto mais brilhante a estrela, mais lento era o ciclo. Ela mostrou que os ciclos não só dependem do brilho aparente, mas também da luminosidade intrínseca (quantidade de energia que emitem). Esta grandeza, em Astronomia, recebe o nome de magnitude absoluta.

      Na prática, o Astrônomo observa a variação da magnitude aparente de uma determinada estrela Cefeida. Ele espera a estrela completar alguns ciclos de luminosidade e pode inferir, através de um gráfico semelhante ao da fig. 1, a magnitude aparente média da estrela e o seu período de variação. De posse destes números, o Astrônomo pode consultar o diagrama período-luminosidade da fig. 2 e inferir, por interpolação, o valor da magnitude absoluta da Cefeida em estudo. De posse das magnitudes aparente (observada) e absoluta (inferida através do diagrama), pode-se calcular a distância até a Cefeida observada e consequentemente a distância até a galáxia que a hospeda. 

        Conhecem-se mais de 30.000 estrelas variáveis na Via Láctea, e muitas outras ainda devem ser descobertas. A importância das estrelas Cefeidas, está em seu uso para a determinação de distâncias galácticas e extragalácticas.

        Nos anos 20, o astrônomo Edwin Hubble, fez uma importante descoberta. Através de imagens adquiridas com um telescópio de 2,5 metros na Califórnia, ele descobriu estrelas cefeidas numa nebulosa localizada na constelação de Andrômeda. Calculando as distâncias dessas estrelas ele percebeu que a nebulosa estava muito além das fronteiras de nossa galáxia. Essa nebulosa era na realidade uma outra galáxia, hoje conhecida como galáxia de Andrômeda. Hubble foi capaz de fazer as mesmas medidas de distância para outras galáxias, provando assim que as manchas brancas observadas no céu, chamadas nebulosas, eram na verdade outras galáxias distantes, provando que o universo era muito maior do que se imaginava anteriormente.

 Figura 1: Ciclos de luminosidade observada (aparente) para uma variável cefeida.

Figura 2: A relação período-luminosidade (absoluta) esperada. Astrònomos podem utilizar este diagrama para estimar o valor da luminosidade absoluta de estrelas através de interpolação. 

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Referências:

http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/ensino/1-07/leandra-leavitt.htm
http://pt.wikipedia.org/wiki/Cefeida
http://pt.encydia.com/es/Estrela_vari%C3%A1vel_Cefeida
http://www.iag.usp.br/siae98/fenomastro/variaveis.htm
http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/AGA215/APOSTILA/newcap13.pdf
http://www.observatorio.ufmg.br/Pas77.htm

Referências Profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=cepheids&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

 

Estrelas Binárias

Estrelas são esferas de gás ionizado ligadas gravitacionalmente que passam boa parte de suas vidas transformando hidrogênio em hélio na chamada sequência principal. A síntese de elementos mais pesados é feita no núcleo estelar, mas esta fase posterior da evolução estelar dura menos tempo do que a sequencia principal (ver figura 1).

No universo, observa-se que grande parte das estrelas são na verdade pares de estrelas conhecidas como sistemas binários. Estes sistemas são ligados gravitacionalmente e classificados de acordo com a maneira pela qual foram descobertos.

Binárias visuais é a classificação de sistemas binários que podem ser observados pelo telescópio como um par de estrelas associadas gravitacionalmente. Muitas vezes vemos a olho nu uma única estrela e quando apontamos um telescópio ou luneta para esta estrela ela se revela como um sistema binário. Esta ocorrência é muito comum. A constelação da Ursa Maior é um exemplo composto por dois sitesmas de estrelas binárias, sendo portanto formada por quatro estrelas.

Binárias astrométricas, é a denominação que recebe o sistema cuja estrela principal orbita em torno de um espaço aparentemente vazio. Na verdade, a estrela principal (mais brilhante) orbita em torno de uma estrela menos brilhante que é ofuscada pela primária. Detecta-se a existência de uma estrela secundária através das ondulações no movimento da estrela primária. Um exemplo de binárias astrométricas é o sistema da estrela Sírius.

Binárias eclipsantes são sistemas cujas estrelas eclipsam uma à outra. Isto só é possível de ser observado quando observamos o plano da órbita de perfil. As binárias eclipsantes são interessantes porque através da observação dos seus ciclos de brilho (Ver figura 2), pode-se calcular a relação entre suas massas, a distância que as separa e outros parâmetros de interesse.

Binárias espectroscópicas consistem em um par de estrelas cujos espectros de linhas mudam de posição devido ao movimento orbital do par interagente. Devido ao Efeito Doopler, as linhas podem se deslocar para o azul, quando a estrela se aproxima do observador ou se desloca para o vermelho se a estrela se afasta do observador.

