Centro de Pesquisa de Coleções Especiais Hanna Holborn Gray, Biblioteca da Universidade de Chicago
As camadas externas da atmosfera do Sol são escaldantes milhões de graus mais quentes que a sua superfície. O culpado oculto? Atividade magnética.
Nosso sol é a estrela mais bem observada em todo o universo.
Vemos sua luz todos os dias. Durante séculos, os cientistas rastrearam as manchas escuras que salpicavam a sua face radiante, enquanto nas últimas décadas, os telescópios no espaço e na Terra examinaram os raios solares em comprimentos de onda que abrangem o espectro eletromagnético. As experiências também farejaram a atmosfera do Sol, capturaram baforadas do vento solar, recolheram neutrinos solares e partículas de alta energia e mapearam o campo magnético da nossa estrela – ou tentaram fazê-lo, uma vez que ainda não observamos realmente as regiões polares que são fundamentais para a aprendizagem. sobre a estrutura magnética interna do Sol.
Apesar de todo esse escrutínio, no entanto, uma questão crucial permaneceu embaraçosamente sem solução. Em sua superfície, o sol está a uma temperatura quentinha de 6.000 graus Celsius. Mas as camadas exteriores da sua atmosfera, chamadas coroa, podem ser escaldantes – e desconcertantes – 1 milhão de graus mais quentes.
Você pode ver aquela camada abrasadora de gás durante um eclipse solar total, como aconteceu em 8 de abril sobre uma faixa da América do Norte. Se você estivesse no caminho da totalidade, poderia ver a coroa como um halo brilhante ao redor do sol sombreado pela lua.
Este ano, esse halo parecia diferente daquele que apareceu durante o último eclipse norte-americano, em 2017. Não apenas o Sol está mais ativo agora, mas você estava olhando para uma estrutura que nós – os cientistas que estudam nossa estrela natal – temos finalmente consegui entender. Observar o sol de longe não foi suficiente para entendermos o que aquece a coroa. Para resolver este e outros mistérios, precisávamos de uma sonda espacial voltada para o sol.
Essa espaçonave – a Parker Solar Probe da NASA – foi lançada em 2018. À medida que gira ao redor do Sol, entrando e saindo da coroa solar, ela coletou dados que nos mostram como a atividade magnética em pequena escala dentro da atmosfera solar torna a coroa solar quase inconcebivelmente quente.
Da superfície à bainha
Para começar a entender essa torrefação da coroa, precisamos considerar os campos magnéticos.
O motor magnético do Sol, chamado dínamo solar, situa-se cerca de 200.000 quilômetros abaixo da superfície do Sol. À medida que se agita, esse motor impulsiona a atividade solar, que aumenta e diminui ao longo de períodos de aproximadamente 11 anos. Quando o Sol está mais ativo, as erupções solares, as manchas solares e as explosões aumentam em intensidade e frequência (como está acontecendo agora, perto do máximo solar).
Na superfície do Sol, os campos magnéticos acumulam-se nos limites das células convectivas agitadas, conhecidas como supergrânulos, que se parecem com bolhas numa panela de óleo a ferver no fogão. A superfície solar em constante ebulição concentra e fortalece os campos magnéticos nas bordas das células. Esses campos amplificados lançam jatos transitórios e nanoflares à medida que interagem com o plasma solar.
Os campos magnéticos também podem irromper na superfície do Sol e produzir fenómenos de maior escala. Em regiões onde o campo é forte, você vê manchas solares escuras e laços magnéticos gigantescos. Na maioria dos lugares, especialmente na coroa solar inferior e perto das manchas solares, estes arcos magnéticos estão “fechados”, com ambas as extremidades ligadas ao sol. Esses circuitos fechados vêm em vários tamanhos – desde os minúsculos até os arcos dramáticos e resplandecentes vistos durante os eclipses.
