Ajuda

Nesta página, você encontrará uma visão geral do que é o clima espacial. Para uma explicação mais detalhada com imagens e outras ferramentas úteis, convidamos você a clicar nos links que encontrará em cada parágrafo. Se você ainda tiver uma dúvida, deixe uma postagem em nossos fóruns e faremos o possível para ajudá-lo.

Noções Básicas do Clima Espacial

O clima espacial começa no sol. O Sol é muito mais do que uma esfera quente brilhante no meio de nosso sistema solar. O Sol é muito dinâmico e desempenha um papel fundamental em todo o Sistema Solar.

A primeira coisa que precisamos entender é que o espaço não é tão vazio quanto pode parecer. O espaço é preenchido com um fluxo constante composto de partículas altamente carregadas (elétrons) que vêm do sol. Esse fluxo é o que chamamos de vento solar. O campo magnético ao redor de nosso planeta garante que todos que vivem aqui estejam protegidos desse vento solar. Se não tivéssemos um campo magnético ao redor do nosso planeta, a Terra seria exatamente como Marte: um planeta estéril sem uma atmosfera onde nós, seres humanos, não seríamos capazes de sobreviver. Embora seja ótimo termos esse campo magnético ao redor de nosso planeta para nos proteger, nosso campo magnético não é 100% impermeável. O vento solar ainda é capaz de penetrar em nossa atmosfera perto de pontos fracos de forma oval ao redor dos pólos magnéticos de nosso planeta. O vento solar colide ali com átomos de oxigênio e nitrogênio que constituem nossa atmosfera a uma altitude principalmente entre 80 e 600 quilômetros. Quando o vento solar colide com esses átomos, os átomos em nossa atmosfera recebem temporariamente um aumento de energia. Essa energia faz com que os átomos em nossa atmosfera liberem fótons temporariamente, que é uma forma de energia que vemos como luz. Esses átomos emitem essa luz até se acalmarem. A luz que esses átomos emitem é a aurora que vemos no céu noturno.

O vento solar é a primeira peça do quebra-cabeça que precisamos saber para entender completamente o que é o clima espacial. A segunda peça do quebra-cabeça tem a ver com o campo magnético do sol. Isso é o que chamamos de campo magnético interplanetário. O campo magnético interplanetário é transportado por todo o sistema solar pelo vento solar e suas propriedades mudam continuamente. O campo magnético interplanetário muda constantemente tanto em força quanto em direção. Para aurora, queremos que a força total do campo magnético interplanetário seja o mais alto possível (indicado com Bt) e que o componente Z (Bz) do campo magnético interplanetário gire para o sul. No gráfico que você pode encontrar em nosso site, você verá um valor negativo quando o componente Z (Bz) do campo magnético interplanetário gira para o sul.

Mas por que é tão importante para nós que o componente Z do campo magnético interplanetário gire para o sul? Na verdade, isso é muito fácil de entender se você já brincou com ímãs em barra. Se você pegar duas barras de ímãs comuns e tentar colocar os dois pólos norte (ou sul) juntos, verá que os ímãs querem se afastar um do outro. Eles se repelem. Se você colocar os pólos norte e sul juntos, verá que eles se atraem! As polaridades opostas se atraem! Exatamente o mesmo princípio acontece no espaço onde o campo magnético interplanetário e o campo magnético da Terra se encontram, pois as linhas do campo magnético da Terra apontam de sul para norte. Este é o componente Z do campo magnético da Terra e sempre aponta para o norte. Quando o componente Z do campo magnético interplanetário também aponta para o norte, veremos que, assim como as barras magnéticas que temos em nossas casas, o vento solar é repelido e não consegue fazer uma conexão com o campo magnético da Terra, tornando mais difícil entrar nossa atmosfera.

Agora vamos fingir que o componente Z (Bz) do campo magnético interplanetário virou para o sul. Agora sabemos que, como o campo magnético da Terra aponta para o norte, o campo magnético interplanetário com um componente Z para o sul tem muito mais facilidade para se conectar com o campo magnético de nosso planeta. Pense nos ímãs em barra! Sul e norte se atraem! Com esta conexão, será muito mais fácil para o vento solar entrar na atmosfera. No gráfico que pode encontrar no nosso site queremos ver um valor negativo. Isso significa que o componente Z (Bz) do campo magnético interplanetário está apontando para o sul.