Pode-se utilizar a observação de diversos parâmetros derivados a partir da observação de estrelas binárias para se determinar a massa de estrelas distantes. Além disso, o estudo de sistemas binários possibilita o entendimento destes sitemas que são tão comuns no universo. 

Figura 1: Relação existente entre uma luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial, conhecido como diagrama HR. A faixa mais povoada que vai do canto superior esquerdo ao inferior direito é a chamada sequëncia principal. Crédito da imagem: http:\\astro.if.ufrgs.br. 

Figura 2: Ciclo de brilho em um sistema binário. O brilho cai um pouco quando a estrela primária eclipsa a secundária e cai mais ainda quando a secundária eclipsa a primária. Crédito da imagem: http://dgrzar.net63.net/variables/

Referências:

Filho, K.S.O., Astronomia e Astrofísica, 2° ed.

http://astro.if.ufrgs.br/bin/binarias.htm 

http://pt.wikipedia.org/wiki/Estrela_bin%C3%A1ria#Resultados_de_pesquisas

Na literatura especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=binaries&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

As Galáxias Starburst

         Galáxias Starburst apresentam altas taxas de formação estelar, transformando grande quantidade de gás em estrelas. As taxas podem chegar a 10^-5 M_solares/ano. Isso significa que o fenômeno starburst ou a formação de estrelas não pode ser mantida indefinidamente simplesmente porque a galáxia esgota sua reserva gasosa.

          Nestas galáxias, estrelas jovens e quentes ionizam o gás a sua volta criando as chamadas região H II, ricas em Hidrogênio ionizado. Grupos de estrelas muito quentes são conhecidas como associações OB. Essas estrelas queimam muito rápido e são propensas a explodir no final de suas vidas como supernovas. Depois da explosão da supernova, o material ejetado se expande e se torna uma remanescente de supernova que interage com o meio interestelar. Futuras gerações de estrelas, formadas a partir deste material processado, possuirão metalicidades mais elevadas.

 Devido à presença de estrelas jovens, grande parte da luminosidade das galáxias starbursts está no ultravioleta. Observações no ótico revelam ainda espectros de linhas de emissão característicos, onde são evidentes as linhas de emissão de Balmer e outras linhas produzidas pelo gás.

             Os grãos de poeira associados ao gás molecular absorvem grande parte da radiação produzida pela formação estelar, o que torna difícil determinar muitas de suas propriedades básicas que são: taxa de formação estelar, intensidade e duração.  O fenômeno starburst cessa devido à exaustão do gás que alimenta a formação acelerada de estrelas. Após esse período, a mesma taxa de formação não é mantida, impossibilitando a formação de estrelas. 

         Eventualmente, novos processos de colisão com galáxias vizinhas ou movimentos internos do gás podem criar condições favoráveis para a formação de estrelas. Muitas vezes, uma nova geração de estrelas é formada após dezenas de milhões de anos após as primeiras gerações.

Fig. 1: A Galáxia Antena, que é um par de galáxias em interação, é  também uma galáxia com formação estelar intensa. Acredita-se que movimentos de compressão do gás facilitem e proimovam a formação de estrelas. Foto do Telescõpio Espacial Hubble da NASA.

 Referências:

Fonte(s): en.wikipedia.org/wiki/Starburst_galaxy

Encyclopedia os Astronomy & Astrophysics, P. Murdin

Star Formation during Galaxy Formation, Bruce G. Elmergreen

 

Na Literatura Especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=starburst+galaxies%0D%0A&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

A nebulosa de Órion

Nebulosas são objetos de muitas formas e tamanhos, que são constituídas de nuvens de poeira, gás e plasma e muitas vezes se localizam no interior das galáxias. A observação destes objetos depende do local de onde preendemos observá-las. Locais com muita poluição luminosa são desfavoráveis para estas e outras observações astronômicas. O olho humano tambẽm não consegue capturar imagens destes e outros objetos astronômicos. Por isto pode-se utilizar lunetas e telescópios com câmeras que nos permitem registrar objetos praticamente invisíveis a olho nú.

   

No hemisfério sul, no inverno, é possível localizar a nebulosa de Órion como uma mancha difusa na região entre as "Três Marias" (o Cinturão de Órion) e as estrelas Rigel e Saiph.

