O Sol Activo

Introdução à Astrofísica

Professor Alex Blin

Cristiana Filipa Pereira Francisco

Licenciatura em Física

Nº 2008108649

15 de Dezembro de 2011

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Conteúdo

Resumo .......................................................................................................................................... 3

1. Introdução ................................................................................................................................ 3

1.1 O que é uma estrela? ........................................................................................................ 3

1.2 O Sol .................................................................................................................................. 5

1.3 Heliofísica .......................................................................................................................... 7

2. Actividade Solar ....................................................................................................................... 8

2.1 Manchas Solares ............................................................................................................. 11

2.2 Ejecções de massa coronal (CMEs) ................................................................................. 11

2.3 Erupções solares ............................................................................................................. 12

2.4 Ventos Solares ................................................................................................................ 13

Conclusão .................................................................................................................................... 15

Referências Bibliográficas ........................................................................................................... 16

Lista de Figuras ............................................................................................................................ 18

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Resumo

Este trabalho tem como objectivo adquirir um maior conhecimento sobre as características e

funcionamento do Sol, e de que forma isso afecta o nosso planeta. Inicialmente são

apresentados conceitos básicos envolvendo a formação de estrelas, as três grandes fases de

vida das mesmas, as características principais do Sol e os objectivos principais da Heliofísica.

De seguida, abordo a actividade solar onde começo por descrever as camadas do Sol,

desenvolvendo depois o conceito de rotação diferencial e a sua influência no comportamento

do campo magnético do Sol. Por fim falo nos diversos fenómenos da actividade solar como

manchas solares, ejecções de massa coronal, erupções e ventos solares.

Palavras-chave: Sol, heliofísica, actividade solar

1. Introdução

1.1 O que é uma estrela?

Uma estrela define-se, em termos gerais, como um corpo celeste com luz própria, constituído

por uma massa de gás que se mantém agrupado devido à própria gravidade [1].

Para isso, é necessária uma determinada energia para conseguir agrupar pequenas partículas

de massa �� que se encontram no infinito, formando assim uma esfera homogénea de raio �

[4]. Essa energia é dada por

� = −3

5

��

� [4]

A vida de uma estrela pode ser dividida em três grandes “etapas”: uma primeira fase em que a

estrela ainda não atingiu o calor e densidade necessárias para que ocorram reacções de fusão

nuclear; uma fase intermédia, denominada por Sequência Principal, onde essas reacções já

ocorrem e na qual é atingido o equilíbrio hidrostático; e uma fase final em que as reacções de

fusão nuclear são cada vez menos eficientes diminuindo assim o calor interno, o que, por sua

vez, vai provocar o colapso da estrela [1]. Estas reacções de fusão nuclear ocorrem para

temperaturas de cerca de 10�� (no Sol, �� ������� = 1.5 × 10��) [4].

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Figura 1: Diagrama de uma estrela do tipo do Sol [2]

Para uma estrela do tipo do Sol, a primeira fase, a de formação da estrela, dura cerca de

5 × 10�anos; a Sequência Principal cerca de 10�� anos; e a última fase demora cerca de 10�

anos até a estrela se transformar numa anã branca [4].

Na sequência principal, um dos processos físicos para que a estrela não colapse é o equilíbrio

hidrostático, ou seja a estrela não colapsa devido à pressão de gás quente e à radiação que no

seu interior exercem força na parte exterior de casca de cada camada, equilibrando com a

atracação gravitacional (i.e. �!�"""""""# = $��

"""""""#) [1]. Se este equilíbrio não se verificar, a estrela entra

ou em colapso, ou seja na sua fase final, como já foi mencionado [1].

De notar também que, uma vez que a gravidade aponta para o interior, tem-se

% ∝ 1

'

em que % é a pressão e ' o raio da estrela. Assim, podemos de facto afirmar que no centro de

uma dada estrela a pressão é superior à pressão na superfície da mesma [1].

