estudo das manchas solares
Orientadas
Sílvia Ribeiro Calbo Tereza Amorim Costa Nasc.: 25/05/79 Nasc.: 22/12/77 2o. ano do 2o. grau 2o. ano do 2o. grau Centro Acadêmico Armando Salles de Oliveira Centro Acadêmico Armando Salles de Oliveira ORIENTADOR:
Ednilson Oliveira
Centro de Divulgação da Astronomia
Centro de Divulgação Científica e Cultural
do
Instituto de Física de São Carlos
e
Instituto de Química de São Carlos
Universidade de São Paulo
C. Postal 369
CEP. 13.560-970 - São Carlos - SP
NOVEMBRO DE 1994
V - RESULTADOS
- Telescópio Refrator Grubb
- Telescópio Refrator Zeiss 63/840
- Filtros Solares Neutros (Zeiss)
- Outros Acessório
- A Observação por Projeção
- A Observação Direta
- O Número de Wolf
- O Gabarito
FIGURAS
- Oculares
- Classificação das Manchas Solares
- Gabarito
- Exemplos de Observações e Gráficos
- Figuras
Agradecimentos (INDICE)A Ednilson Oliveira por sua disposição e paciência ao nos orientar;
A Henrique Jesus Quintino de Oliveira pelas inúmeras vezes que nos ajudou;
A André FOnseca da Silva pela ajuda nas ilustrações;
A Jorge Hönel pela coleta de materiais e dados;
A equipe do CDA pela orientação e incentivo;
A Mário Alexandre Gazziro e André Salvador de Paula pela experiência transmitida;
Ao Coral e Orquestra da USP de São Carlos, ao lado do Observatório sem nem mesmo saber, ele renovaram nosso entusiamoEm Memória a Jean Nicolini.
Este trabalho só foi possível graças a experiencia que o orientador teve em observar manchas solares (1988-1991) com o astronomo Jean Nicolini. Observador do Sol por mais de 40 anos, Nicolini confeccionou uma curva de luz com os próprios dados obtidos no Observatório do Capricórnio. Esta curva foi doada a Ednilson Oliveira, que pretende mantê-la no CDA e, junto com as autoras, dar continuidade a ela.
I- RESUMO (INDICE)
Este trabalho consiste na observação de manchas solares, incluindo seu registro, por meio de desenhos e fotografias, sua classificação segundo o padrão de Zurique e contagem. A partir desta última, calcula-se o número de Wolf, posteriormente plotado em gráficos e comparado aos dados do NOAO (National Optic-Astronomical Observatories).
No entanto, tornou-se necessário um aprendizado das técnicas usadas para a observação, suas normas de segurança (que são fundamentais quando se trabalha com o Sol), o manejo dos equipamentos, embasamento teórico e uma certa dose de prática
As observações foram iniciadas em trinta de agosto do corrente ano, numa época de baixa atividade solar. Procuramos, desde então, fazer o maior número possível de observações adquirida com o tempo, tentando compensar a pouca expressividade que quatro meses tem sobre um ciclo solar (em média onze anos). Utilizamos a princípio a projeção como método de observação, passando em seguida para a obserção direta. Este último, predominante em nossas observações, permitia maior clareza e precisão nas observações. Elaboramos um gabarito por onde foi possível acompanhar a rotação do Sol, a evolução e o número de manchas, além das condições de observação. Para a classificação das manchas seguimos o padrão do observatório de Zurique, Suíça.
II - INTRODUÇÃO (INDICE)Antecedentes
O Centro de Divulgação da Astronomia (CDA) tem em sua programação didática uma série de eventos, cuja função é difundir conceitos básicos de Astronomia para a comunidade e o público em geral. Ao término de um desses cursos, intitulado: "Os Fundamentos do Sol", o monitor responsável, demonstrou interesse em formar um grupo de observadores do Sol, a fim de acompanhar a evolução das manchas solares e calcular o seu coeficiente de contagem, o número de Wolf.
Para tal, foram feitas observações no período de 30/08/94 a 15/04/95, utilizando os métodos de projeção e de observação direta (com o uso filtros especiais) através doss telescópios do CDA.
