ciclo solar

O Sol apresenta períodos de uma atividade solar mais intensa e períodos de uma atividade solar menos intensa. A variação da atividade solar pode ser medida pelo número e pela intensidade dos campos magnéticos que surgem à superfície. O número de manchas solares, resultantes desses campos magnéticos, visíveis na superfície do Sol aumenta e diminui num ciclo correspondente a um período de aproximadamente 11 anos.
De 11 em 11 anos, a atividade magnética do Sol atinge o seu auge: o número de manchas solares observado sobre o disco solar aumenta significativamente, os flares solares irrompem próximo das manchas em grande número e com grande intensidade, verificam-se várias ejeções de massa coronal - que libertam milhões de toneladas de gás magnetizado, e o campo magnético solar torna-se muito instável. Este período conturbado é denominado de máximo solar.
O mais recente máximo solar aconteceu durante o ano 2000, e teve o seu pico a meio do ano segundo David Hathaway, físico que tem observado o Sol todos os dias desde 1998. No entanto, durante 2002 a atividade do Sol atingiu novo pico de atividade. Durante este ano, o disco solar encontrou-se novamente coberto por manchas solares e voltaram a surgir ejeções de massa coronal e flares. Este facto parece dar razão aos astrónomos que acreditam que o máximo solar em vez de um só pico de atividade terá, na realidade, duas épocas de atividade intensa. Observando os ciclos solares anteriores, chega-se à conclusão de que este facto não será único. O máximo solar de há onze anos foi semelhante ao de agora. O primeiro pico de atividade ocorreu em meados de 1989, e foi seguido por um outro, de menor magnitude, que ocorreu no início de 1991.
Por outro lado, durante o máximo solar as emissões na região do rádio (emissões de baixa frequência, entre 106 e 108 Hz) aumentam. Nesta banda de comprimentos de onda o Sol mostrou-se ainda mais ativo em 2002 do que no ano 2000.
No período de máxima atividade solar o campo magnético do Sol torna-se extremamente emaranhado e desordenado, particularmente perto das manchas solares, que são o sinal mais visível do complexo campo magnético. Sabe-se, no entanto, que a causa desta variabilidade se encontra a cerca de 200 000 km abaixo da fotosfera solar onde se forma a chamada zona convectiva.
Para além deste segundo pico de atividade durante o máximo solar, as explosões solares que libertam material em direção à Terra parecem ocorrer também de forma periódica, em ciclos de cerca de 27 dias. Os heliossismólogos verificaram ainda que as correntes de gás na base da zona convectiva aumentam e reduzem a velocidade a cada 16 meses (aproximadamente, o tempo entre os máximos consecutivos no ciclo solar).
O ciclo solar parece ser composto por muitos outros ciclos que em conjunto provocam várias alterações na atividade solar. Assim, a ideia de que o ciclo solar varia em cada 11 anos, de uma forma uniforme, não será a mais exata. Na realidade, esta variação é um pouco mais caótica.
Conhecer e compreender todas as alterações pelas quais vai passando a nossa estrela é um dos enigmas mais interessantes que a astronomia moderna tem para resolver.
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