Uma das características das nebulosas é a presença de linhas de emissão em seus espectros (sua luz decomposta em comprimentos de onda). A presença destas linhas se explica devido à luz emitida pelo gás (composto basicamente de Hidrogênio) quando é estimulado pela radiação das estrelas jovens e quentes. As estelas emitem fótons altamente energéticos que são eventualmente capturados por átomos de Hidrogênio que se excitam no processo. Os átomos excitados atingem estados metaestáveis e mais energéticos e posteriormente emitem novamente estes fótons ao passarem de estados mais energéticos para estados menos energéticos. A nebulosa de Órion (Figura 1) é um tipo de nebulosa de emissão onde este processo de absorção e re-emissão de fótons está presente.

A nebulosa M42, mais conhecida como nebulosa de Órion, é uma das mais brilhantes e também uma das mais estudadas por astrônomos amadores. Ela se encontra a aproximadamente 1350 anos-luz (412 pc). Defini-se 1 Ano-luz como a distância que a luz é capaz viajar durante um ano no vácuo, sabendo que a velocidade da luz no vácuo é aproximadamente 300.000 Km/s. Já o Parsec é definido como a distância para a qual um objeto celeste teria uma parlaxe de um segundo de arco. Estas uniades de medida de distância são amplamente empregadas na Astronomia.

Além disso, a Nebulosa de Órion se estende por 12 anos-luz e possui uma temperatura de aproximadamente 10.000K perto do seu centro e muito menos do que isso próximo de sua borda exterior. Por ser umas das regiões com altas taxas de formação estelar em nossa galáxia, a região da nebulosa de Órion tem uma grande importância para a Astronomia.

Na direção da constelação de Órion, vemos uma gigantesca nuvem de gás interestelar em expanssão. De aocordo com estudos, esta núvem teria sido formada quando uma onda de densidade, relacionada à estrutura espiral da galáxia, movia-se pelo disco Galáctico.

Em 1928 Ira Sprague Bowen pesquisou sobre o problema das estranhas linhas presentes no espectro da nebulosa de Órion (Figura 2), que exibe linhas de emissão no comprimento de onda corespondente à cor verde. Este espectro não correspondia com o de nenhum elemento conhecido. O espectro mostrava que as linhas espectrais deviam ser emitidas por algum elemento de pouca massa atômica. Estudos posteriores ajudaram Bowen a demostrar que o espectro de linhas de emissão da nebulosa se origina devido à radiação que emitiam os átomos ionizados de oxigênio e nitrogênio ao passarem para níveis de menor energia.

Hoje em dia, vários telescópios em terra ou no espaço são capazes de captar a luz da Nebulosa de Õrion e de outras nebulosas em nossa galáxia ou galáxias vizinhas. Imagens e espectros nos ajudam a desvendar a constituição quĩmica, morfologia e a população estelar nestes fascinantes objetos.

 Figura 1: Nebulosa de Órion vista pelo telescópio Hubble no ótico (esquerda) e no infravermelho (direita). Percebe-se que a câmera infravermelha do Hubble consegue penetrar a poeira e resolver as estrelas no interior da nebulosa.

Figura 2: Espectro original da nebulosa de Órion, semelhante ao que Bowen obteve e cujas linhas de emissão ele não podia inicialmente explicar.

Referências:

http://www.on.br/glossario/alfabeto/u/unidades_de_medida.html

http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=010130060116

http://atlas.zevallos.com.br/nebulae/m42.html

http://en.wikipedia.org/wiki/Orion_Nebula

nedwww.ipac.caltech.edu

Na literatura especializada: 

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Buracos Negros Super Massivos

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Para compreendermos o que de fato é um buraco negro supermassivo (BNS), primeiro precisamos entender o que é um “buraco negro”. Uma estrela possui um equilíbrio entre sua pressão interna e externa que gera uma força de dentro para fora impedindo que o peso das camadas externas esmague seu centro. Quando a estrela não possui mais combustível nuclear suficiente para gerar pressão interna, o corpo colapsa. A estrela torna-se tão densa, e sua gravidade é tão forte, que nem mesmo a luz ou qualquer radiação consegue sair. Chama-se esta estrela colapsada de “buraco negro”, uma vez que este corpo super-denso traga tudo a sua volta e não poder ser visto.

Por outro lado, Buracos Negros Supermassivos são, em geral, encontrados no centro das galáxias e podem ter se formados de três maneiras. A primeira se deve a um processo chamado de acresção de gases primordiais. Enquanto essa “poeira” alimenta o buraco negro, estrelas também surgem devido às colisões em outros pontos densos (desses gases) em volta do ponto gravitacional central. Com o buraco negro se torna supermassivo à medida que a galáxia se forma, temos uma relação muito curiosa entre a massa do BNS e a massa total da galáxia, de forma que o BNS tem aproximadamente 0,5% da massa total da galáxia em que se encontra. Outra maneira de se formar um BNS é com a colisão de duas galáxias pequenas com buracos negros em seus centros. Dessa interação surge um BNS a partir dos dois buracos negros originais das galáxias. A terceira maneira de se formar um BNS é quando o buraco negro no centro de uma galáxia espiral é alimentado pelas partes externas da galáxia através de uma barra, dando origem à um BNS.

