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Este documento apresenta um conjunto de actividades a serem desenvolvidas

no âmbito do projecto “Sol para todos”, financiado pelo Ciência Viva (2005

117/18). O projecto tem como objectivo a promoção da ciência em geral e da

astronomia em particular, junto dos alunos de escolas do ensino não superior.

O motor do projecto é o espólio de mais de 30000 imagens do Sol

(espectroheliogramas) existentes no Observatório Astronómico da Universidade

de Coimbra, fruto de um trabalho de mais de 80 anos de observações solares

diárias, iniciado em 1926. Actualmente, encontram-se digitalizadas e disponíveis

ao público 15000 imagens (aproximadamente), fruto de um projecto igualmente

financiado pelo Ciência Viva, que decorreu entre 2002 e 2004.

A colecção de observações solares tem enorme valor científico. Este projecto

pretende assim, disponibilizar esta colecção sob a forma digital via WWW a

alunos portugueses e estrangeiros, bem como um conjunto de actividades

que permitam o uso dessas imagens, com vista à realização de trabalhos de

introdução ao método científico e à investigação, tendo como pano de fundo o

Sol e a sua atmosfera.

Este guião foi preparado pela equipa de trabalho do projecto “Sol para Todos”. Agradece-

-se, ainda, a colaboração na leitura, identificação de gralhas e outros comentários aos

seguintes Colegas: Dra. Adriana Garcia, Dr. Arnaldo Andrade, Dr. Carlos Rodrigues, Doutor

Ivan Dorotovic e Dr. Paulo Sanches.

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O Sol é a estrela mais próxima da Terra. O nosso planeta está, por isso,

e desde a sua formação, dependente do Astro-Rei. Esta dependência não se

resume apenas ao facto da Terra ter o seu movimento anual, de translação, em

torno do Sol. É muito mais do que isso. O Sol é a principal fonte de calor e de

luz de que a Terra dispõe e fundamental para toda a Vida que ela comporta.

Os fenómenos que ocorrem (ou ocorreram e ocorrerão) no interior e na superfície

solar têm impacto na superfície terrestre.

Nem sempre é fácil de compreender ou medir este impacto. Para além disso,

é igualmente complexo, em muitos casos, estabelecer relações de causa-efeito.

Tudo depende do fenómeno e da sua intensidade. Há, contudo, comprovados

resultados que colocam em evidência a interacção Sol-Terra. Na Figura 1,

comparam-se dois diagramas: a vermelho, encontra-se a variação de temperatura

à superfície da Terra entre 1855 e 2000; a azul, encontra-se o valor da irradiação

solar recebida na Terra no mesmo período.

Figura 1: Variação da irradiação solar e da temperatura medida entre 1855 e 2000. (Fonte: http://www.mps.mpg.de/projects/sun-climate/resu_body.html)

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Há, como se pode ver, uma nítida correlação entre os dois diagramas até 1980

e desde aí os mesmos divergem. Esta divergência, resultante num crescimento

anómalo da temperatura, pode encontrar explicação em causas como o efeito

de estufa, problema bem actual e de capital importância para o futuro do

Planeta.

A irradiação solar à superfície é uma das presenças mensuráveis do Sol

na Terra. Esta é particularmente condicionada pelo que acontece ao nível da

atmosfera do Sol. São vários os fenómenos com origem na atmosfera solar, tais

como as protuberâncias ou as manchas – Figura 2.

Na Figura 3, comparam-se duas curvas: a cheio, encontra-se a variação da

média de temperaturas à superfície da Terra entre 1856 e 2000; a tracejado,

encontra-se o valor médio do número de manchas solares observadas durante

o mesmo período.

De novo se detecta a divergência por volta de 1980. Trata-se de um

comportamento que reproduz o que anteriormente se viu relativamente à

irradiação.

