Vida com uma Estrela - Parte 1: Atividade Solar

A noite de 1 a 2 de setembro de 1859 marcou-se com a maior aurora, em toda a história das observações astronômicas - pôde ser observada em toda a Terra. Era possível ler nas regiões circumpolares por sua luz, era tão brilhante que acordava garimpeiros de ouro nas montanhas rochosas . A maioria dos telégrafos na Europa e na América do Norte está fora de ordem e, nos postes telegráficos, testemunhas observam faíscas. Uma avaliação das consequências de um evento desse tipo (se aconteceu no mundo moderno, com redes elétricas centralizadas) gera um valor de dano de US $ 0,6-2,6 trilhão, apenas para os Estados Unidos . Essa foi a manifestação mais destrutiva do clima espacial no momento, registrada pela humanidade.

Na primeira parte do artigo - descreverei os fenômenos da atividade solar subjacentes ao "clima espacial" e, para isso, por sua vez - precisamos nos aprofundar na estrutura do Sol, que se parece com isso:



Núcleo solar - ocupa uma zona do centro a 0,25 do raio do sol. Aqui está uma zona com temperatura máxima (cerca de 15 milhões de K), pressão (cerca de 250 bilhões de atmosferas) e densidade (atingindo 150 g / cm ³ ). Como a velocidade das reações termonucleares é altamente dependente da temperatura - a parte principal da liberação de energia no Sol ocorre nessa área. No entanto, mesmo com esses indicadores - a velocidade das reações termonucleares não é muito alta (cerca de 275 watts / m3), portanto, os reatores termonucleares, como o ITER - exigem uma ordem de magnitude de temperaturas mais altas para se obter indicadores razoáveis ​​para a relação volume / potência.

Zona de Transferência Radiante - se estende de uma profundidade de 0,25 a cerca de 0,7 do raio do Sol. É assim chamado - porque o principal método de transferência de energia é a radiação seqüencial e a absorção de fótons. Esta é uma zona bastante calma na qual o principal tipo de movimento é rotacional: o Sol faz cerca de uma revolução em 25,6 dias ao longo da linha do equador (para um observador na Terra, levando em consideração nossa rotação ao redor do Sol, leva cerca de 28 dias) e em 33,5 dias no nível da pole. A zona radiante, neste caso, tem uma velocidade aproximadamente média (entre as duas).

A taquoclina é uma região de transição localizada entre as zonas radiante e convectiva, sua espessura é de cerca de 0,04 do raio do sol. Nesta área, há uma transição da transferência de calor radiante (silenciosa) para convectiva (turbulenta) e da “rotação em estado sólido” (quando as camadas giram em uma frequência uniforme) para diferencial (diferindo nas regiões polares e equatoriais).

As razões para essa transição são as seguintes: em um limite de cerca de 0,7 do raio do Sol, uma queda gradual na temperatura e pressão das camadas solares leva ao fato de que as condições físicas não suportam mais átomos de plasma sem elétrons (uma vez ionizados - átomos de hidrogênio e duas vezes - hélio). Consequentemente, o fotoefeito começa a agir e a substância deixa de ser transparente. A transferência radiante perde sua eficácia e a transferência de calor por convecção vem em primeiro lugar.

Explicar a fonte do segundo efeito é uma tarefa muito mais complexa, e os cientistas não conseguem resolvê-lo há muito tempo. Mas em 2013, usando os dados do "Observatório de Dinâmica Solar" , também foi mostrada uma relação entre o movimento convectivo no Sol (que é caótico em pequenas escalas) e a rotação diferencial e estável do Sol:



Os principais fatores para entender os processos que ocorrem no Sol são os seguintes:

1) A fonte de energia para a ocorrência de todos os processos registrados por nós no Sol é a convecção turbulenta (e sua fonte é o gradiente de temperatura entre o núcleo solar, no qual ocorrem reações termonucleares, e a superfície do Sol através da qual essa energia emite).

2) Quase toda a matéria do Sol (com exceção de uma certa fração de hidrogênio na fotosfera) está no estado plasmático . Por esse motivo, a transferência de energia ocorre devido à energia cinética dos fluxos convectivos e devido ao campo eletromagnético . Nesse caso, a energia pode transferir livremente de um tipo para outro (o movimento do plasma pode gerar um campo magnético e, em outro caso, um campo magnético pode acelerar os fluxos do plasma).

Zona convectiva - uma zona localizada a uma distância de cerca de 0,7 raio e diretamente à superfície mais visível. Na ausência de outras possibilidades, a transferência de calor desse nível começa a ocorrer devido à mistura das camadas (ou seja, convecção, razão pela qual, de fato, essa zona foi chamada). É essa zona que é responsável por todos os fenômenos que são comumente chamados de "atividade solar" .



