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Tempestades solares são alimentadas por um motor magnético a 16 Terras de profundidade, segundo estudo
O poderoso dínamo magnético do Sol, que impulsiona a atividade das manchas solares e contribui para desencadear poderosas erupções solares e ejeções de massa coronal, foi confirmado como existente a 124.000 milhas (200.000 quilómetros) abaixo da superfície visível do Sol – equivalente a 16 larguras da Terra de profundidade.
TerraO dínamo magnético está situado no núcleo externo do nosso planeta, onde a convecção do ferro fundido gera correntes elétricas.
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Alguns cientistas perguntaram-se se o dínamo magnético do Sol estava situado numa estreita camada próxima da superfície, ou talvez se estendesse por toda a camada convectiva. A hipótese mais popular, entretanto, é que o dínamo magnético é gerado na fronteira entre a zona convectiva inferior e a zona radiativa interna.
Chamamos esta fronteira de tacoclina, e ao longo de cerca de 30 anos de estudo das oscilações que reverberam na superfície visível do Sol – a fotosfera – e no seu interior profundo, Krishnendu Mandal e Alexander Kosovichev do Instituto de Tecnologia de Nova Jersey encontraram evidências diretas de que o dínamo é gerado ali.
“Durante anos suspeitámos que a tacoclina era importante para o dínamo solar, mas agora temos provas observacionais claras”, disse Mandal num relatório. declaração. “(Mas) até agora, simplesmente não tínhamos ouvido o suficiente do interior da estrela para ter certeza de onde os intensos campos magnéticos do Sol estão organizados.”
Mandal e Kosovichev utilizaram dados coletados pelo Michelson Doppler Imager no projeto conjunto NASA-ESA Observatório Solar e Heliosférico (SOHO), lançado em 1995, e o Grupo de Rede de Oscilação Global baseado em terra do Observatório Solar Nacional de seis telescópios ao redor do mundo que entrou em operação no mesmo ano.
Tanto o SOHO como o GONG ainda estão em operação e, entre eles, medem a mudança no padrão de oscilações que ondula através da fotosfera a cada 45 a 60 segundos.
As oscilações são influenciadas pela estrutura do interior do Sol, que é definida pelos fluxos de plasma dentro da camada convectiva. A temperatura e o movimento desses fluxos rotacionais de plasma afetam, portanto, o período e a amplitude das oscilações à medida que passam pelos fluxos antes de romperem a fotosfera.
Mandal e Kosovichev descobriram que essas faixas rotativas de plasma dentro do Sol formam um padrão de borboleta que corresponde à localização do Sol. manchas solares mudanças ao longo do ciclo de 11 anos de atividade magnética do Sol. As manchas solares são manchas mais frias do Sol criadas por campos magnéticos que circulam pela fotosfera. Como tal, são uma impressão digital do campo magnético do Sol.
“Agora, com dados de quase três ciclos solares de 11 anos, estamos finalmente vendo padrões claros tomando forma que nos dão uma janela para dentro da estrela”, disse Mandal.
As medições mostram que este padrão de borboleta se origina na tacoclina, 200 mil quilômetros abaixo das manchas solares na fotosfera. Na tacoclina, a rotação do plasma é distinta da camada convectiva acima, com mais movimentos de cisalhamento que impulsionam a corrente elétrica gerando o campo magnético.
“Bandas rotativas originadas de mudanças estruturais magnéticas próximas à tacoclina do Sol podem levar vários anos para se propagarem até a superfície”, disse Mandal. “Acompanhar estas mudanças internas dá-nos uma imagem clara de como o ciclo solar se desenrola.”
Além disso, uma melhor compreensão de como o campo magnético do Sol é gerado e como ele se manifesta na superfície em regiões ativas que produzem manchas solares, sinalizadores e finalmente ejeções de massa coronalpoderia ajudar em melhores previsões de danos clima espacial. As erupções solares podem enviar nuvens de partículas carregadas na nossa direção, o que pode perturbar satélites, comunicações e redes de energia e pôr em perigo os astronautas.
“Embora as nossas descobertas ainda não permitam previsões precisas dos ciclos solares futuros, elas destacam a importância de incluir a tacoclina nos modelos de previsão do clima espacial”, disse Mandal. “Muitas simulações atuais consideram processos apenas em camadas próximas à superfície, mas nossos resultados mostram que toda a zona de convecção, especialmente a tacoclina, deve ser considerada.”
Mais adiante, as descobertas nos ajudarão a compreender melhor a atividade magnética em outros estrelas. Como o nosso Sol é a única estrela que podemos observar de perto, é frequentemente usado como base para a compreensão de outras estrelas.
As descobertas são apresentadas em um artigo publicado em 12 de janeiro em Relatórios Científicos.