Figura 2: Uma protuberância solar e sua comparação com as dimensões da Terra. À direita, as manchas solares, que aparecem como zonas mais escuras na superfície do Sol. (Fonte: SoHo ESA e Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra)

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Mas a interacção Sol-Terra tem outras manifestações, para além das

relacionadas com o clima. Tomem-se como exemplo as erupções solares que,

sendo extremamente energéticas, podem causar dissabores à vida corrente. Em

30 Outubro de 2003, uma “tempestade” solar danificou sistemas de centrais

eléctricas da América do Norte tendo provocado um “apagão”, durante 9

horas, em muitas cidades canadianas. No sítio “Space Weather” (http://www.

solarstorms.org/SRefStorms.html), pode ser encontrado um registo jornalístico

de muitas das tempestades solares que ocorreram entre 1859 e 2003, muitas

delas responsáveis por danos materiais.

Assim, o estudo do Sol, para além do interesse em si mesmo, apresenta-se

hoje em dia como uma ferramenta muito importante para compreender muito

do que ocorre à superfície do nosso planeta.

Em concreto, o estudo do Sol passa pela análise da actividade solar e das suas

manifestações. Este é o tema central deste projecto e do conjunto de actividades

que abaixo se irão propor. A maior parte destas actividades será centrada,

particularmente, nas manchas solares. Assim, no próximo capítulo deste texto,

dedica-se-lhes um espaço privilegiado. Por outro lado serão ainda abordadas

as outras manifestação da actividade solar, tais como as protuberâncias e as

regiões faculares.

Figura 3: Temperatura versus número de manchas entre 1856 e 2000. (Fonte desconhecida)

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Alguns historiadores afirmam que terá sido Anaxágoras em 467 a. C.,

a reportar a primeira observação de uma mancha solar. Porém, o primeiro

desenho identificado de uma mancha solar data de 1128, feito por um monge

do Mosteiro de Worcester (na Grã-Bretanha) – Figura 4.

Mas só com a utilização do telescópio é que foi possível iniciar a contagem

regular e sistemática do número de manchas. De facto, o desenho das manchas

do Sol faz parte do conjunto de observações feitas por Galileu Galilei, no início do

séc. XVII, usando uma luneta, a par da descoberta dos quatro maiores satélites

de Júpiter e da identificação das fases de Vénus.

Heinrich Schwabe, em 1844, discutiu a hipótese de existência de um ciclo

solar de manchas: o número de manchas varia periodicamente. De facto, a

contagem de manchas ao longo de vários anos mostra máximos e mínimos

regularmente espaçados de, aproximadamente, 11 anos – Figura 5

Figura 4: Desenho de manchas solares. (Fonte: http://www.parhelio.com/articulos/artichistoria.html)

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Compreender a causa desta periodicidade, ou até explicar porque razão se

formam as manchas, são aspectos muito menos claros do que a sua contagem

e detecção.

Relembre-se, antes de mais, que o Sol é um corpo aproximadamente esférico

constituído essencialmente por gás e plasma. A sua atmosfera divide-se em

três partes: a fotosfera, a cromosfera e a coroa. A Figura 6 ilustra a localização

destas três regiões.

Figura 6: Esquema do interior e exterior solar: a fotosfera, a cromosfera e a coroa. (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm)

Figura 5: Variação do número de manchas entre 1700 e 1995: o ciclo solar de 11 anos. (Fonte: http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/activity/solar_cycle.html)

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A fotosfera pode ser identificada como a superfície do Sol. Encontra-se a uma

temperatura de 5770 K(1), sendo o local onde se formam as manchas solares.

Mas como se formam as manchas? O Sol possui um campo magnético, que

resulta de um efeito conjunto entre os movimentos ascendentes e descendentes

de gás que ocorrem perto da superfície solar (a zona convectiva) e a rotação

solar. O campo magnético gerado no interior ascende à superfície originando as

manchas – Figura 7.

As manchas são mais escuras do que a fotosfera circundante, reflectindo

uma diferença entre a sua temperatura (da ordem de 3000 K) e a temperatura

da superfície solar circundante (com 5770 K). Por outro lado, numa mancha

podem ainda ser detectadas duas regiões diferentes: a umbra (central e mais

escura) e a penumbra (mais clara e que rodeia a umbra) – Figura 8.

(1) 0° = 273 K

Figura 7: O campo magnético forma-se no interior solar (a), ascende posteriormente à superfície (b) e as linhas magnéticas, interceptando a superfície, formam as manchas (c).