Como embasamento, foram usados livros básicos e referências especificas com informações sobre o Sol.
Entre os livros basicos, nós destacamos:
dos artigos sobre a atividade solar, nós temos:
Da literatura específica, nós ,mencionamos:
Dentre estes, os de maior relevância foram:
TeoriaHá registros chineses de observações solares que remontam desde a antiguidade. Estas observações provavelmente, eram efetuadas a olho nu (sem instrumentos), em épocas de máxima atividade solar, quando o Sol encontrava-se próximo ao horizonte ou mesmo em ocasiões com névoa.
Só a partir do século XVII que com o surgimento da luneta, Galileu observou o Sol, assim pôde registrar as manchas periodicamente e ,com isso, a rotação solar (01).
O Sol não tem temperatura homogênea, mas está nas camadas externas, em média oscilando entre 4.300K nas manchas e 1.000.000 K na coroa. Isto faz com que o Sol seja constituído de plasma, que nada mais é que um gás muito aquecido e altamente ionizado. Em seu núcleo ocorre fusão nuclear de quatro átomos de hidrogênio se fundindo para formar um átomo de hélio, o que libera energia em forma de radiação. A camada imediatamente acima do núcleo é denominada zona de irradiaçào e sua temperatura é homogênea. Em seguida, na zona de convecção, a energia se propaga com o deslocamento de massas gasosas. Cobrindo o núcleo, a zona de irradiação e a zona de convecção temos a fotosfera, que como o nome já indica é uma camada que emite luz, impossibilitando assim a visualização das camadas superiores. A fotosfera é fina, com espessura de 700 Km, se a compararmos às demais. A coroa e cromosfera (camadas acima da fotosfera), só são visíveis sem instrumentos num eclipse solar total (onde a Lua impede a passagem da luz da fotosfera). A coroa é mais quente que a cromosfera e a fotosfera, apesar de ser a camada mais externa do Sol.
Um dos mais belos fenômenos vistos da Terra, o eclipse total do Sol, é um indicativo da atividade solar, pois durante a totalidade, vemos a coroa assumindo formas circulares quando há atividade solar intensa. No último eclipse total de 3 de novembro deste ano, a coroa apresentava três regiões mais extensas próximas ao equador, devido ao período de baixa atividade em que o Sol se encontrava. As interferências nas tele e rádio comunicações ocorrem quando há máxima atividade solar, uma vez que o Sol emite radiações que provocam uma mudança da densidade das camadas superiores da atmosfera, em particular da ionosfera. Com isto objetos próximos a camadas externas de nossa atmosfera, como os satélites podem perder altura e desintegrarem-se. O poder reflexivo da ionosfera é alterado fazendo com que as ondas de rádio terrestres que incidam nela não retornem a sua origem. O Sol ,ao contrário de outros corpos celestes, está visível no céu todo dia em que há condições atmosféricas favoráveis. Ao observá-lo obtemos uma correlação entre a atividade solar e fenômenos naturais na Terra. Dentre os fenômenos naturais estão as auroras boreais e austrais, visíveis próximas aos pólos magnéticos terrestres. A aurora é produzida quando o vento solar, que consiste na descarga de partículas (em sua maioria prótons e elétrons), colide com a atmosfera da Terra.A origem das manchas foi erroneamente atribuída, no passado, a possíveis: montanhas ou a nuvens ou a satélites do Sol. Embora a sua formação não esteja totalmente desvendada,hoje sabe-se que ela está intimamente relacionada com o campo magnético do Sol, cuja intensidade média é de 1 Gauss, mas chega a ter milhares de Gauss nas regiões das manchas.