O vento solar e o campo magnético interplanetário não são constantes em sua força, direção, densidade e velocidade. Esses valores podem ser drasticamente diferentes de momento a momento. O vento solar aqui na Terra tem uma velocidade de cerca de 300 Km/s em condições normais. No entanto, esta velocidade pode aumentar drasticamente graças a certos eventos no Sol para 1.000 Km/s ou às vezes até mais! A densidade do vento solar (número de partículas do vento solar por centímetro quadrado) também pode ser totalmente diferente de momento a momento. Até mesmo o campo magnético interplanetário pode aumentar dramaticamente em força, o que por sua vez pode causar uma resposta muito mais dramática quando interage com o campo magnético da Terra. Com alta velocidade e densidade do vento solar e um forte campo magnético interplanetário direcionado para o sul, podemos ver que o campo magnético da Terra é dominado pelo vento solar, fazendo com que mais e mais partículas do vento solar alcancem a atmosfera. A aurora se torna mais brilhante e o oval auroral se expande para latitudes mais baixas do que o normal. Quando isso ocorre, falamos de uma tempestade geomagnética. Voltaremos a isso mais tarde, porque primeiro precisamos aprender o que causa essas condições climáticas espaciais aprimoradas. Para encontrar a causa disso, é claro que precisamos concentrar nossa atenção mais uma vez no sol. Temos dois fenômenos distintos sobre os quais precisamos aprender: buracos coronais e ejeções de massa coronal.

Buracos coronais

Começamos com os buracos coronais. Um buraco coronal é uma área do Sol onde as linhas do campo magnético do Sol se estendem pelo espaço. Isso faz com que um buraco se forme na coroa, a camada mais externa do nosso Sol. Esses buracos coronais são áreas do Sol onde o vento solar pode escapar a uma velocidade maior do que o normal. Quando tal área está voltada para a Terra, o vento solar de tal buraco coronal começará a alcançar o vento solar normal, que muitas vezes é consideravelmente mais lento do que o vento solar de um buraco coronal. Isso causa a formação de uma onda de choque onde o vento solar tem uma densidade mais alta e carrega consigo um campo magnético interplanetário muito mais forte. Quando a onda de choque passar, veremos que a densidade e a intensidade do campo magnético interplanetário diminuem e a velocidade solar aumenta. Os buracos coronais costumam ser a fonte de tempestades geomagnéticas menores a moderadas aqui na Terra.

Ejeções de massa coronal

Os efeitos do clima espacial mais dramáticos vêm das chamadas ejeções de massa coronal. A ejeção de massa coronal (ou CME - Coronal Mass Ejection) é basicamente uma nuvem gigante de plasma solar encharcada com linhas de campo magnético solar que são expelidas pelo Sol durante eventos dramáticos como erupções solares e erupção de filamentos. Mais tarde, daremos uma olhada no que exatamente são as erupções solares e erupções de filamentos, mas é aconselhável lembrar esses dois termos, pois você os ouvirá freqüentemente em nossas análises!

Mas vamos dar uma olhada mais profunda nas ejeções de massa coronal. A ejeção de massa coronal é uma nuvem enorme de partículas do vento solar que geralmente é muito mais rápida e densa do que o vento solar ambiente. O campo magnético interplanetário dentro de tal ejeção de massa coronal é freqüentemente muito mais forte também. O campo magnético interplanetário normalmente tem uma força total (Bt) de cerca de 6 nT (nanoTesla) aqui na Terra, mas dentro de uma ejeção de massa coronal isso pode aumentar para 40 nT ou até mais! Você pode imaginar que o campo magnético da Terra pode responder violentamente quando a força do campo magnético interplanetário aumenta tanto!

Uma coisa importante que precisamos entender é que as ejeções de massa coronal podem ser lançadas em qualquer direção. Na maioria das vezes, eles serão direcionados para longe da Terra. Se tivermos sorte de ter essa nuvem de plasma vindo em direção ao nosso planeta, então, com um pouco de sorte, poderemos desfrutar de fantásticas exibições aurorais, muitas vezes em latitudes muito mais baixas do que o normal.

Manchas solares, erupções solares e filamentos

Agora sabemos o que é uma ejeção de massa coronal, mas como o Sol expele essas enormes nuvens de plasma? Para isso, é claro, voltamos nossa atenção mais uma vez para o sol. A ejeção de massa coronal mais forte é quase sempre o resultado de explosões solares. As erupções solares são explosões intensas no Sol que ocorrem em regiões complexas de manchas solares. Uma explosão solar é tão incrivelmente poderosa que temos dificuldade em imaginar sua força. Uma explosão solar equivale a potência de milhões de bombas nucleares. Essas explosões podem quebrar as linhas do campo magnético perto de uma região de manchas solares e ejetar uma parte da atmosfera solar (a coroa) para o espaço. O plasma que está sendo ejetado e inicia sua jornada pelo espaço interplanetário é o que chamamos de ejeção de massa coronal.