Ainda nesta fase de vida das estrelas, a sua classificação varia consoante a temperatura e a

luminosidade que apresentam. Esta classificação espectral é feita com base no Diagrama de

Hertzprung-Russel (ver Figura 2), i.e um diagrama traçado a partir da caracterização estelar

feita directamente de observações da sua luminosidade e da sua temperatura [1]. A

classificação espectral divida pelas categorias O, B, A, F, G e K, dá pelo nome de Classificação

Espectral de Harvard e tem por base a temperatura das estrelas.

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Figura 2: Diagrama de Hertzprung-Russel [6]

1.2 O Sol

O Sol é a estrela que se encontra no centro do nosso Sistema Solar, em torno da qual giram

todos os outros corpos celestes pertencentes a este. Tem cerca de 4.6 mil milhões de anos e é

constituído por 92,1% de hidrogénio e 7,8% de hélio [3]. É também constituído por outros

elementos tais como ferro, níquel, oxigénio, silício, enxofre, magnésio, néon, cálcio e crómio,

os quais ocupam, em conjunto, cerca de 0,1%.

Ao nível da classificação espectral, o Sol é do tipo G2V em que G2 significa que se trata de uma

estrela branco-amarelada e o número romano V indica que a estrela está na Sequência

Principal de uma estrela anã. [5] Esta classificação é feita com base no Diagrama de

Hertzprung-Russel, que para o caso específico do Sol é dado pela Figura 3 que nos mostra a

sua trajectória de vida, a qual terminará numa anã branca, como já tínhamos visto

anteriormente.

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Figura 3: Diagrama de Hertzprung-Russel com a trajectória de vida do Sol [4]

Através da fotosfera, o Sol está continuamente a emitir radiação electromagnética [18]. A

quantidade dessa radiação emitida (luminosidade) é dada por:

.� = 4/�� 0��1

2 = 3.8 × 103 4

onde �� é o raio do Sol, 0 = 5.67 × 106� 476�62 a constante de Stefan-Boltzmann e

��1 = 5 785 � a temperatura eficaz [18].

É importante também referir que, por segundo, o Sol converte 4.2 × 1089: de massa em

energia, o que implica que até hoje, 4.5 × 108 anos, o Sol apenas perdeu cerca de 0.03% da

sua massa total.

Assim, e fazendo um resumo geral das principais características do Sol temos, segundo

(Kivelson e Russel 1995):

� Idade: 4.5 × 108;<=>

� Massa: 1.99 × 10?�9: (300 000 vezes a massa da Terra)

� Raio: 6.96 × 10@97 (109 vezes maior que o raio da Terra)

� Densidade média: 1.4 × 10? 9: ∙ 76?

� Distância média à Terra (≡ 1UA): 150 × 10397 (215 vezes o raio do Sol)

� Gravidade à superfície: 274 7 ∙ >6 (27 vezes maior que na superfície da Terra)

� Velocidade de escape na superfície: 618 97 ∙ >6�

� Radiação emitida: 3.86 × 103 4

� Período de rotação equatorial: 26 dias

� Taxa de perda de massa: 108 9: ∙ >6�

� Temperatura de corpo negro eficaz: 5 785 �

� Inclinação do equador do Sol em relação ao plano da órbita da Terra: 7°

� Composição: aproximadamente 90% H, 10% He e 0.1% de outros elementos (C, N,

O, …)

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1.3 Heliofísica

Segundo (Schrijver & Siscoe, 2010), Heliofísica define-se como “a ciência da conexão Sol-

Sistema Solar (…) e concentra-se no Sol e nos seus efeitos sobre a Terra”.

A NASA, com o Science Mission Directorate's Heliophysics Research Program tem como

principais objectivos:

• Compreender o fluxo de troca de energia e de matéria em todo o Sol, Heliosfera e

ambientes planetários;

• Explorar processos físicos fundamentais de sistemas espaciais de plasma;

• Definir as origens e os impactos sociais da variabilidade no sistema Terra-Sol [19].