A teoria mais aceita atualmente considera a rotação diferencial(figura 01)do Sol (25 dias no equador e 30 dias nos pólos) como fator principal para a formação das manchas solares. A rotação do Sol, no equador, arrasta lateralmente as linhas de campo magnético. A cada rotação, as linhas magnéticas aproximam-se mais uma das outras culminando numa repulsão de partículas e no aumento do fluxo magnético. Isso acarreta na expulsão de gases da fotosfera (camada visível do Sol) na direção das linhas de campo magnético que dela emergem devido ao laço magnético formado. Nas regiões saída e rentrada dos laços formados, possuem polaridades opostas e nelas aparecem as manchas solares (figura 02) . Sua baixa temperatura se deve ao desvio das correntes de convecção por causa do campo magnético. As manchas formadas na fotosfera estão sob o topo das correntes de convecão solar e possuem uma temperatura média de 4300K, com uma coloração avermelhada (embora, por contraste com a fotosfera, na obervação elas pareçãm negras). Essa temperatura é bem menor que os usuais 6000K da fotosfera nas regiões ausentes das manchas. O campo magnético intenso formado provoca o desvio das correntes de convecção para regiões circunvizinhas que se tormam mais quentes e brilhantes, são as fáculas.
As linhas de campo magnético tendem a se torcerem primeiro no equador solar, o que explica porque as manchas não são usualmente encontradas em latitudes superiores a 40°. Seu tamanho varia de 1500 a 100.000Km, segundo o estágio de sua evolução. A sua estrutura pode comportar uma região central (escura) denominada umbra e um controno acinzentado denominado penumbra. Henrich Schabe em 1843 constatou que o número de manchas na fotosfera sofre variações periódicas. Num período de 4.6 anos observou o máximo e manchas e em outro período de 6.4 anos observou-se o mínimo de manchas. Analisando estes dados ele chegou a conclusão que o Sol tem um ciclo de 11 anos. A partir de 1755 as observações de outros astrônomos confirmaram a hipótese de Schwabe.
O ciclo completo de atividade solar dura o dobro desse intervalo. Num processo que regenera continuamente os campos magnéticos - chamado dínamo - inicia-se nos polos magnéticos do Sol. Enquanto o campo dos polos originais desaparece, o campo torcido regenera os campos magnéticos, mas agora com polaridade oposta. Ao repetir-se o mecanismo, retornamos aos campos originais de polaridade, assim completando um ciclo magnético solar de 22 anos.
Convencionou-se chamar de primeiro ciclo o período compreendido entre Março de 1755 e maio de 1766. Nós estamos hoje no 22° ciclo que teve início em setembro de 1986.Geralmente as manchas são encontradas próximas umas às outras, formando um grupo. Mas se existir uma única mancha isolada, ela também constitui um grupo. Essa classificação das manchas solares em grupos desenvolvida por Waldemeier(figura03)é extremamente importante quando se usa um coeficente de contagem, desenvolvido por Rudolf Wolf, chamado de número de Wolf, como indicativo da atividade solar cíclica.
A atividade solar magnética compreende várias formas de manifestações como os grânulos, as protuberâncias, as fáculas e a manchas. Estas são as mais fáceis de serem de observadas, podendo, em época de grande atividade, serem vistas sem instrumentos. Esses indicadores da atividade solar na Terra: as auroras austrais e boreais, as deformações da coroa solar, as interferências nas telecomunicações e as alterações na densidade de camadas da atmosfera permitem responder e compreender algumas das caracteríticas do nosso Sol. Entretanto, ainda faltam respostas para o intrincado conjunto dos efeitos do Sol sobre a Terra, como o caso da "Pequena Idade do Gêlo" e segundo alguns astrônomos, ela está relacionada com un intervalo entre 1645 e 1715, no qual o número de Wolf estava praticamente nulo, situação essa conhecida também como o Mínimo de Maunder. Através do estudo do Carbono 14 em anéis de crescimento de plantas de várias eras, verifica-se a existência de períodos semelhantes. Possivelmente um terço da vida do Sol foi atravessado por esses mínimos.
Foi com o advento da física solar que desenvolveram-se dois ramos importantes da física e astronomia: a eletrodinâmica dos gases ionizantes e a espectroscopia. Fazendo-se uma espectroscopia do Sol (estudo da decomposição da luz) obtém-se um espectro mais extenso que o das estrelas que estão mais distantes, podendo-se assim saber com mais precisão onde estão exatamente as raias de absorção para cada elemento químico do Sol e com isso o ciclo de vida das estrelas.