(Fonte: http://sohowww.estec.esa.nl/gallery/Movies/10th/SunspotsForm.mpg, visualizar o filme para uma melhor

percepção do fenómeno)

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O estudo das manchas é, pelo que atrás se disse, um elemento muito

importante para o estudo dos fenómenos que ocorrem à superfície do Sol.

Assim, as actividades propostas nas próximas páginas serão particularmente

dedicadas às manchas solares e ao tipo de informação que podemos recolher

da sua análise.

As imagens com que iremos trabalhar obtêm-se através de espectroscopia,

ou seja, pela análise do espectro solar. Na atmosfera solar, alguns dos elementos

químicos não estão no seu estado fundamental, isto é, alguns dos electrões

foram “arrancados” aos átomos por força das altas temperaturas. O fenómeno,

conhecido como ionização, produz no espectro solar zonas mais escuras, que

correspondem a uma absorção da radiação pelo elemento químico em troca

de um ou mais electrões. Nas Figuras 9 apresenta-se a zona do espectro da

risca Ha.

Figura 8: Detalhe de uma mancha solar: umbra e penumbra. (Fonte: http://web.hao.ucar.edu/public/slides/slide3.html)

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Por outro lado, há uma outra risca de capital importância para este trabalho

por dar informação da fostosfera e cromosfera: a risca do Cálcio ionizado (CaII),

que se detecta entre 3900 e 4000 Å. Em particular, a risca K do CaII aparece para

3934 Å. A risca K3 corresponde ao centro da risca do CaII e o K1-v corresponde

a uma das “asas” da risca, neste caso, a de comprimento de onda inferior à risca

K3 – Figura 10.

Figura 9: Espectro solar nas vizinhanças da risca de Hidrogénio, Ha (risca mais intensa a 6563 Å): (a) espectro e as riscas de absorção; (b) variação da intensidade de radiação em função dos

comprimentos de onda. (Fontes: http://www.astrosurf.com/rondi/obs/shg/spectre/intro.htm# (a) e Observatório de Paris: http://bass2000.

obspm.fr/commun/pageac_ang.htm (b))

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É de salientar que o interesse de se obterem imagens simultâneas (ou quase)

em diferentes riscas espectrais prende-se com o facto de, através delas e da

sua complementaridade, se conseguir compreender melhor a atmosfera solar.

De facto, as várias riscas que compõem o espectro solar são emitidas em zonas

diferentes da atmosfera do Sol, que estão a temperaturas diferentes – Figura 11.

Figura 10: Espectro solar: variação da intensidade em função do comprimento de onda na zona da risca CaII K.

(Fonte: Observatório de Paris: http://bass2000.obspm.fr/commun/pageac_ang.htm)

Figura 11: Variação da temperatura na atmosfera solar (0 km corresponde à base da fotosfera) e o correspondente local de formação das riscas: as riscas K3 e Ha formam-se na cromosfera e a K1 na fotosfera.

(Fonte: adaptado de J. Vernazza, E.Avrett e R.Loeser, Astrophys. J. Suppl, 45, 635 - 1981)

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Tal como se pode ver, as riscas de Ha e K3 formam-se na cromosfera e a de

K1 na fotosfera. Assim, na risca K1 são facilmente observadas as manchas e nas

riscas Ha e K3 podem ser observados os filamentos e as protuberâncias – Figura

12 a) e b). Um filamento é uma protuberância quando observada no disco solar.

Na risca K3 podem ainda ser observadas as regiões faculares – regiões mais

esbranquiçadas e (contrariamente às manchas) mais quentes que as vizinhanças.

As regiões faculares aparecem frequentemente associadas a manchas solares

– Figura 12 b).

Figura 12 a) e b): Ha e K3. Protuberâncias (setas), filamentos (elipses) e região facular (circunferência). (Fonte: Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra)

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No final da primeira década do séc. XX, um astrónomo e professor da

Universidade de Coimbra, Francisco Miranda da Costa Lobo (1864-1945), Figura

13, iniciou o estudo com vista a instalar, nessa Universidade, um instrumento que

permitisse a obtenção de imagens do Sol por uso da espectroscopia. A história

da instalação deste aparelho é contada pelo próprio Costa Lobo na comunicação

“A Astronomia em Portugal na actualidade”, que proferiu no discurso inaugural

do congresso da Associação Espanhola para o progresso das ciências, em 1926.