As primeiras conexões Sol – Terra e a primeira percepção de que as estrelas não só interagem

com o Universo através da gravidade e da radiação, mas também através de campos

electromagnéticos e partículas, devem-se a algumas das primeiras missões espaciais [20]. São

elas:

• Explorer 1 [20]: Lançado a 31 de Janeiro de 1958, foi o primeiro satélite norte-

americano e tinha como objectivo medir o ambiente de radiação na órbita da Terra

através de um detector de raios cósmicos [21].

• Mariner 2 [20]: Lançada a 27 de Agosto de 1962, foi a primeira nave espacial com

sucesso e foi também a primeira a medir a densidade, velocidade, composição e

variação ao longo do tempo do vento solar [22].

• Skylab (ejecções coronais de massa e buracos coronais como fontes de vento solar

[20]): Lançado a 14 de Maio de 1973, acabou por ter problemas técnicos devido à

perda de um escudo [23].

Define-se heliosfera como “uma vasta cavidade esférica no plasma interestelar local (…) criada

por um fluxo supersónico de plasma chamado vento solar, que flui radialmente para fora do

Sol em todas as direcções” (Schrijver & Siscoe, 2010). Estende-se além da órbita de Plutão e

afecta não só a atmosfera terrestre, como também a ionosfera e a magnetosfera, afectando

profundamente o nosso clima [20].

Esta influência exercida pelo Sol no nosso planeta está neste momento a ser estudada pela

NASA com o projecto Living With a Star (viver com uma estrela) através de duas missões

principais:

• Solar Dynamics Observatory (SDO), lançada em Fevereiro de 2010 com a missão de

observar não só de que forma é gerado e estruturado o campo magnético do Sol, mas

também como é que a energia magnética armazenada é convertida e libertada na

heliosfera sob a forma de vento solar [44];

• Radiation Belt Storm Probes (RBSP), que será lançada em 2012 e com a qual se

pretende determinar como partículas carregadas no espaço próximo da Terra são

aceleradas a energias perigosas ao ponto de afectar satélites [44].

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2. Actividade Solar

Como vimos até aqui, o Sol é uma esfera gigante de gás, dentro da qual ocorrem diversas

reacções nucleares. No entanto, essa esfera não é propriamente homogénea, estando dividida

em várias secções, como mostra a Figura 4.

Figura 4: Estrutura geral do interior solar e atmosfera solar [8]

Assim, temos que o Sol é constituído pelas seguintes regiões:

� Interior Solar:

• Núcleo – Apresenta uma temperatura da ordem dos 15 milhões de graus Kelvin e é

nele que ocorrem as reacções de fusão nuclear, sendo por isso a fonte de toda a

energia do Sol [9].

• Zona de radiação – zona que envolve o núcleo e por onde a energia por este

produzida é transferida sob a forma de radiação, através da interacção com os

átomos circundantes [10]. Esta zona encontra-se a uma temperatura de 5 milhões

de graus Kelvin [11].

• Zona de convecção – Nesta zona a transferência de energia através de radiação

diminui significativamente devido à grande diferença na temperatura (que é agora

de apenas 2 milhões de graus Kelvin), tornando-se mais eficiente o transporte de

energia por convecção [11].

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� Atmosfera Solar:

• Fotosfera – Superfície visível do Sol, com cerca de 100 km de espessura [27], é dela

que é emitida a maioria da luz solar [8].

• Cromosfera – Camada gasosa que envolve o Sol, com uma espessura média de

2000 97, fica acima da fotosfera solar e contém principalmente hidrogénio e

hélio gasosos [7]. É a parte que se vê durante os ecplises totais do Sol [28].

• Coroa – Consiste numa fina camada de gás extremamente quente [7] de onde é

ejectado plasma (maioritariamente protões e electrões) que viaja pelo sistema

solar como vento solar [4].

Tal como a Terra, também o Sol tem um pólo norte e um pólo sul e gira sobre o seu próprio

eixo [12]. No entanto, enquanto a Terra gira de igual forma (demorando 24horas a dar uma

volta completa em todas as latitudes), o Sol não roda como um corpo rígido, demorando 25

dias no equador e 35 nos pólos, para dar uma volta completa [12].

