Fenômenos solares são os fenômenos naturais que ocorrem dentro da atmosfera externa magneticamente aquecida do Sol. Esses fenômenos assumem várias formas, incluindo o vento solar, fluxo de ondas de rádio, explosões de energia como erupções solares, ejeção de massa coronal, aquecimento coronal e manchas solares.
Esses fenômenos aparentemente são gerados por um dínamo helicoidal perto do centro de massa do Sol, que gera fortes campos magnéticos e um dínamo caótico perto da superfície, que por sua vez gera flutuações menores do campo magnético.
A soma das flutuações solares é conhecida como variação solar. O efeito coletivo de todas as variações solares dentro do campo gravitacional do Sol é conhecido como clima espacial. Um componente importante deste clima é o vento solar, uma corrente de plasma liberada pela atmosfera superior do Sol. Ele é o responsável pelas auroras, projeções naturais de luz no céu do Ártico e da Antártica. Perturbações no clima espacial podem provocar tempestades solares na Terra, interrompendo as comunicações, bem como tempestades geomagnéticas na magnetosfera da Terra e perturbações ionosféricas súbitas na ionosfera. Variações na intensidade solar também afetam o clima da Terra. Essas variações podem explicar eventos como as eras do gelo e o grande evento de oxigenação, enquanto a futura transformação do Sol numa gigante vermelha vai provavelmente extinguir a vida na Terra.
A atividade solar e os eventos relacionados vêm sendo registrados desde o século VIII a.C. Os babilônios registraram e possivelmente previram eclipses solares, enquanto o mais antigo registro sobrevivente de manchas solares data do Livro das Mutações chinês, de aproximadamente 800 a.C. A primeira descrição sobrevivente da coroa solar é de 968, enquanto o mais antigo desenho de uma mancha solar data de 1128, e uma protuberância solar foi descrita em 1185 na Primeira Crônica de Novgorod. A invenção do telescópio permitiu avanços importantes no entendimento, levando às primeiras observações detalhadas nos anos 1600. A espectroscopia solar se iniciou nos anos 1800, com o que as propriedades da atmosfera solar puderam ser determinadas, enquanto a criação do daguerreótipo levou às primeiras fotografias solares em 2 de abril de 1845. A fotografia ajudou no estudo das protuberâncias solares, da granulação e da espectroscopia. No início do século XX, o interesse pela astrofísica cresceu na América e vários novos observatórios foram construídos em todo o mundo. A invenção do coronógrafo em 1931 permitiu que a coroa fosse estudada em plena luz do dia.
Sol
O Sol é uma estrela localizada no centro do Sistema Solar. Ele é uma esfera quase perfeita e consiste de plasma quente e campos magnéticos. Ele tem um diâmetro de cerca de 1 392 684 quilômetros, aproximadamente 109 vezes o da Terra, e sua massa (1,989 kg, aproximadamente 330 000 vezes a da Terra) corresponde a 99,86% da massa total do Sistema Solar. Quimicamente, cerca de três quartos da massa do Sol consistem de hidrogênio, enquanto o restante é principalmente hélio. O 1,69% restante (igual a 5 600 vezes a massa da Terra) consiste de elementos mais pesados, inclusive oxigênio, carbono, neônio e ferro.
O Sol se formou há cerca de 4,567 bilhões de anos, a partir do colapso gravitacional de uma região dentro de uma grande nuvem molecular. A maior parte da matéria se concentrou no centro, enquanto o restante formou um disco em órbita, que se tornou o restante do Sistema Solar. A massa central ficou cada vez mais quente e densa, até iniciar a fusão termonuclear no seu núcleo.
O Sol é uma estrela da sequência principal do tipo G (G2V), com base no seu tipo espectral, e é informalmente designado como uma anã amarela, porque sua radiação visível é mais intensa na porção amarelo-verde do espectro. Ele é na verdade branco, mas na superfície terrestre parece amarelo por causa do espalhamento atmosférico da luz azul. No seu rótulo de classe espectral, G2 indica a sua temperatura superficial, de aproximadamente 5 778 K (5 505 °C), e V indica que o Sol, como a maioria das estrelas, é uma estrela da sequência principal e, portanto, gera sua energia pela fusão do hidrogênio em hélio. No seu núcleo, o Sol funde cerca de 620 milhões de toneladas de hidrogênio a cada segundo.
A distância média da Terra para o Sol é de aproximadamente 1 unidade astronômica (cerca de 150 000 000 km), embora esta distância varie à medida que a Terra se move do periélio em janeiro até o afélio em julho. Para esta distância média, a luz viaja entre o Sol e a Terra durante cerca de 8 minutos e 19 segundos. A energia da luz solar suporta quase toda a vida na Terra pela fotossíntese e determina o clima da Terra. Até o século XIX, os cientistas tinham pouco conhecimento sobre a composição física do Sol e sua fonte de energia. Este entendimento ainda está em desenvolvimento, e algumas anomalias atuais do comportamento do Sol permanecem sem explicação.
Ciclo solar
Muitos fenômenos solares mudam periodicamente num intervalo médio de aproximadamente 11 anos. Este ciclo solar afeta a irradiação solar e influencia o clima espacial e o terrestre. O ciclo solar também modula o fluxo de radiação solar de pequeno comprimento de onda, do ultravioleta aos raios X, e influencia a frequência das erupções solares, ejeções de massa coronal e outros fenômenos eruptivos solares.