IV- MATERIAL E MÉTODOS (INDICE)A observação das manchas solares não requer muito aparato, sendo acessível a amadores e aficcionados que disponham de um refrator de no mínimo 50mm de diâmetro na objetiva, cuja eficiência deixaria a desejar na observação de outros corpos celestes, mas o é perfeitamente viável quando se deseja ver o Sol; uma vez que a quantidade de luz emitida pelo astro é abundante e a distância que o separa da Terra é relativamente pequena.
Os instrumentos abaixo citados não são impressindíveis para uma observação visto que a maioria é cara e difícil de ser encontrada no Brasil. Em nosso trabalho, houve a oportunidade de usá-los e obtivemos com isto bons resultados. São estes:
Telescópio Refrator Zeiss 63/840:
Projetar a imagem do Sol em uma folha de papel branco é um método de observação que embora omita alguns detalhes como pequenas manchas e fáculas, tem a grande vantagem de permitir uma observação em grupo. É bastante seguro, desde que:
A buscadora do instrumento (se houver) esteja coberta. Vários astrônomos, descuidando-se dessa precaução, tiveram seus ombros queimados pelo feixe de luz emitido pela buscadora.
No caso da luneta Grubb fez-se necessário a construção de uma máscara que presa à objetiva reduzia sua abertura a 100mm. O ambiente semi-escuro da cúpula facilitou a visualização das manchas que eram cuidadosamente reproduzidas no gabarito por meio de desenhos.
A OBSERVAÇÃO DIRETA
Esse método consiste em observar diretamente o disco do Sol através de filtros na objetiva e na ocular. Embora mais arriscada, a observação direta permite uma visualização muito melhor dos detalhes da fotosfera. É necessário, porém o uso de filtros confiáveis e usualmente de custo elevado. Uma alternativa, para um amador, é o emprego de vidros da máscara protetora de solda elétrica n°14 ou n°16 como filtro frontal a objetiva. São de baixo custo e produzirão uma imagem com coloração verde.
Usamos na objetiva da luneta GRUBB um filtro SFO-80 e SFO-63, ambos da Zeiss, revestidos por uma camada de cromo aplicada por vapor sobre o vidro e que só permite a passagem de 0,0001% da luz solar.
Colocado o filtro na objetiva, convém certificar-se de que a maior parte dos raios está sendo barrada colocando, antes do olho, a palma da mão sobre a ocular. É um procedimento simples mas que deve ser transformado em hábito pelo observador. A buscadora também deve estar com filtro ou coberta. É importante não deixar o filtro, por melhor que seja, alinhado com o Sol por muito tempo devido a problemas de aquecimento.
Os filtros para oculares não se restringem apenas à observação solar, podendo ser usados para outros corpos com a Lua. Estes filtros tem diferentes graduações e são classificados por pontos de acordo com a sua capacidade de retenção de luz.
N. Pontos Transmissão · 0,7 · · 0,22 · · · 0,07 · · · · 0,022 · · · · · 0,007
No nosso caso usamos em conjuntos com o filtro da objetiva um jogo de filtros neutros da Zeiss.Para o amador aconselha-se o uso de vidros de máscara protetora de solda elétrica como filtro para a objetiva. É de baixo custo e pode ser confeccionado em vários tamanhos.Quando observa-se atraves de filtros, pode-se utilizar outros tipos de oculares como as Ortoscópicas, que fornecem uma melhor definição de imagem
FOTOGRAFIAS
Algumas fotos foram feitas para acompanhar o desenvolvimento das manchas e compará-las com os respectivos desenhos feitos a mão. O conjunto óptico montado para isso, envolveu a máquina fotográfica Praktica MTL 5b e o telescópio Refrator Zeis 63/840. O filmes utilizados foram: Kodak e Fuji (ISO 100 - colorido) e Plux X-Pan (ISO 125 - preto e branco). Para conseguir imagens com diferentes fatores de ampliação, usou-se basicamente duas montagens:
Feito segundo as recomendações do orientador (figura 04), o gabarito contém as especificações do instrumento, do método, das oculares, dos filtros ultilizados.
A nebulosidade é estimada dividindo-se o céu em oito partes e avaliando a olho nu quantos oitavos estão encobertos.
