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Muitos cientistas estão de acordo
em que o campo magnético das regiões activas observadas na
fotosfera do Sol é devido a um dínamo que actua na base ou
abaixo da zona convectiva, havenso depois uma subida de tubos de fluxo
através da zona convectiva até à fotosfera. Não
se sabe como é que esses tubos de fluxo sobem e que forças
é que vão actuar durante essa subida.
A linha que liga polaridades opostas de uma região bipolar na fotosfera está inclinada de um ângulo relativamente ao equador. Se se medir essa inclinação e a separação das polaridades das regiões activas, pode-se estudar a dinâmica dos tubos de fluxo abaixo da fotosfera. Hale verificou que a linha que liga polaridades opostas de uma região bipolar é geralmente inclinada, fazendo um ângulo com o equador em que a mancha que vai à frente está mais perto do equador e a posterior de polaridade oposta mais longe. Este ângulo de inclinação chama-se inclinação do eixo da polaridade magnética. Pensa-se que essa inclinação é provocada pela força de Coriolis que actua no fluxo que sobe. Em 1993 Howard verificou que regiões activas com maior separação nas polaridades tinham ângulos de inclinação maiores. Em 1999 L. Tian concluiu dos seus trabalhos que regiões activas com ângulos de inclinação grandes têm separações de polaridades magnéticas mais pequenas enquanto que regiões com ângulos de inclinação pequenos têm separações maiores. L. Tian está convencido que esta diferença nos resultados obtidos deve ser devido ao facto de Howard utilizar as manchas sempre que atravessam o disco solar, entrando com a mesma mancha várias vezes e ele utilizar uma região activa uma só vez. Vamos observar o que se passa relativamente á inclinação do eixo de polaridade magnética e à separação das polaridades, em regiões activas bipolares, mais precisamente em manchas pertencentes à mesma região bipolar, no dia 12 de Maio e no dia 1 de Junho, 2000. A inclinação do eixo que liga manchas pertencentes à mesma região bipolar e a separação entre elas são parâmetros que se podem medir na fotosfera (espectroheliogramas K1v). Como o Sol se encontra no ciclo 23, no Hemisfério Norte a polaridade da mancha que vai à frente é positiva e no Hemisfério sul é negativa. |
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K1v, 12-Maio-2000. Observemos no Hemisfério Norte a região bipolar que se encontra no Meridiano Central. A mancha da frente encontra-se mais perto do equador, o que está de acordo com Hale. A inclinação do eixo de polaridade é de 24 graus e a separação das polaridades é de 7 graus. No Hemisfério Sul, a Oeste, temos uma região bipolar, também neste caso a mancha da frente encontra-se mais perto do equador, a inclinação do eixo de polaridade é de 25 graus e a separação das polaridades é de 6 graus. |
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H-alfa, 12-Maio-00. Observam-se muitos filamentos que se formam sobre locais que se designam linhas de inversão de polaridade. Estas linhas de inversão de polaridade ficam entre regiões de fluxo de polaridade oposta e indicam o local onde a componente vertical do campo magnético muda de sinal. |
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K3, 12-Maio-00. Mais uma vez se observa a grande actividade do Sol. |
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K3, 12-Maio-00 (limbo Oeste). Protuberâncias espectaculares que atingem a altura de 56.000 km. |
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K1v, 01-Jun-00 Região bipolar no Hemisfério Sul a oeste do Meridiano Central. A inclinação do eixo de polaridade é de 3 graus e a separação das polaridades é de 12 graus. |
Da observação de duas regiões bipolares do dia
12 de Maio e de uma região bipolar de 1 de Junho de 2000 confirma-se
o que Hale observou e os resultados estão de acordo com as conclusões
de L. Tian, uma vez que regiões activas bipolares com ângulos
de inclinação menores apresentam separações
de polaridade magnética maiores.
| Adriana Garcia
Assessora de Observações Astronómicas Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra Email: astronomico@gemini.ci.uc.pt |