A estrutura básica da zona convectiva (e a "superfície" visível do Sol) consiste em grânulos (com um diâmetro típico de 1000 km e uma vida útil de 8 a 20 minutos) e super grânulos (tamanho de 30 mil km e tempo de vida de cerca de um dia) . Estrutura granular - consiste em áreas claras (onde a substância sobe das profundezas do Sol) e espaços escuros entre elas (onde a substância cai de acordo). A velocidade vertical da substância é de 1-2 km / s, e a profundidade dos grânulos é de centenas e milhares de quilômetros.



Manchas solares são áreas nas quais campos magnéticos fortes impedem o movimento convectivo da matéria. Apesar do nome, eles podem ser chamados de "pontos" com um trecho: a temperatura dentro deles é de 3000 a 4500 K. E a escuridão visível é explicada pela temperatura da substância circundante (média de 5780 K) e, consequentemente, pelos "pontos" de emissão de luz significativamente mais baixos. fundo externo. Quase desde o início das observações sistemáticas de manchas solares em 1749 - elas se tornaram a principal evidência da existência de um ciclo de 11 anos de atividade solar (portanto, o que estava em execução naquele momento foi escolhido como o ciclo zero, do qual está sendo contado - começou em 1745):



Para ser mais preciso, o ciclo tem uma duração média de cerca de 11,2 anos e varia na faixa de 7 a 17 anos (quanto menor o ciclo, maior a sua força). A fase de crescimento do ciclo leva um período mais curto (4,6 anos, contra 6,7 ​​anos - em média, na fase de declínio). No início do ciclo, os pontos aparecem em latitudes da ordem de ± 35-40 °, depois mudam para a região de ± 15 ° no período máximo e, no final do ciclo, a maioria ocorre em latitudes de ± 5-8 ° (a chamada lei de Spörer ):


Esse comportamento cíclico e o número de pontos estão associados ao ciclo de 11 anos de alteração dos pólos magnéticos do Sol (enquanto o ciclo completo de alteração da polaridade norte / sul leva 22 anos, respectivamente). No entanto, esse período de 22 anos ( o ciclo de Hale ) não recebeu grande popularidade, pois além de alterar a polaridade, praticamente não se manifesta.

A presença de estatísticas há mais de 400 anos sugere a existência de um ciclo secular de atividade solar (o chamado ciclo de Gleisberg - com duração no intervalo de 70 a 100 anos, com um valor médio de 87 anos). Mas, para provar verdadeiramente sua presença, isso só foi possível com o advento da análise de radiocarbono: o fato é que, durante períodos de máximo solar, o vento solar se torna mais denso e a heliosfera solar se expande ligeiramente (essa foi a base de uma série de relatórios sobre a saída da Voyager-1 além dos limites do sistema solar: 1 , 2 , 3 , 4 ), enquanto o fluxo de raios cósmicos galácticos é reduzido e, com ele, a produção de carbono radioativo -14 nas camadas superiores da atmosfera é reduzida. Traços dessas mudanças nos últimos 11 mil anos são encontrados em núcleos de gelo e anéis de árvores :



Manchas solares são frequentemente formadas em grupos, com o ponto principal tendo a mesma polaridade que a polaridade atual deste hemisfério, e o posterior é o oposto. Um grupo de spots pode existir de várias horas a vários meses (esta é a base para uma previsão de longo prazo de 27 dias - quando os spots que fazem uma revolução voltarem à mesma posição que agora).

As tochas solares são uma espécie de "pontos por revolução": nesse caso, o campo magnético atua como um amplificador de convecção, que por sua vez aumenta a temperatura e a luminosidade da "superfície" do sol.

As proeminências são formações bizarras em um estado estável semelhante a meio de um toro , repousando na “superfície” do Sol:



Eles devem essa forma ao campo magnético, que é a sua fonte: o fluxo de matéria que se move ao longo das linhas magnéticas sobe das profundezas do Sol, depois descreve um arco e volta para o Sol. Tais fontes de matéria - podem existir até meses. Eles podem conter uma energia enorme, que pode ser liberada em dois fenômenos físicos, que serão discutidos abaixo.


Sol, grande destaque e Júpiter com a Terra - em escala

As explosões solares são emissões gigantescas de energia (a maior das quais é descrita no início deste artigo). Em um surto típico, uma energia da ordem de 10 ²⁰ J (cerca de 10 gigatoneladas em equivalente TNT) pode ser liberada, em geral - cerca de 10 ²⁵ J (cerca de 1 bilhão de megatons). Sua fonte é a reconexão de campos magnéticos no Sol (quando dois "anéis" magnéticos se tocam e alteram drasticamente sua estrutura):


Evidência precisa desse processo - foi obtida recentemente . Durante uma explosão solar, a energia é liberada em todo o espectro da radiação eletromagnética, a maioria é emitida em radiação ultravioleta dura, bem como raios-x e raios gama (isso ocorre devido ao fato de que os campos magnéticos durante o processo de reconexão aquecem o plasma a dezenas de milhões de graus). Apenas uma pequena parte da energia é liberada na faixa visível da luz, portanto, em uma situação normal - elas não são visíveis. Mas no caso do evento de Carrington , o flash podia ser observado mesmo a olho nu.

