Lição 1 – O Sol e a propagação em ondas curtas

O Sol é uma estrela, a mais próxima que podemos ver e de suprema importância para a manutenção da vida na Terra. É o corpo central de nosso sistema solar que possui, em ordem crescente de distâncias ao Sol, os seguintes planetas: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Além de luz e calor, o Sol nos fornece diversas formas de energia. O diâmetro do globo solar é de aproximadamente 1,4 milhão de quilômetros, isto é, mais de 100 vezes o diâmetro do planeta Terra. A distância média entre Terra e Sol é aproximadamente 150 milhões de quilômetros.

Por ser uma estrela, o Sol está no estado de plasma e emite continuamente radiação eletromagnética. Sua temperatura superficial é de 6000 Kelvin (escala Kelvin = escala Celsius + 273). Essa radiação é emitida em todas as direções à velocidade de 300.000 km/s. Mesmo com esta enorme distância, a luz solar leva 8 minutos e meio para chegar à Terra. A Terra gira em torno de seu próprio eixo em 24 horas e nesta rotação há o lado iluminado, que recebe luz solar direta; e o lado oposto, que não recebe radiação solar.

Assim como a Terra, o Sol também gira ao redor de seu próprio eixo, mas numa velocidade menor: 27 dias para uma aparente volta completa. Isto é importante porque podemos esperar que fenômenos persistentes na superfície solar tenham seus efeitos repetidos a cada 27 dias. Por esta rotação e seu estado de plasma, o Sol também é um ímã gigantesco com um potente campo magnético externo e intensas correntes de plasma sob sua superfície.

Às vezes, estas correntes, emergem à superfície e, localmente, elas se esfriam, parecendo para nós como manchas escuras, que receberam o nome de manchas solares. O tamanho destas manchas varia, podendo ser muito pequenas, da ordem de dezenas de quilômetros, a até 160.000 km; ou seja, mais de 10 vezes o tamanho da Terra. Estas dimensões, nos dão uma ideia da gigantesca quantidade de energia que é liberada pelo Sol na forma de ondas eletromagnética e também, na forma de partículas.

As manchas solares são observadas desde o século XVII, porém foi o astrônomo suíço Rudolf Wolf (1816-1893) quem organizou os dados das observações realizadas anteriormente e descobriu uma periodicidade de 11 anos de suas atividades, isto é, o número das manchas e seus tamanhos variam de um mínimo a um máximo e voltam a um mínimo neste intervalo de tempo. Este é o denominado ciclo das manchas solares.

Durante os períodos de alta atividade, são observadas na superfície do Sol, pequenas manchas em grupo, grandes manchas isoladas ou a combinação de ambas. Ocorrem também erupções de plasma nas regiões das manchas, denominadas ejeção de massa coronal, que podem acontecer até três por dia em períodos de alta atividade solar e de uma a cada 5 dias nos períodos de baixa atividade.

Este fluxo de radiação eletromagnética e partículas emitidas pelo Sol constitui o vento solar. Veremos mais adiante que a intensidade do vento solar influi nas comunicações de ondas curtas na Terra.

Wolf classificou as manchas solares e introduziu uma quantificação das mesmas denominada número relativo de Wolf (R). Nos meses de julho de 1976, junho e setembro de 1986 e em setembro e outubro de 1996, o valor médio de R chegou a zero. De janeiro de 1956 a dezembro de 2005, os valores máximos de R verificados foram:

R = 278,2 (dez/1957)
R = 228,6 (jul/1991)
R = 224,2 (ago/1981)

Estes valores foram obtidos do seguinte artigo:
Penereiro, J.C. et alli. O número de manchas solares: índice de atividade do sol medido nos últimos 50 anos.

Interessante, não é? Continue aprendendo mais na segunda parte do curso!