Mas mais sobre essas manchas solares, porque sem manchas solares, não teremos quaisquer erupções solares. As manchas solares são áreas mais escuras e frias da superfície solar, onde fortes linhas de campo magnético surgem do interior do Sol através da superfície solar. Quando essas linhas de campo magnético se enredam umas nas outras e se rompem, elas liberam uma enorme quantidade de energia que chamamos de explosão solar. No entanto, as manchas solares não são algo que sempre podemos encontrar em nosso Sol. O Sol segue um padrão de cerca de 11 anos em que vai de praticamente nenhuma mancha solar para muitas manchas solares, e de volta para nenhuma mancha solar novamente. Isso é o que chamamos de ciclo solar.

Também chamadas de erupções de filamentos, podem lançar uma ejeção de massa coronal para o espaço. Os filamentos são nuvens de gases ionizados que se formam acima das superfícies solares entre áreas de polaridades magnéticas opostas. Quando um filamento se torna instável, geralmente entra em colapso e é reabsorvido pelo sol. Outra possibilidade é que entre em erupção e consiga escapar da gravidade do Sol, a nuvem de plasma resultante é chamada de… Ok, você adivinhou... Uma ejeção de massa coronal.

Eventos solares violentos, como erupções solares e erupções de filamentos, às vezes expelem grandes quantidades de partículas carregadas para o espaço. As partículas mais importantes são os prótons, que podem causar danos aos satélites e dificultar ou mesmo impossibilitar a comunicação de rádio de alta frequência em latitudes polares. Quando esses prótons excedem um certo limite, falamos de uma tempestade de radiação solar.

Aurora

Ok, agora sabemos muito sobre o clima espacial. Vamos recapitular: sabemos que o clima espacial começa no Sol, onde um fluxo constante de partículas altamente carregadas, chamadas de vento solar, escapa do sol. Ocasionalmente, vemos um aumento dramático na quantidade de vento solar que deixa o Sol: correntes de vento solar em buracos coronais e ejeções de massa coronal. O vento solar leva consigo o campo magnético do Sol, que chamamos de campo magnético interplanetário. Quando o componente Z (Bz) do campo magnético interplanetário vira para o sul (negativo), isso causa uma boa conexão com o campo magnético da Terra, que por sua vez torna mais fácil para o vento solar penetrar em nossa atmosfera. Quando todas as peças do quebra-cabeça se encaixarem, veremos um aumento dramático na atividade auroral que, por sua vez, faz com que a aurora seja visível de latitudes mais baixas do que o normal. Isso é o que chamamos de tempestade geomagnética.

Uma tempestade geomagnética é, portanto, o resultado de uma corrente de vento solar em um buraco coronal ou de uma ejeção de massa coronal chegando à Terra. Quando sabemos que pode haver uma chance de aumento da atividade auroral, é hora de verificar o que os magnetômetros estão nos dizendo. Os magnetômetros são sensores muito sensíveis que estão localizados ao redor do globo e medem a perturbação do campo magnético ao redor do nosso planeta. Podemos encontrar muitos gráficos na Internet de magnetômetros ao redor do mundo e se combinarmos todos esses dados, podemos fazer uma boa estimativa de quão forte é uma tempestade geomagnética agora e em quais latitudes podemos ser capazes de ver a aurora. Com os dados desses magnetômetros, você pode dar um certo valor Kp à perturbação geomagnética. O índice Kp começa em 0 e vai até 9. Tempestade geomagnética começa em Kp de 5, que é uma tempestade geomagnética menor e vai Kp9, que seria uma tempestade geomagnética extrema. O índice Kp é, portanto, uma maneira básica de nos dizer o quão grande é o oval auroral e quão forte é a aurora.

Os computadores também tentam estimar qual será o índice Kp no futuro próximo, usando o vento solar e dados do IMF. Isso nem sempre é 100% confiável, mas para iniciantes é uma excelente ferramenta para fazer uma previsão aproximada se haverá chance de aurora nas próximas horas. Para obter ajuda mais detalhada, convidamos você a ler os artigos abaixo.

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