Radiação solar na Terra

O Sol é formado por gás ionizado, que é o quarto estado da matéria, conhecido com plasma. Devido ao plasma estar em altíssima temperatura, a agitação de seus átomos é tão grande que as colisões entre as partículas são frequentes, e o átomo não se mantém coeso. Outros exemplos de plasma são o vento solar, a ionosfera terrestre, as auroras boreal e austral e raios.

Ejeção de massa coronal do Sol (Imagem: NASA/SDO)

Ejeção de massa coronal do Sol (Imagem: NASA/SDO)

No caso de uma colisão inelástica, toda ou parte da energia cinética é absorvida pelo átomo ou molécula neutra, causando excitação dos elétrons nas camadas de energia da eletrosfera do átomo. Essa energia pode ser suficiente para ejetar o elétron, caso supere a força com que os prótons do núcleo o atraem, ocorrendo a ionização. Caso o elétron permaneça ligado ao átomo, porém em uma camada mais energética, a tendência é a de que ele volte ao seu estado original (de menor energia). Esse processo, chamado de relaxação, se dá pela emissão da energia adquirida em forma de radiação eletromagnética. A eficiência da ionização está relacionada com a seção de choque do átomo e com o comprimento de onda da radiação incidente (quanto menor o comprimento de onda, maior a frequência e maior a energia).

Também ocorre o processo inverso. Em função da defasagem do equilíbrio de cargas, os elétrons livres do gás podem reocupar as camadas de átomos cujos elétrons foram arrancados, emitindo energia em forma de fótons. Devido a esses efeitos, o plasma emite radiação. Para plasmas densos, quentes e de íons leves, que é o caso do Sol, tem-se a fusão termonuclear dos isótopos leves do Hidrogênio e do Hélio. Clique aqui e veja como a energia solar é gerada.

Magnetosfera

O vento solar é formado pela emissão contínua de partículas eletricamente carregadas provenientes da coroa solar, que podem ser elétrons, prótons e neutrinos, com energia média de 1 KeV1. Sua condutividade térmica é muito grande, o que garante elevadas temperaturas. Conforme se expande, sua velocidade aumenta e sua densidade diminui. Próximo da Terra, a velocidades dessas partículas fica em torno de 300 a 700 km/s, e sua densidade varia de 0,4 a 80 milhões de partículas/m³ (IAG-USP, O Sol). A rotação do Sol, assim como flutuações magnéticas decorrentes na coroa solar, causam variações na coroa solar e tornando o vento solar instável e ocasionando influências nas atmosferas de planetas próximos. A região em que o campo magnético do planeta controla os processos da atmosfera ionizada é chamada de magnetosfera.

A eletrodinâmica da magnetosfera pode afetar os serviços de telecomunicações, satélites, GPS, transmissões na ionosfera e até rede elétricas. Flutuações grandes são conhecidas como tempestades magnéticas, que são causadas por explosões no Sol e estão associados ao surgimento de manchas na superfície do Sol. As manchas solares são áreas escuras e frias (4300K) que aparecem na fotosfera, resultado de proeminências solares com ejeção de massa da coroa solar. Próximo a grandes grupos de manchas ocorrem os “solar flares”, que são erupções de radiação e partículas que podem causar interferências na atmosfera terrestre. Na ocorrência de um flare, o vento solar pode carregar partículas com energia entre 107 e 1010 eV (IAG-USP, O Sol). Foram realizados estudos nos quais essas manchas teriam correlação com o clima da Terra, sendo que possuem um ciclo de intensidade de 11 anos que é correlacionado com algumas atividades observadas na Terra, porém ainda é um assunto controverso (Echer, 2003).

Uma região do campo magnético da Terra possui uma concentração de partículas plasmáticas que se movem em trajetórias espirais ao longo das linhas de força do campo magnético terrestre. O campo fica mais forte na região do equador e é quase nulo nos pólos. Essa região é o cinturão de Van Allen2, formado por anéis centrados no equador.

