A atmosfera solar é composta basicamente por 3 camadas: fotosfera - visível a olho nu, cromosfera acima da primeira, e coroa solar, a camada mais externa e tênue.
FOTOSFERA
Trata-se da camada visível do Sol. É uma estreita camada de cerca de 500 km de espessura, o que equivale a cerca de meio milésimo do raio solar. É da fotosfera que vem a maior parte da luz visível. Entretanto, o gás desta camada não é totalmente transparente, e devido a sua opacidade o interior solar não pode ser visto. A densidade é de cerca de 1013-1015 partículas por centímetro cúbico. Além da granulação, nesta camada, podem ser observadas manchas escuras que surgem e praticamente desaparecem por completo em períodos regulares de cerca de 11 anos.
A Figura ao lado mostra exemplos de grupos de manchas solares observadas sobre o disco solar. Essas manchas já eram observadas pelos chineses milhares de anos antes de Cristo e ficaram conhecidas como manchas solares. Entretanto, o estudo mais sistemático e científico das manchas solares só começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) desde Galileu, já em 1610. Como ficará claro mais tarde, estão relacionadas com o ciclo de atividade solar.
A presença de manchas solares nos informa a respeito da existência de campos magnéticos intensos na atmosfera solar. Uma vez que o campo magnético inibe o processo convectivo, o transporte de energia nas manchas é bem menor, e consequentemente as manchas são significativamente mais frias emitindo bem menos radiação que o restante da superfície solar. Por este motivo, devido ao contraste com a superfície solar mais brilhante é que as manchas aparecem escuras. Normalmente, as manchas aparecem na superfície solar em grupos que evoluem em número e área total e podem durar até 2 rotações solares.
O número de manchas presentes no disco solar está diretamente relacionado ao nível de atividade do ciclo que será explicado adiante. Observando-se um determinado grupo de manchas ao longo de vários dias constata-se que o Sol possui rotação com um período médio de 27 dias (possui rotação diferenciada de 25 dias no Equador e 35 dias nas proximidades dos polos). Esta camada apresenta uma temperatura que vai de ~ 5800 K na superfície solar até cerca de 4200 K na sua parte mais elevada, próximo à base da cromosfera.
CROMOSFERA
Estendendo-se até cerca de 10000 km acima da fotosfera esta camada possui uma temperatura de dezenas a centenas de milhares de graus. A densidade cai de 1-2 ordens de grandeza relativamente a fotosfera.
A fronteira cromosfera-coroa é conhecida como região de transição, uma fina camada de poucas centenas de quilômetros na qual a temperatura se eleva dos valores cromosféricos até cerca de 1-2 milhões de graus, já na base da coroa. Enquanto isso, a densidade decresce a valores de 109 - 108 cm-3, valores estes típicos da coroa solar calma (característica de períodos de baixa atividade solar).
A proeminência eruptiva estão entre os mais espetaculares eventos solares (figura abaixo), e é responsável por uma grande parcela das ejeções de massa coronal - CME.
Todos os "flares" estão associados a filamentos, que normalmente desaparecem por erupção para cima. Os filamentos grandes se formam gradualmente. O primeiro passo ocorre quando uma região ativa se rompe em duas regiões unipolares. A seguir, as linhas neutras que se formam do rompimento desta e outras regiões ativas se unem para produzir um filamento extenso. Às vezes duram por várias rotações solares. Um filamento típico é menor, dura por apenas uma rotação solar e sofre ligeira alteração de forma quase todo dia. Além disso, podem ser usados para fornecer estimativas da rotação solar. Espículos são pequenos jatos de matéria que se projetam em direção à coroa solar, com velocidades de cerca de 20 km/s a alturas de até 15000 km.
A COROA
A coroa é a parte mais externa da atmosfera solar e estende-se por milhões de quilômetros a partir do Sol. A coroa solar é melhor observada durante os eclipses totais do Sol, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível. Desta forma durante o eclipse, como o disco solar é ocultado pela Lua, é possível observar e estudar a coroa (figura abaixo).
A densidade desta camada é de 2-3 ordens de grandeza mais baixa do que aquela da cromosfera e sua temperatura é de 1-2 milhões de graus. Como a temperatura é extremamente alta, a coroa emite grande quantidade de raios-X. Além disso, nesta temperatura o gás encontra-se na forma de plasma - gás ionizado - produzindo assim os elétrons e íons que podem formar o chamado “vento solar”. Este vento se propaga por todo o sistema solar e eventualmente atinge a Terra. Nesta camada também são observadas as chamadas regiões ativas, locais onde temperatura e densidade são elevadas além de possuírem campos magnéticos intensos (de centenas a poucos milhares de Gauss) distribuídos em formato de arcos com as pontas - polos magnéticos - situados na fotosfera. É nas regiões ativas que se observam os fenômenos conhecidos como explosões solares que ocorrem com maior frequência nos períodos de máximo de atividade do ciclo solar (explicado adiante).
