A origem do vento solar "lento": um enigma resolvido!
Uma equipe científica internacional (Reino Unido, Espanha, Estados Unidos, Itália, Irlanda, França, Países Baixos, Suíça, Alemanha) analisou a coroa solar e o vento solar, com base nos dados enviados pela sonda Solar Orbiter após sua primeira passagem próxima ao Sol, em março de 2022.
Aqui, a imagem composta mostra a coroa solar observada no ultravioleta extremo, por três instrumentos do Solar Orbiter. O primeiro instrumento observa o Sol como um todo. Os outros dois (pequenas imagens sobrepostas) possuem um campo de visão reduzido, permitindo uma maior resolução espacial e obtenção de dados detalhados do espectro de emissão dos átomos.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley
Combinando imagens solares e dados medidos in situ, a equipe internacional conseguiu identificar mais claramente a origem do vento solar lento.
O que é o vento solar? O vento solar corresponde ao fluxo contínuo de partículas carregadas (formando um plasma) provenientes do Sol. Ele se origina em uma camada da atmosfera solar chamada coroa solar. Este plasma preenche toda a heliosfera até distâncias de 100 vezes a distância Terra-Sol. Nas proximidades da Terra, ele se desloca tipicamente entre 300 e 800 quilômetros por segundo. Abaixo de 500 km por segundo, o vento é classificado como "lento".
Explicação em imagens
Os pesquisadores analisaram vistas globais, capturadas no ultravioleta extremo, da coroa solar muito quente (alguns milhões de graus). As regiões mais brilhantes são as mais aquecidas; elas são chamadas de "regiões ativas". As regiões mais escuras da coroa solar são conhecidas como "buracos coronais"; são as fontes do vento solar rápido.
Figura 1
(a) Imagem da coroa solar com os campos de visão (quadrados ciano e rosa) das observações detalhadas da região fonte prevista do vento lento. As linhas de campo magnético calculadas estão sobrepostas.
(b) Imagem de alta resolução espacial. As fontes identificadas do vento solar lento são indicadas pelas setas em cinza escuro.
(c) Observações do campo magnético fotosférico. O preto (branco) representa o campo magnético dirigido para dentro (para fora) do Sol.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley
As vistas aproximadas dos satélites (como a figura 1b) mostram, na base da coroa, regiões luminosas, apontadas por setas em cinza escuro. Os pesquisadores observaram movimentos ascendentes do plasma (figura 1c), identificando essas zonas ativas como sendo a fonte do vento solar lento.
Com base nessas observações, os cientistas modelaram, usando cálculos, as linhas do campo magnético que se libertam delas. Representadas em cores (figura 1a), as linhas se estendem para fora, longe do Sol; elas estão abertas.
Seus cálculos permitiram assim fornecer uma previsão teórica da ligação entre a região coronal "fonte" e as medições in situ do vento solar.
Uma previsão corroborada por medições in situ
A composição química do vento solar permanece inalterada ao longo de sua trajetória, podendo ser utilizada como um marcador para determinar a origem específica de uma parte do vento solar. Assim, foram realizadas medições de composição in situ, como a razão de abundância de ferro para oxigênio.
Os resultados da análise espectroscópica mostraram que a razão do ferro para o oxigênio é diferente dentro dos buracos coronais e das regiões ativas, condizente com as medições in situ realizadas nas regiões associadas ao vento solar.
As diferenças físicas entre as regiões "fontes" também são confirmadas por meio de outras medições in situ, como o nível de ionização (o número de elétrons perdidos por um átomo).
Isso indica que a fonte solar do vento lento é mais quente do que a do vento mais rápido. Isso está de acordo com uma origem associada a regiões ativas. Tais resultados ajudam a restringir a física envolvida na aceleração do vento solar.
Quais são os mecanismos em ação?
Se esse plasma estiver preso pelo campo magnético fechado (uma "garrafa magnética" fechada), como pode escapar para formar o vento solar lento?
Na verdade, essas regiões ativas são cercadas por um campo magnético aberto (como mostrado na figura 1a), onde a "garrafa magnética" está aberta para o espaço interplanetário. O vento solar lento vem de uma pequena região onde campos magnéticos abertos e fechados se encontram. Lá, através de um processo chamado "reconexão magnética de intercâmbio", um pouco de plasma da região ativa pode escapar e formar o vento solar lento.
Isso explica, em particular, a diferença de composição e nível de ionização entre os ventos lentos e rápidos.
Sobre a missão Solar Orbiter Em 2020, a Agência Espacial Europeia (ESA), com o apoio da NASA, lançou a missão Solar Orbiter. Este satélite é um laboratório científico complexo equipado com dez instrumentos científicos. Eles permitem obter uma gama completa de dados, desde medições in situ (locais) do plasma do vento solar até imagens, capturadas por imageadores e espectrógrafos, até hoje as mais próximas e detalhadas do Sol. A missão Solar Orbiter da ESA é uma colaboração internacional, na qual cientistas e instituições de todo o mundo trabalham juntos.
Referência:
Multi-source connectivity as the driver of solar wind variability in the heliosphere,
Nature Astronomy,
Yardley S., Brooks, D., D'Amicis R., Owen C., Long D., Baker D., Démoulin, P., Owens, M.J. et al.