No final da década de 90 do séc. XIX, o famoso astrónomo francês Deslandres

instala no Observatório de Paris-Meudon o espectroheliógrafo, aparelho que

permite a obtenção de imagens das manchas e protuberâncias solares.

(2)

(2) Texto baseado em “Apontamentos Sobre a História da Astronomia em Portugal”, J. Fernandes, Tema do Mês do Portal do Astrónomo, Novembro de 2002 (http://www.portaldoastronomo.pt/tema8.php).

Figura 13: Francisco da Costa Lobo. (Fonte: Museu do Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra)

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Aparelhos semelhantes são instalados, igualmente, um pouco por toda a

Europa e Estados Unidos. O estudo do Sol, em particular das suas camadas

exteriores, está então na moda. Assim, Costa Lobo conta que em 1907 visita

os principais observatórios da Europa com “o propósito de conseguir para o

Observatório Astronómico de Coimbra uma instalação para o estudo do Sol”

de um espectroheliógrafo. Muitas foram as barreiras que Costa Lobo teve que

transpor, no entanto, pôde sempre contar com a colaboração de Deslandres, que

ofereceu peças para o aparelho e d’Azambuja, astrónomo francês descendente

de portugueses, que participou na instalação definitiva do espectroheliógrafo

em 1925. Em Julho desse ano, a II Assembleia Geral da União Astronómica

Internacional, em Cambridge, regista que “Coimbra, Portugal, has installed a

spectroheliograph and plans to add direct photography and spectroscopic work”

(1925, Transactions IAU).

Em 1 de Janeiro de 1926 Francisco da Costa Lobo, com a prestimosa

colaboração do seu filho Gurmesindo, iniciou o registo diário das imagens solares

nas riscas do K1-V e do K3, os espectroheliogramas.

Assim se inicia um trabalho de observação cujos princípios e bases do protocolo

de observação se mantêm até aos dias de hoje, permitindo o já referido espólio

de imagens. Para este facto muito tem contribuído um conjunto de dedicados

observadores, que garantem que as observações sejam feitas em dias comuns,

fins de semana e dias feriados.

O espectroheliógrafo está, actualmente (e desde 1968), instalado no

Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra em Santa Clara –

Figura 14.

Figura 14: Pavilhão do espectroheliógrafo, celostato e cúpula. (Fonte: Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra)

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Sendo fiel aos princípios e motivações de observação originais houve, porém,

importantes melhoramentos que foram introduzidos no espectroheliógrafo

ao longo dos anos. Pode referir-se a obtenção de imagens na risca de Ha na

década de 80, permitindo, assim, captar três espectroheliogramas em três riscas

diferentes: K1-V, K3 e Ha – Figura 15.

Já neste século, foi possível proceder à instalação de uma câmara CCD(3) para

a aquisição digital das imagens solares(4), sendo o sistema de película fotográfica

definitivamente substituído em Março de 2007.

Os espectroheliogramas têm sido usados ao longo das últimas décadas para

trabalhos científicos e de investigação. Neste projecto, vai utilizar-se este tipo de

observação solar, no âmbito das actividades escolares de alunos do ensino não

superior.

Figura 15: Imagens nas riscas do Cálcio (K1-V e K3) e do Hidrogénio (Ha) para o dia 10 de Dezembro de 1999.

(Fonte: Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra)

(3) CCD – Charged Couple Device.(4) Para mais informações consultar o artigo “Eightieth Anniversary of Solar Physics at Coimbra” Mouradian & Garcia, em “The Physics of Chromospheric Plasma”, ASPCS, Vol. 368, 2007, Ed. Heinzel, Dorotovic e Rutten, p. 3.

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A realização das actividades terá como base a interacção do aluno com a

base de dados dos espectroheliogramas, que se encontra na página oficial do

Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra. O seu acesso é público

e pode ser feito através do sítio internet do projecto “Sol para Todos” (www.

mat.uc.pt/sun4all) ou através sítio internet do Departamento de Matemática

seguindo os passos (Anexo 1):

1. Entrar na página do Departamento de Matemática da UC – www.mat.

uc.pt

2. Seleccionar “Observatório Astronómico”

3. Seleccionar “Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra”

4. Na página do Observatório, no menu superior, encontra-se a opção

“CENTRO DE DADOS”. Aí escolher “Arquivo Obs. Solares”

5. No lado esquerdo encontra-se o seguinte menu:

Figura 16: Menu de pesquisa do Arquivo de Observações Solares.