Os flashes de intensidade são divididos em cinco classes: A, B, C, M, X. Cada classe subsequente é dez vezes mais poderosa que a anterior. Cada classe é dividida em uma escala linear de 1,0 a 9,9, a classe X não tem limite superior: no momento, o flash mais poderoso registrado desde 1957 (quando as observações extra-atmosféricas começaram e tornou-se possível estabelecer a potência total de todo o espectro de radiação) - aconteceu 4 de novembro de 2003 , e de acordo com dados atualizados - possuía classe X45.

Classe Flash	A intensidade nos raios gama de 0,5-8 Å, W \ m 2
Um	até 10 -7
B	de 10 -7 a 10 -6
C	de 10 -6 a 10 -5
M	de 10 -5 a 10 -4
X	mais de 10 -4

As ejeções de massa coronal são as explosões que acompanham (mas nem sempre), o processo de ejeção de grandes massas de matéria (que se reflete no nome desse processo). Em média, as emissões atingem cerca de um bilhão de toneladas e prosseguem em alta velocidade (cerca de 500 km / s). A fonte de tais massas são proeminências. No processo de reconectar o campo magnético, as linhas magnéticas correm do Sol para o infinito, seguidas pelas massas de plasma que se movem ao longo deles:
Os modelos de computador mais recentes descrevem os processos que ocorrem no Sol com alta precisão - isso nos permite esperar que em breve o período de previsões precisas para o clima espacial possa ser obtido não em 3 dias, mas em um período muito mais longo.
A fotosfera é a "superfície" visível do sol. Tem aproximadamente 300 km de espessura e é nele que ocorre a radiação de uma grande parte do espectro visível. A densidade desta camada é de 10 ^-8 a 10 ^-9 g \ cm3. É aqui que a temperatura mínima do Sol (4300 K) é atingida, mas a temperatura média dessa área é próxima da temperatura de 5777 K:



Sendo na verdade uma continuação da zona convectiva, a fotosfera é um reflexo visível (para nós) desses fenômenos e da estrutura que existe na zona convectiva (descrita acima).

A cromosfera é uma camada com cerca de 10 mil km de espessura, localizada entre a fotosfera e a corona. Aqui a pressão começa a cair acentuadamente e a temperatura começa a subir novamente:



Devido ao fato de a pressão nessa camada ser muito baixa, sua luminosidade (apesar do aumento da temperatura) é centenas de vezes menor que a da fotosfera. Por esse motivo, foi descoberto pela primeira vez devido a eclipses lunares (quando a luz da fotosfera não interferia na observação dessa camada). Foi nessa área do Sol que o hélio foi descoberto.

A cromosfera consiste principalmente de espículas - objetos de forma oblonga, com vários milhares de quilômetros de diâmetro e cerca de mil de profundidade:



Nascendo da fotosfera, eles transferem matéria para as camadas superiores do Sol. Outro componente da cromosfera são as fibrilas. São laços verticais de matéria levados por um campo magnético (semelhante a proeminências).

Coroa - começa a partir do raio visível do Sol e se estende a 10 a 20 de seus diâmetros. Consiste em uma substância muito esparsa e desigualmente distribuída, com uma temperatura superior a um milhão de kelvin.



De acordo com os dados mais recentes , a fonte de uma temperatura tão alta da coroa são as espículas cromosféricas que a alimentam com partículas de alta energia. A estrutura da coroa depende fortemente do período de atividade solar: durante os máximos, tem uma forma esférica, durante os mínimos é alongada na direção do equador:



O vento solar é um fluxo de matéria solar altamente rarefeita, com temperatura próxima à coronal, movendo-se a alta velocidade (na órbita da Terra - sua velocidade é de 300 a 400 km \ s):



Essa substância é acelerada pelos campos magnéticos do Sol (isso faz uma diferença tão alta na velocidade entre o equador e os pólos). A pressão que produz é de 1 a 6 nPa na órbita da Terra (dependendo do período do ciclo de 11 anos e da presença de emissões coronais). Pelo vento solar - o Sol perde cerca de 10 ^-14 M _C (isto é, várias ordens de magnitude inferiores ao que perde devido à radiação).

P.S. A segunda parte do artigo é sobre clima espacial, naves espaciais que exploram o Sol e serviços que monitoram seu estado.