O seeing é a estabilidade da imagem, pode ser visualizado pela trepidação das bordas na imagem do Sol.O P, Bo, Lo correspondem respectivamente à Inclinação do Eixo do Sol (P), Latitude Solar (Bo) e Longitude Solar(Lo). Estes dados, coletados diariamente no anuário astronômico do IAG, foram transferidos para o gabarito na circunferência de 15cm de diâmetro. A circunferência representa a fotosfera solar e nela desenhamos as manchas.
SEEING Condição 1 Excelente 2 Bom 3 Regular 4 Ruím 5 Pessímo
Logo abaixo, há um espaço de anotações sobre a quantidade de manchas e de grupos nos dois hemisférios e para o número de Wolf.O NÚMERO DE WOLF
Após contar e classificar as manchas, estas são desenhadas em lápis 6B e esfuminho no gabarito. Pode-se então, iniciar a próxima etapa, isto é, o calculo do Número de Wolf através da fórmula:
W = k · (10 · g + m)
Onde:
W = Número de Wolfk = Constante do instrumento
g = Número de grupos
m = Número de manchas
No caso de nossas observações usamos k=1 para facilitar o trabalho, uma vez que o calculo do K depende tanto do instrumento como do "seeing". São necessárias medidas bastantes precisas para determiná-lo
V - RESULTADOS (INDICE)Os resultados foram prejudicados no início pela inexperiência das autoras e, a partir de novembro, pelas constantes chuvas. Nas primeiras observações as autoras não tinham noção da orientação solar, olho treinado para reconhecer as manchas menores e tão pouco a habilidade de desenhá-las. Achou-se por bem excluir estas observações do gráfico, uma vez que não eram confiáveis.
Com a prática da observação, adquriu-se experiência e passou-se a distinguir um maior número de manchas e a desenhá-las satisfatoriamente no gabarito.No entanto, a maior dificuldade foi conseguir localizar os pontos cardeais no Sol. Mesmo recolhendo diariamente dados sobre o P, Bo e Lo, desconhecíamos o fato de que, a olho nu, o leste solar fica na parte superior do disco e, observando através de uma luneta, o leste se situa na parte inferior. Isto fez com que desenhássemos as manchas nos polos julgando que estavam no equador.
Apresentamos em anexo três observações: a primeira com três grupos realizada em dez de outubro(figura05), a segunda com também três grupos quatro dias depois (figura 06) e a terceira com quatro grupos realizada em dezesseis de outubro (figura 07). Analisando-as, percebe-se que o primeiro grupo (a partir da esquerda) da primeira observação evoluiu na segunda observação e se encontra quase no centro do disco solar na terceira observação. Esse grupo em particular é bastante raro para uma época de baixa atividade. Outros grupos também evoluíram como pode ser visto nos gabaritos. Os grupos localizados a leste do disco migram com a rotação solar para oeste. Quando eles estão na borda do disco, percebe-se que as manchas estão em baixo relevo na fotosfera. Determinar o tamanho dos grupos enquanto eles estão nessa posição é uma tarefa muito difícil, sendo o ideal esperar que eles atinjam o centro do disco para as medidas precisas. Infelizmente muitos grupos regridem antes de atingirem o centro do disco do Sol. Durante o decorrer de semanas, alguns grupos dão a volta completa ao redor do Sol. Com base em observações como essas três aqui apresentadas, foi construído o gráfico em anexo, cujo número de Wolf oscila entre 0 e 73 . A média do número de Wolf em setembro foi 29.7, em outubro 41.3 e, em novembro 23.3.
A atividade solar registrada por no no período de setembro de 1993 a abril de 1994 pode ser apreciada na figura 08 . Para efeito de avaliação os nossos resultados foram comparados com os valores oficiais do National Optical-Astronomical Observatories sobre a atividade solar e os resultados estão em acordo. Isso mostra que a técnica assimilada por nós para monitorar a atividade solar está de acordo com a média formal obtida pelos diversos centros de pesquisa no estudo do Sol (figura 09).