CAMPOS MAGNÉTICOS DO SOL
No início de um ciclo de atividade, o campo magnético solar é basicamente bipolar com os pólos, a princípio, coincidentes com os polos heliográficos. Neste período, as linhas do campo magnético solar seguem a direção de meridianos que atravessam o Sol do polo norte até o polo Sul, ou vice-versa, passando perpendicularmente pelo Equador solar. A partir daí, como a rotação diferencial do Sol no Equador é mais rápida do que nos polos, o gás que está preso às linhas de campo as arrasta consigo causando uma distorção em sua direção a partir de médias latitudes em direção ao Equador.
A cada rotação, as linhas de campo vão sendo mais e mais arrastadas e distorcidas nas proximidades do Equador, até que a densidade de linhas de campo torna-se muito elevada e sua direção passa a ser praticamente paralela à linha equatorial solar. Nesse período, começa a ocorrer o afloramento das linhas de campo subsuperficial à superfície em forma de arcos e a emergência desses arcos magnéticos a partir da superfície em direção à cromosfera e coroas solares. A figura abaixo ilustra bem este processo durante um ciclo de atividade solar.
CICLO DE ATIVIDADE SOLAR
A maioria das características da emissão solar está diretamente relacionada a atividade solar. O aspecto mais marcante da atividade é o ciclo de 11 anos, período no qual o número de manchas solares cresce e atinge um máximo, decrescendo em seguida. A Figura abaixo mostra a evolução do ciclo solar iniciado em 1996. Em 2011 estavamos no início de um ciclo de atividade solar. No início de um ciclo, as manchas pequenas surgem em número reduzido em latitudes solares mais elevadas, e vão se formando cada vez maiores e mais próximas ao equador solar aumentando em número, conforme o ciclo evolui em direção ao máximo de atividade, decrescendo gradativamente quando o ciclo decai em direção ao fim (Figura abaixo).
Outros efeitos importantes da atividade solar são os prejuízos causados em: comunicações, sistemas de navegação, órbita de satélites, exploração de recursos minerais, sistema de fornecimento de energia, oleodutos, sistemas biológicos e também os danos das radiações ionizantes de origem solar que podem atingir missões espaciais tripuladas colocando em risco a vida dos astronautas pela exposição a grande quantidade de radiação.
EXPLOSÕES SOLARES
As explosões solares foram observadas pela primeira vez, em 1 de Setembro de 1859, por R. C. Carrington and R. Hodgson, enquanto eles observavam manchas solares. Estes fenômenos caracterizam-se pela emissão de grandes quantidades de energia (1026 – 1032 erg), em intervalos de tempo relativamente curtos, variando de alguns segundos até poucas horas, para os fenômenos mais intensos. Toda essa energia, que não chega a 10% de toda a energia emitida pelo Sol durante 1 segundo, provoca o aquecimento e aceleração dos elétrons, prótons e íons mais pesados presentes nos locais de liberação de energia e em sua vizinhança próxima. A interação das partículas energizadas com o meio ambiente provoca emissão de energia, na forma de radiação, que se distribui por grande parte do espectro eletromagnético, estendendo-se desde ondas de radio a raios-X e raios-gama, podendo produzir também a emissão de partículas (íons e elétrons) energéticos. Uma explosão solar típica produz uma quantidade de energia equivalente a cerca de 40 bilhões de vezes a energia da bomba atômica lançada em Hiroshima.
Uma explosão solar também pode estar associada a expulsão de grandes quantidades de matéria a velocidades que variam de centenas a poucos milhares de quilômetros por segundo. Este fenômeno é conhecido como ejeção de massa coronal - designado por CME e também pode ocorrer dissociado de qualquer explosão solar. Algumas explosões solares também estão associadas a ocorrência das chamadas tempestades magnéticas na Terra. Quando muito intensas causam grande perturbação na magnetosfera terrestre, podendo até mesmo causar um "blecaute".
Não é possível ver uma explosão solar olhando para o Sol.
Jamais devemos olhar diretamente para o sol. Isto pode causar cegueira e distúrbios da visão temporários ou até permanentes.
Instrumentos científicos desenvolvidos para esta finalidade são utilizados para registrar as características da radiação emitida durante uma explosão solar. Radiotelescópios e telescópios ópticos especiais são utilizados para as observações em solo terrestre. Enquanto isso, a observação das emissões em ultravioleta, raios-X e raios-gama só é possível através de instrumentos específicos a bordo de satélites no espaço. Isto porque as faixas de alta e media atmosfera bloqueiam a passagem destes comprimentos de onda até a superfície terrestre.
EJEÇÕES DE MASSA CORONAL (CME)
São grandes quantidades de matéria (1015 - 1016 erg), entremeadas de linhas de campo magnético, que são expulsas do Sol durante um período de várias horas, formando uma enorme erupção que se expande para o espaço exterior a velocidades de várias centenas a poucos milhares de km/s.
A frequência dos CME varia com o ciclo de atividade solar, podendo ser observado cerca de um evento por semana, no mínimo do ciclo, enquanto que podem ocorrer ate 2-3 eventos por dia nos períodos do máximo de atividade do ciclo. Sua morfologia varia desde um formato aproximado de jato até um halo (arco), que pode circundar todo o disco solar em casos extremos. A maioria dos CME produzem ondas de choque que, quando se propagam em direção à Terra, percorrem a distância a partir do Sol em cerca de 2 dias.
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