Em outros lugares, esses laços são rompidos. A coroa abrasadora do Sol é a fonte de um vento solar supersónico – fluxos de partículas carregadas que formam uma enorme bolha protetora em torno do sistema solar chamada heliosfera, que se estende muito além dos planetas conhecidos. Essas partículas carregam consigo campos magnéticos, às vezes até o espaço profundo. Quando isso acontece, o laço magnético se estende até a borda da heliosfera, formando o que é chamado de campo magnético “aberto”.
Sabíamos que, de alguma forma, estes processos magnéticos deviam estar trabalhando em conjunto para aquecer a coroa – mas como?
Ao longo dos anos, os cientistas propuseram muitas explicações para a coroa superquente. Alguns deles trataram a atmosfera solar como um fluido, explicando a transferência de calor como ocorreria num fluido – através de cascatas turbulentas e confusas que transportam o calor de grandes reservatórios para bolsas mais pequenas. Outros sugeriram que as ondas magnéticas originadas na superfície do Sol estão constantemente a oscilar e a despejar calor na atmosfera, ou que, ao nível das partículas, está em ação algum tipo de instabilidade cinética.
Em 1988, Eugene Parker, astrofísico da Universidade de Chicago, argumentou que a convecção na superfície solar – aquelas células agitadas – poderia emaranhar campos magnéticos que se estendiam até à coroa, acumulando e armazenando assim energia magnética na atmosfera solar. Quando essas linhas de campo inevitavelmente se quebrassem e se reconectassem, disse ele, a energia magnética armazenada seria transferida para a atmosfera solar. Lá, a energia aqueceria a atmosfera a altas temperaturas, levando a nanoflares. (Parker também foi responsável por uma hipótese de 1958 que sugeria que a coroa superaquecida é a fonte do vento solar. Embora amplamente ridicularizada na época, a ideia de Parker era correta e fundamental para o campo da heliofísica.)
A ideia de Parker fazia sentido, mas não tínhamos dados suficientes para verificar ou falsificar qualquer uma das explicações, inclusive a dele. A forma como estudávamos o Sol simplesmente não estava à altura do desafio.
Uma nova esperança
O ponto de viragem ocorreu em 2005, quando centenas de cientistas solares se reuniram em Whistler, na Colúmbia Britânica. Fui o presidente da reunião, um papel que assumi deliberadamente numa tentativa de integrar as abordagens muitas vezes desconexas das comunidades que estudam o sol e o vento solar.
Até então, a comunidade solar centrava-se principalmente em observações remotas do Sol, feitas por telescópios terrestres, foguetes ou satélites como o SOHO, uma missão liderada pela Agência Espacial Europeia (ESA) que foi recentemente lançada e ainda está em funcionamento. A comunidade solar-eólica, por outro lado, estava ocupada a recolher e analisar amostras da coroa estendida utilizando satélites como o Advanced Composition Explorer da NASA e o Ulysses, uma missão conjunta da ESA/NASA que sobrevoou os pólos solares. O nosso objetivo para esta conferência era fundir os resultados frequentemente isolados destes novos observatórios e ver se isso poderia ajudar a resolver o mistério da coroa quente e como esta acelerava o vento solar.
Neste ponto, sabíamos que o magnetismo solar estava se comportando de maneiras que não esperávamos. Os dados do SOHO revelaram que, globalmente, o campo magnético solar era muito mais variável do que havíamos imaginado. E as partículas que compõem o vento solar, medidas perto da Terra, tinham padrões de composição peculiares que não faziam sentido se o vento emanasse diretamente da superfície do Sol, como tinha sido previsto. Parecia que algum tipo de atividade magnética na atmosfera solar estava produzindo aquele vento – e o calor da coroa – mas não tínhamos modelos para explicar como funcionava.