VI - CONCLUSÃO E DISCUSSÃO (INDICE)Considerando-se que um ciclo solar tem em média onze anos, alguns meses de observação não são suficientes para se obter uma curva expressiva. Pretende-se continuar até que seja possível a elaboração de uma curva completa. Para tanto, faz-se necessário que novas pessoas se proponham a continuar este trabalho. E, para que essas pessoas surjam, é indispensável que a comunidade tome conhecimento das manchas solares. Essa é uma preocupação constante.
Segundo Waldmeier [11], n° de Wolf em épocas de máxima atividade oscila entre 90 e 380 e, em épocas de baixa atividade entre 0 e 90. Portanto, o Sol está num período de baixa atividade.
VII - BIBLIOGRAFIA (INDICE)Astronomia, editora Rio Gráfica.
[01] AUDOZE e ISRAËL, Jean e Guy(editores), The Cambridge Atlas of Astronomy, Cambridge University press, 1988.
[02] COSTA, Rogério C.T., Apostila IFQSC, 1993.
[03] Efemérides Astronômicas do CNPq, Observatório Nacional, editora Gráfica Polar Ltda, Rio de Janeiro, 1994.
[04] FOUKAL, Peter, Solar Astrophysics, Jonh Wiley Sons Inc., Canadá, 1990.
[05] MOURÃO, R.R. de Freitas, Da Terra as Galáxias, Editora Vozes Limitadas, 1982.
[06] NEWTON e TEECE, Jack e Philip, The Guide to Amateur Astronomy, Cambridge University press, Great Britan, 1988.
[07] NICOLINI, Jean, O Manual do Astronomo Amador, editora Papirus, 1992.
[08] SCHOVE, D.Justin, Sunspot Cycles, Hutchinson Ross Publishing Company U.S.A., 1983.
[09] ROTH, Günter Dietmar, ed., Compendium of Practical Astronomy - Earth and Solar System, vol. 2, Springer - Verlag, Berlin, 1994.
[11] WALDMEIER, The Sunspot-Activity in the years 1610-1960, Swiss Federal Observatory, Zürich Suiça, 1961.
[12] BALIUNAS e SAAR, Sallie e Steven, Unfolding Mysteries of the Stellar Cycles, Astronomy, p.42 a 47, Maio 1992.
[13] COLESANTI, Carlos Alberto, Ciclo de Atividade Solar No.22 Contagem de Manchas Solares, REA-Reporter No.6, p. 4 a 9, 1993.
[14] NASA, Our Prodigal Sun, Facts, U.S. Government printing office, 1984.
VIII- NOTAS (INDICE)(01) Com seus dados Galileu pôde afirmar que o Sol não é algo imutável, perfeito e liso; indo contra os dogmas da Inquisição e condenado a prisão domiciliar. Consta que muitos teólogos, se recusaram a olhar pela luneta de Galileu para não se convencerem e, os que realmente viram as manchas, atribuíram-nas à fraudes ou montagens feitas por Galileu e por isso suas idéias jamais tiveram a atenção merecida pela maioria da população até os dias de hoje. Em 1992, Galileu foi absolvido pelo papa,porém quase 400 anos depois de sua morte, as manchas solares ainda são desconhecidas de muita gente.
ANEXOS (INDICE)OCULARES
Ocular de Huygens:
Uma das oculares mais simples e de menor custo no mercado. Tem um melhor desempenho em refratores de grande distâncai focal, uma vez que sua utilização em instrumentos de curta distância focal causa aberrações na imagem. Recomendada para projeção solar.Ocular Ortoscópica:
Possui muitas variações. É indicado para telescópios de curta distância focal proporcionando boa nitidez de imagem.
Barlow
Não é realmente uma ocular, mas uma lente amplificadora usada em combinação com oculares convencionais, cuja função é aumentar a distância focal do instrumento e, conseqüentemente, a imagem.
Figura 01: Distorção das Linhas de Campo Magnético causadas pela Rotação Diferencial do Sol
Figura 02: Estrutura do Sol
Figura 03 : Esquema de Classificação de Waldmeier para as manchas solares
Figura 04 : Gabarito de Observação Solar
Adaptação para HTML por:
Jorge Hönel
06/01/1999