Esquema ilustrativo da magnetosfera e o cinturão de Van Allen, atingidos pelos ventos solares (Encyclopedia Britannica, 2008)

Esquema ilustrativo da magnetosfera e o cinturão de Van Allen, atingidos pelos ventos solares (Encyclopedia Britannica, 2008)

A parte mais interna, com altitude média de mil a 5 mil quilômetros, é formada por prótons altamente energéticos, originados do decaimento de nêutrons produzidos da colisão de raios cósmicos3 com átomos e moléculas da atmosfera (parte dos nêutrons é ejetada para fora da atmosfera e se desintegra em prótons e elétrons ao atravessar essa região do cinturão). A parte mais externa, com altitude média entre 15 e 25 mil quilômetros, contêm principalmente íons de Hélio trazidos pelo vento solar e prótons e elétrons de origem atmosférica (UFRGS, O Sol). Durante períodos de intensa atividade solar, grande parte das partículas conseguem romper a barreira formada pelo cinturão, e ao atingir a alta atmosfera produzem tempestades magnéticas e auroras polares.

A aurora polar pode ocorrer na região polar norte (aurora boreal) ou sul (aurora austral), assim como em outros planetas do sistema solar. Aparece no céu noturno como um brilho difuso ou também como uma cortina de raios alinhada com o campo magnético terrestre, com cores específicas e mudam de forma constantemente. È formada devido a partículas do vento solar que são defletidas pelo cinturão de Van Allen para as regiões próximas aos pólos magnéticos e colidem com átomos da atmosfera, a uma altitude entre 80 e 150 km (NASA, The Polar Aurora). Cada colisão envolve dissociação, ionização, onde os elétrons são ejetados e ionizam outros átomos, e excitação, resultando na emissão de fótons na frequência específica dos elementos excitados quando da estabilização do átomo. Veja mais sobre auroras no post Os mais belos fenômenos atmosféricos. Esses processos são fundamentais na formação da ionosfera.

Ionosfera

A ionosfera se localiza entre 60 e 1500 km, é composta de plasma, íons e reflete ondas de rádio de 0,5 até 30 MHz (Almeida, 2006). Sua ionização se dá através do Sol, radiação na faixa do raio-x e ultravioleta, meteoritos e raios cósmicos. Sua densidade varia conforme a composição química, hora do dia e estação do ano, ou seja, depende da quantidade de energia incidente, principalmente UV e raio-x, que separa a ionosfera em camadas conforme a densidade. A radiação eletromagnética propagada no meio plasmático ionosférico tem comportamento análogo à propagação de raios luminosos dentro de líquidos com diferentes densidades. O plasma ionosférico possui condutividade e permissividade elétrica, podendo-se compará-lo com o comportamento de placas metálicas sintonizadas em determinada frequência. Desse modo, pode refletir nessas frequências, ou absorver, as ondas emitidas da Terra (veja mais detalhes na parte sobre a frequência de plasma, no post sobre Onda Eletromagnética em Meio Material). Essa propriedade é explorada em telecomunicações, chamada reflexão ionosférica.

Durante a noite, as camadas mais baixas, que apresentam maior absorção das ondas de rádio, perdem densidade em elétrons livres, proporcional à densidade de íons, e aumentam de altitude. Isso permite um aumento na distância de propagação das ondas de radiofrequência.

Bibliografia

ALMEIDA, Pedro D. S. C., DE NARDIN, Clezio M., Estudos comparativos de simulações numéricas e análises de dados de perfis de densidades eletrônicas para a região brasileira, INPE, São José dos Campos, 2006.
ECHER, Ezequiel et al . O número de manchas solares, índice da atividade do sol. Rev. Bras. Ens. Fis. ,  São Paulo,  v. 25,  n. 2, 2003 .  Disponível em: <http://www.scielo.br/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0102-47442003000200004&lng=en&nrm=iso>. Acesso em: 21  June  2008.
O Sol, http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm, acessado em 21/06/08.
O Sol, http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/apostila/cap07.pdf, acessado em 21/06/08.
The Polar Aurora, http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Education/waurora1.html, acessado em 21/05/08.

Notas

1 KeV: sigla para Kilo elétron-volt (mil eV). Para 1 milhão de eV, a sigla é MeV. Cada elétron-volt corresponde a 1,6×10-19 J, que é a quantidade de energia cinética ganha por um (1) elétron quando acelerado no vácuo por uma diferença de potencial de 1 volt.

2 James Alfred Van Allen (1914-2006): físico norte-americano.

3 Raios cósmicos: partículas de alta energia, vindas do Sol e outras regiões do espaço, que podem viajar grandes distâncias devido à baixa densidade no espaço. Ao colidirem com os átomos da atmosfera, são produzidos píons, káons e mésons (partículas sub-atômicas). Através do estudo da atenuação de seu espectro, é possível saber se a fonte se encontra em um processo primordial do Universo ou mais próximo.

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