As discussões na reunião foram longas e intensas, mas lançaram as bases para uma decisão fundamental: havia uma necessidade absoluta de fazer observações mais próximas do Sol com uma missão denominada Solar Probe. Um modelo dessa nave espacial – uma sonda capaz de suportar a dureza do ambiente próximo do Sol – estava na frente da sala de reuniões e, após quatro décadas de reflexão, íamos torná-la realidade. Em 2017, pouco depois de ingressar na NASA como chefe de ciência, a agência renomeou a missão em homenagem a Eugene Parker, com base na minha recomendação. Agora era a Sonda Solar Parker.
Tocando o Sol
Eugene Parker assistiu enquanto a Parker Solar Probe era lançada do Cabo Canaveral em 2018 e subia ao céu no topo de um foguete Delta IV Heavy. Após a decolagem, ele me agradeceu pela honra de ter seu nome nesta espaçonave e acrescentou, num raro momento de franqueza, que apenas desejava que alguns daqueles bastardos – colegas que ridicularizaram suas ideias e quase lhe custaram a carreira – fossem embora. ainda vivo para ver isso.
A espaçonave usou sobrevoos de Vênus para se aproximar sucessivamente do sol e, em 28 de abril de 2021, tocou a coroa pela primeira vez. Era agora a nave espacial mais próxima da nossa estrela e o objeto de fabricação humana mais rápido já lançado. (Na verdade, no mês passado ele passou pelo Sol pela 18ª vez a uma velocidade que levaria você de Washington, D.C. a Los Angeles em cerca de 20 segundos, e da Terra à Lua em 36 minutos.)
Como esperado, as observações próximas do Sol feitas pela sonda foram inovadoras para a nossa compreensão do aquecimento coronal. As observações resolveram o problema ao descodificar assinaturas magnéticas no vento solar extremamente próximo do Sol – uma chave para aprender como funciona a fornalha coronal.
Perto da Terra, o vento solar parece um fluido turbulento que está vagamente relacionado com o Sol apenas nas escalas maiores. Mas de perto, sua estrutura reflete diretamente as estruturas da superfície solar. Em vez de ser um fluido desorganizado, o plasma solar próximo do Sol espalha-se em riachos que muitas vezes correspondem aos tamanhos dos supergrânulos convectivos na superfície do Sol – as células em torno das quais os campos magnéticos se concentram, amplificam e escapam para a coroa.
Durante cada órbita solar, a sonda passou por esses riachos e encontrou uma impressão digital reveladora de atividade magnética que permeava o plasma e apontava para uma fonte de calor da coroa. Chamadas de “switchbacks”, essas impressões digitais eram estruturas em forma de S formadas por breves inversões no campo magnético medido localmente. Tais ziguezagues se formam (pelo menos, de acordo com a maioria dos cientistas) quando loops magnéticos fechados colidem com loops magnéticos abertos e se conectam a eles, durante o que é conhecido como evento de reconexão de intercâmbio. Tal como acontece com um bom champanhe em uma garrafa, a única maneira de liberar energia e plasma de um laço magnético fechado e emaranhado é desarrolhá-lo, abrindo-o e reconectando-o com uma linha de campo aberta. Estes eventos de reconexão geram calor e lançam material solar para o espaço – aquecendo assim a coroa e acelerando as partículas do vento solar.
Embora alguns cientistas não estejam completamente convencidos de que o problema está resolvido, o campo está agora a convergir para a conclusão de que a explicação de Parker de 1988 estava certa. O aquecimento coronal depende, em última análise, de campos magnéticos em pequenas escalas. Os grânulos convectivos na superfície solar concentram campos magnéticos nas suas bordas e desencadeiam uma cadeia de eventos que, através de interações magnéticas subsequentes na atmosfera, levam ao vento solar supersônico e às temperaturas de milhões de graus que vemos.
Ainda este ano, a Parker Solar Probe quebrará seu próprio recorde e voará ainda mais perto do sol. Outra viagem ao inferno e de volta, em busca de mais respostas para mistérios solares pendentes.
Publicado em 07/05/2024 12h52
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