Este fenómeno é conhecido como “rotação diferencial” [12] e deve-se ao facto de, como ja foi

dito, o Sol não ser um sólido. É sim uma esfera de gás e plasma e a observação deste

fenómeno prende-se com o movimento de estruturas (manchas solares, por exemplo) sobre a

superfície visível do Sol [13].

Figura 5: Rotação diferencial do Sol e respectivo efeito no campo magnético. [14]

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É esta rotação diferencial das camadas externas do Sol (causada por componentes de

velocidade tais como rotação, oscilações, fluxo meridional e convecção celular [30]),

combinada com as correntes de convecção que transportam o plasma que influenciam o

comportamento do campo magnético do Sol, sendo também a principal causa das manchas

solares [13]. A variação no número de manchas solares dá origem ao ciclo solar que dura, em

média, 11 anos podendo no entanto variar entre os oito (mínimo) e os catorze (máximo) [15].

Um maior número de manchas (i.e. maior número de erupções solares ou ejecções de massa

coronal) significa um aumento da actividade solar e é designado como “máximo solar” [15].

Segundo dados da NASA, o próximo máximo solar será em 2013 [15].

Figura 6: Ciclo do Sol entre 1996 e 2006 [16]

O campo magnético do Sol, influenciado pelas correntes de convecção e pela rotação

diferencial como já referi anteriormente, é gerado por corrente eléctrica e estende-se por todo

o espaço, formando um campo magnético interplanetário [17].

Segundo (Bartky, et al. 1953), “os fenómenos e os problemas da actividade solar são:

a) manchas solares: a sua frequência, a distribuição sobre o Sol, a estrutura

individual e história de vida;

b) características fotosféricas e cromosféricas associados com as manchas

solares: estrutura fina cromosférica, pontos brilhantes [em latim faculae] e

erupções cromosféricas, bem como a sua emissão no ultravioleta distante

(incluindo a região dos raios-X), na faixa de radiofrequência, e como

corpúsculos (incluindo os raios cósmicos);

c) proeminências, que em tamanho e comportamento representam uma

transição entre a cromosfera e a corona e que não são meramente um

produto ou uma característica que acompanha de manchas solares;

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d) distúrbios coronais sobre as manchas solares, que aparecem relacionados com

proeminências.”

É importante referir que o campo magnético do Sol tem um importante papel em todos estes

efeitos.

2.1 Manchas Solares

As manchas solares são manchas escuras na superfície do Sol onde a temperatura chega a

baixar para os 3 700 �. Estas são regiões magnéticas no Sol e geralmente aparecem em pares,

sendo uma a região do pólo magnético positivo (norte) e a outra o negativo (sul). Este campo

magnético é mais forte na umbra (zona mais escura da mancha solar) e mais fraco na

penumbra (zona menos escura da mancha) [26].

Figura 7: Diagrama de manchas solares no Sol [29]

2.2 Ejecções de massa coronal (CMEs)

Segundo a NASA, ejecções de massa coronal definem-se como “bolhas enormes de gás com

rosca e linhas de campo magnético que são ejectadas do Sol ao longo de várias horas” [31].

Estes fenómenos acabam muitas vezes por interromper o normal fluxo de vento solar,

produzindo distúrbios que atingem a Terra [31]. Quando tal acontece, i.e. quando as ejecções

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acontecem na direcção da Terra, denomina-se por “eventos Halo” nos quais todo o Sol parece

estar cercado pela ejecção de massa coronal [31].

Figura 8: “Evento Halo” de 7 de Abril de 1997 [32]

2.3 Erupções solares

São explosões sobre a superfície do Sol que em pouco minutos atingem temperaturas

elevadíssimas [33]. Ocorrem perto de manchas solares, habitualmente ao longo da linha

divisória entre os lados opostos do campo magnético dessa mancha e são caracterizadas pelo

brilho do fluxo de raios-X [33].

Figura 9 [34]: Concepção artística que mostra a evolução de uma erupção para uma ejecção de massa

coronal [35]

Estas erupções libertam energia electromagnética (raios-X e raios gama), partículas

energéticas (protões e electrões) e fluxos de massa [33]. Para as observar é necessária a

utilização de filtros que isolem a luz que os átomos de hidrogénio emitem [33].