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Uma maneira de se encontrar e estudar um BNS é analisando a velocidade das estrelas próximas do centro da galáxia, uma vez conhecida a velocidade da estrela e sua sua distancia até o centro da galáxia. Assim, pode-se facilmente calcular a massa central responsável pela atração gravitacional à qual a estrela está sujeita, utilizando a equação: M=rv²/G onde r é a distância da estrela até o centro de sua órbita, v é a velocidade tangencial dessa estrela e G é a constante gravitacional de Newton que vale aproximadamente 6,67x 10^(-11). Muitas vezes se encontram valores para  a massa central correspondente a milhões ou até bilhões de massas solares, o que caracteriza os BNS como supermassivos.

 Crédito da Imagem: NASA. Centro de M31, que abriga um buraco negro.

Referências:

www.if.ufrgs/~thaisa/bn

Astronomia e Astrofísica, Kepler Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira, Editora Saraiva


http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=super+massive+black+holes&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

A Atividade Eletromagnética so Sol

O campo magnético solar existe porque o Sol é composto por partĩculas eletricamente carregadas que estão em movimento gerando assim um campo magnético. O Sol libera energia eletromagnética quando uma gigantesca quantidade de energia armazenada em campos magnéticos, acima das manchas solares, explode, produzindo um forte pulso de radiação que abrange o espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio até os raios-X e raios Gama.

As erupções Solares (Figura 1) são explosões na superfĩcie do sol causadas por mudanças repentinas no seu campo magnético. Esta atividade na superfície solar pode causar altos níveis de radiação que aparecem na forma de plasma ou de radiação eletromagnẽtica (luz). 
 

Um aumento da atividade eletromagnética (Figura 2) do Sol pode interferir nos sistemas de GPS, satélites de comunicação e prejudicar o fornecimento de energia elétrica. A estrela tem passado por um período de relativa calmaria nos últimos dez anos, período no qual o mundo se tornou muito dependente de recursos tecnológicos potencialmente vulneráveis ao fenômeno.

A interferência nos satélites de GPS poderiam acarretar não só problemas de localização como também inutilizar as maquininhas de cartão de crédito, que usam o sistema. Vinte minutos após a tempestade, uma descarga de prótons chegaria aos polos e ao equador, o que pode danificar seriamente os satélites de comunicação. E finalmente, 20 a 30 horas depois do evento inicial, um jato de átomos ionizados (conhecidos como plasma) causariam um bonito efeito de auroras boreais até a latitude do México, mas também poderiam induzir correntes elétricas em oleodutos e cabos de alta tensão, sobrecarregando o sistema elétrico ao ponto do colapso.

As manchas solares (Figura 3) são comuns de serem vistas na superfície solar. Visualmente são regiões mais escuras e apresentam fortes reduções de temperatura e pressão das massas gasosas do Sol. O surgimento das manchas está diretamente ligado à atividade magnética da estrela e de modo geral, quanto maior a quantidade delas maiores serão os efeitos eletromagnéticos provocados na alta atmosfera da Terra, especialmente na ionosfera.

A cada 11 anos aproximadamente, o Sol passa por ciclos alternados de alta e baixa atividade eletromagnética, conhecidos por mínimos e máximos solares. Desde que as observações começaram a ser feitas, em 1750, até o ano de 2007 já foram contados 23 ciclos solares, também chamados de ciclos de Schwabe. Entender os ciclos solares permite que se possa aprender a conviver com as instabilidades de nossa estrela e adaptar nossos sistemas de modo a minimizar os efeitos da atividade magnética do Sol.

              Figura 1:  Exemplo de  Erupção Solar.  Crédito da imagem: NASA.   

       Figura 2: Linhas do Campo Eletromagnético do Sol envolvendo a Terra.
       Concepção artística. Crédito da imagem: autor desconhecido.

                          Figura 3: Manchas Solares. Crédito da imagem: NASA.  

      
     

Adaptado dos seguintes artigos:

                    

http://pt.wikipedia.org/wiki/Tempestade_geomagn%C3%A9tica

http://gaea-horus.blogspot.com/

http://wap.apolo11.com/spacenews.php?titulo=Novas_manchas_mostram_que_Ciclo_Solar_23_ainda_nao_terminou&posic=dat_20080407-080500.inc

Na literatura especializada: 

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=sunspots&txt_logic=OR&text=&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Recorte e cole o endereço acima para uma lista de artigos recentes sobre o Sol.