Tipos Ejeção de massa coronal
Uma ejeção de massa coronal (EMC) é uma explosão massiva de vento solar e campos magnéticos elevando-se sobre a coroa solar. Próximo do máximo solar, o Sol produz cerca de três EMCs a cada dia, enquanto no mínimo solar apresenta uma a cada cinco dias. EMCs, assim como erupções solares de outras origens, podem afetar transmissões de rádio e danificar satélites e instalações de linhas de transmissão elétricas, resultando em interrupções de energia potencialmente massivas e de longa duração.Wired world is increasingly vulnerable to coronal ejections from the Sun, Aviation Week & Space Technology, 14 January 2013 issue, pp. 49–50: "But the most serious potential for damage rests with the transformers that maintain the proper voltage for efficient transmission of electricity through the grid."
Ejeções de massa coronal frequentemente aparecem com outras formas de atividade solar, mais notavelmente as erupções solares, mas nenhuma relação causal foi estabelecida. A maior parte das erupções pequenas não têm EMC; a maioria das poderosas, sim. A maioria das ejeções se origina em regiões ativas na superfície do Sol, assim como grupos de manchas solares se associam a erupções frequentes. Outras formas de atividade solar frequentemente associadas com ejeções de massa coronal são proeminências eruptivas e ondas de Moreton, também chamadas “tsunami solar”.
A reconexão magnética é a responsável pela EMC e pelas erupções solares. Reconexão magnética é o nome atribuído ao rearranjo de linhas de campo magnético quando dois campos magnéticos de direções opostas são colocados juntos. Este rearranjo é acompanhado por uma repentina liberação de energia armazenada nos campos de direções opostas originais. NASA Science
Quando uma EMC impacta a magnetosfera da Terra, ela temporariamente deforma o campo magnético terrestre, mudando a direção de agulhas de bússolas e induzindo grandes correntes de terra na própria Terra; isto é chamado tempestade geomagnética e é um fenômeno global. Os impactos da EMC podem induzir reconexão magnética na cauda magnetosférica (o lado “noturno” da magnetosfera); isto lança prótons e elétrons em direção à atmosfera da Terra, formando a aurora polar.
Diâmetro Dados principalmente do instrumento Michelson Doppler Imager na sonda [SoHO) mostram mudanças no diâmetro solar de cerca de 0,001%, muito menos do que o efeito das mudanças de atividade magnética.
Erupções
Uma erupção solar é um súbito clarão brilhante observado na superfície do Sol ou no bordo solar, que é interpretado como uma liberação de energia de até 6 × 1025 joules (cerca de um sexto da emissão total de energia pelo Sol em um segundo, ou o equivalente a 160 bilhões de megatons de TNT, ou, ainda, mais de 25 mil vezes a energia liberada pelo impacto do cometa Shoemaker-Levy 9 com Júpiter). Ela pode ser seguida por uma ejeção de massa coronal. A erupção ejeta nuvens de elétrons, íons e átomos através da coroa para o espaço. Essas nuvens tipicamente atingem a Terra um ou dois dias depois do evento.Menzel, Whipple, and de Vaucouleurs, "Survey of the Universe", 1970 Fenômenos similares em outras estrelas são conhecidos como erupções estelares.
Erupções solares influenciam fortemente o clima espacial próximo à Terra. Elas podem produzir jatos de partículas altamente energéticas no vento solar, conhecidas como eventos de próton solar. Essas partículas podem impactar a magnetosfera da Terra na forma de uma tempestade geomagnética e apresentar riscos radioativos para naves espaciais e astronautas.
Irradiação
Irradiação é a potência produzida pelo Sol por unidade de área na forma de radiação eletromagnética. A irradiação pode ser medida no espaço ou na superfície da Terra depois da absorção e dispersão atmosféricas. A irradiação solar total (IST) é uma medida da potência radiativa solar por unidade de área normal aos raios incidentes na atmosfera terrestre superior. A constante solar é uma medida convencional da IST média à distância de uma Unidade Astronômica (UA). Insolação é uma função da distância do Sol, do ciclo solar e de mudanças entre ciclos. A irradiação na Terra é mais intensa em pontos voltados diretamente para o (normais ao) Sol.
Evento de prótons Um evento solar de prótons (ESP), ou “tempestade de prótons”, ocorre quando partículas (principalmente prótons) emitidas pelo Sol ficam aceleradas perto do Sol durante uma erupção ou no espaço interplanetário por choques de ejeções de massa coronal. Os eventos podem incluir outros núcleos como íons de hélio ou íons HZE. Essas partículas causam múltiplos efeitos. Elas podem penetrar o campo magnético da Terra e causar ionização na ionosfera. Este fenômeno é similar aos eventos aurorais, exceto que os prótons estão envolvidos, em vez dos elétrons. Prótons energéticos são um risco radioativo significativo para naves espaciais e astronautas.Contribution of High Charge and Energy (HZE) Ions During Solar-Particle Event of September 29, 1989 Kim, Myung-Hee Y.; Wilson, John W.; Cucinotta, Francis A.; Simonsen, Lisa C.; Atwell, William; Badavi, Francis F.; Miller, Jack, NASA Johnson Space Center; Langley Research Center, Maio 1999. Os prótons energéticos podem atingir a Terra 30 minutos após um pico de erupção forte.
Proeminências e filamentos Uma proeminência é uma característica grande, brilhante e gasosa que se estende para fora da superfície do Sol, com frequência na forma de um anel. As proeminências são ancoradas à superfície do Sol na fotosfera e se estendem na coroa. Enquanto a coroa consiste de plasma em alta temperatura, que não emite muita luz visível, as proeminências contêm plasma muito mais frio, com composição semelhante à da cromosfera.
O plasma da proeminência é tipicamente cem vezes mais frio e denso que o coronal. Uma proeminência se forma numa escala de tempo de cerca de um dia terrestre e pode persistir por semanas ou meses. Algumas proeminências se dividem e formam EMCs.
Uma proeminência típica se estende por muitos milhares de quilômetros; o maior já registrado foi estimado em 800 mil quilômetros – aproximadamente o raio solar.