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Apenas através da estrutura do campo magnético em torno das manchas solares se torna

possível compreender e até mesmo prever erupções solares [33]. Após as erupções (passadas

algumas horas) é habitual surgirem loops de gás quente acima da superfície do Sol [36], os

quais formam a coroa e podem chegar aos vários milhões de graus Kelvin [38].

Figura 10: Loops formados depois de uma erupção solar, a 26 de Junho de 1992 [37]

2.4 Ventos Solares

A causa dos ventos solares prende-se com as elevadas temperaturas na coroa que não

permitem que a gravidade exerça efeito sobre o vento solar [39]. São constituídos por

partículas (mais propriamente átomos ionizados da coroa solar) e por campos magnéticos [41].

Definem-se assim como fluxos que carregam consigo nuvens magnéticas e que saem da coroa

solar para todas as direcções, com velocidades de cerca de 400 97/> [39]. No entanto, esta

velocidade varia conforme a zona por onde o vento solar passe, por exemplo, é alta sobre

buracos coronais (800 97/>) e baixa ao longo de serpentinas (300 97/>) [39].

Figura 11: Diagrama com medidas da velocidade do vento solar obtidas pela nave espacial Ulysses [40]

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Estes fluxos vão para lá da órbita de Plutão onde desaceleram, passando por um choque de

terminação após o qual o vento solar toma a direcção do fluxo de ambiente do meio

interestelar formando então uma cauda de cometa atrás do Sol [41]. A este fluxo dá-se o nome

de helio-sheath cuja superfície externa se denomina por heliopausa (zona onde a heliosfera

atinge o meio interestelar) [41].

Figura 12: Magnetosfera – devido à pressão do vento solar, o campo magnético terrestre toma uma

forma achatada na direcção do Sol e prolonga-se no lado oposto [42]

Com o seu movimento de rotação, o Sol faz com que haja uma interacção alternada dos fluxos

de alta e baixa velocidades com a Terra, o que pode provocar tempestades na nossa

magnetosfera [39]. É nela que é desviada a maioria das partículas e as que conseguirem passar

são detidas pela cintura de Van Allen (cinto de partículas carregadas presas no espaço pelo

campo magnético da Terra [20]).

Ao chocar com a magnetosfera terrestre, o vento solar produz auroras polares que são

“apenas uma parte de um sistema complexo de campos magnéticos e partículas carregadas

que rodeia a Terra” [43]. Este fenómeno é produzido por correntes eléctricas geradas pelo

fluxo de partículas carregadas, que transportam consigo energia e que têm origem no vento

solar e na atmosfera da Terra [43].

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Conclusão

O Sol, como qualquer outra estrela, não é de todo um corpo estático. É um sistema activo e

em permanente movimento, encontrando-se actualmente na sequência principal do seu ciclo

de vida.

A actividade solar tem um grande impacto na dinâmica do sistema solar, sendo o campo

magnético, a rotação diferencial e as reacções de fusão nuclear o seu grande motor. Desde

ventos solares, erupções, ejecções coronais, entre outros fenómenos que ocorrem na sua

superfície, o Sol influencia directamente o ambiente terrestre, desde a magnetosfera à

atmosfera.

Neste sentido, muitas têm sido as investigações feitas para tentar compreender o sol e os

fenómenos resultantes da actividade solar e o seu impacto não só sobre o planeta, mas

também sobre tudo o que o rodeia.

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16

Referências Bibliográficas

[1] http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html

[2] http://imagine.gsfc.nasa.gov/Images/science/sun_parts_big.gif

[3] http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=

Metric

[4] Alex H. Blin. Astrophysics and Cosmology, Departamento de Física da Universidade de

Coimbra, 2011-2012.

[5] http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf1-1.php

[6] http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.gif

[7] Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Nature Publishing Group 2001

[8] Margaret G. Kivelson, Christopher T. Russel. Introduction to Space Physics, Cambridge

University Press 1995

[9] http://solar.physics.montana.edu/ypop/Spotlight/SunInfo/Core.html

[10] http://solar.physics.montana.edu/ypop/Spotlight/SunInfo/Radzone.html

[11] http://solar.physics.montana.edu/ypop/Spotlight/SunInfo/Conzone.html

[12] http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/lessons/diffrot9_12.html

[13] http://www.windows2universe.org/sun/Solar_interior/Sun_layers/differential_rotatio

n.html

[14] http://www.windows2universe.org/spaceweather/images/sunspot_form.jpg

[15] http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/solarcycle-primer.html~

[16] http://www.nasa.gov/images/content/524990main_FAQ10_full.jpg

[17] http://helios.gsfc.nasa.gov/solarmag.html

[18] Carolus J. Schrijver, George L. Siscoe. Heliophysics: Envolving Solar Activity and the

Climates of space and Earth, Cambridge University Press 2010

Página

17

[19] http://science.nasa.gov/heliophysics/

[20] http://sec.gsfc.nasa.gov/sec_science.htm

[21] http://www.nasa.gov/mission_pages/explorer/explorer-overview.html

[22] http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_964.html

[23] http://www.nasa.gov/mission_pages/skylab/missions/skylab1.html

[24] http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36805

[25] Bartky Walter, Joseph E. Mayer, Warren C. Johnson, Cyril S. Smith, and William H.

Zachariasen. The Solar System: The Sun. The University of Chicago Press, 1953.

[26] http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtml

[27] http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml

[28] http://solarscience.msfc.nasa.gov/corona.shtml

[29] http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/images/chap11/sunspots.j

pg

[30] http://solarscience.msfc.nasa.gov/flows.shtml

[31] http://solarscience.msfc.nasa.gov/CMEs.shtml

[32] http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/combo.gif

[33] http://solarscience.msfc.nasa.gov/flares.shtml

[34] http://science.nasa.gov/media/medialibrary/1999/05/26/ast02jun99_1_resources/ron

s_flare.jpg

[35] http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast02jun99_1/

[36] http://solarscience.msfc.nasa.gov/loops.shtml

[37] http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/Loop_line_center.jpg

[38] http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/coronal_loops.html

[39] http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml

Página

18

[40] http://solarscience.msfc.nasa.gov/images/DialPlot.jpg

[41] http://solarscience.msfc.nasa.gov/Heliosphere.shtml

[42] http://www.sciencedaily.com/images/2010/08/100816151047-large.jpg

[43] http://www.nasa.gov/mission_pages/smallsats/fastsat/nearEarth-region.html

[44] http://lws.gsfc.nasa.gov/program_details.html

Lista de Figuras

Figura 1: Diagrama de uma estrela do tipo do Sol [2] ................................................................... 4

Figura 2: Diagrama de Hertzprung-Russel [6]................................................................................ 5

Figura 3: Diagrama de Hertzprung-Russel com a trajectória de vida do Sol [4] ............................ 6

Figura 4: Estrutura geral do interior solar e atmosfera solar [8] ................................................... 8

Figura 5: Rotação diferencial do Sol e respectivo efeito no campo magnético. [14] .................... 9

Figura 6: Ciclo do Sol entre 1996 e 2006 [16] .............................................................................. 10

Figura 7: Diagrama de manchas solares no Sol [29] .................................................................... 11

Figura 8: “Evento Halo” de 7 de Abril de 1997 [32] .................................................................... 12

Figura 9 [34]: Concepção artística que mostra a evolução de uma erupção para uma ejecção de

massa coronal [35] ...................................................................................................................... 12

Figura 10: Loops formados depois de uma erupção solar, a 26 de Junho de 1992 [37] ............. 13

Figura 11: Diagrama com medidas da velocidade do vento solar obtidas pela nave espacial

Ulysses [40] .................................................................................................................................. 13

Figura 12: Magnetosfera – devido à pressão do vento solar, o campo magnético terrestre toma

uma forma achatada na direcção do Sol e prolonga-se no lado oposto [42] ............................. 14