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Este menu permite escolher um intervalo de tempo “De” mês (MM) e Ano

(AAAA) “a” mês (MM) e Ano (AAAA). Neste menu podem seleccionar-se os

tipos de riscas, devendo escolher “K1-V, (no caso de se desejar a fotosfera) ou

“Halpha” ou “K3” (para a cromosfera) em “Tipo de Risca”.

Validando esta operação, aparecerão, sob o lado direito, os espectrohelio-

gramas respectivos no intervalo de tempo designado (ver Figura 17).

Posteriormente, para visualizar em detalhe o espectroheliograma de um

determinado dia, da escolha já feita, há apenas que seleccionar a imagem

correspondente. Na Figura 18 aparece o resultado desta operação se for

escolhido o espectroheliograma do dia 30 de Janeiro de 2001.

Figura 17: Nesta pesquisa exemplo foram encontradas 17 imagens na risca K1-V no mês de Janeiro de 2001.

Figura 18: Espectroheliograma de 30 de Janeiro de 2001.

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De notar que a imagem aparece em negativo. Isto passa-se com todas as

imagens da base de dados, uma vez que o processo de digitalização foi feito

a partir dos originais, que são placas fotográficas (e portanto negativos). Este

facto não tem qualquer influência na realização das actividades. Porém, para

quem pretender utilizar as imagens em positivo, bastará usar um programa de

imagem que permita inverter a cor. Por exemplo, no caso do sistema operacional

Windows, o programa chamado Paint permite fazer esta operação (ver anexo

2). A Figura 19 compara as imagens de um mesmo espectroheliograma no

original (à esquerda) e após a inversão de cores (à direita).

O registo é, em princípio, diário. Porém nota-se a ausência de imagens em

alguns dias. Na figura 17 pode-se notar a falta de imagens nos dias 26 e 27 de

Janeiro de 2001. A razão prende-se com o facto de, nessas datas, não ter sido

possível realizar as observações, por motivos relacionados (essencialmente) com

más condições atmosféricas.

Em algumas imagens aparecem marcadas as direcções Norte-Sul (N/S) e

Este-Oeste (E/W). Estes marcações dizem respeito a orientações no Sol, ou seja,

Norte e Sul solares. Porém, imagens há em que estas marcas não aparecem.

Nestes casos, deve considerar-se que a vertical do écran coincide com a direcção

Norte – Sul.

As actividades que se descrevem no próximo item fazem apelo, para além

do já referido programa para inversão das cores, a uma folha de cálculo, como

por exemplo o Excel. Assim, em algumas das actividades há ficheiros Excel já

preparados para auxiliar a execução. No Anexo 3 faz-se um descrição de um

exemplo da utilização da folha de cálculo do Excel.

Um dos aspectos fundamentais das actividades propostas prende-se com

a contagem de manchas. Nos parágrafos abaixo apresenta-se um critério e

técnica para a contagem baseada no Índice de Wolf, estabelecido em 1849

pelo astrónomo suíço Johann Rudolf Wolf (1816-1893).

Figura 19: Espectroheliograma de 30 de Janeiro de 2001: negativo e positivo.

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O Índice de Wolf representa-se pela letra “R” e calcula-se pela fórmula

R = 10g + s,

onde “g” é o número de grupos de manchas observados e “s” o total do número

individual de manchas de todos os grupos. Para as manchas individuais, toma-

-se como referência a contagem das umbras. Contudo, nem sempre é clara a

distinção entre manchas individuais e grupos de manchas – Figura 20.

Na Figura 21, apresenta-se um exemplo que poderá ajudar ao método de

contagem. Foram identificados 5 grupos (portanto g=5) e em cada grupo

foram identificados um número diferente de manchas (na figura representa-se

nº grupo/nº de manchas no grupo dentro de uma elipse). Ou seja, no grupo

denominado por 1 foram identificadas 2 manchas; no grupo 2 contaram-se 4

manchas; no grupo 3 identificaram-se 4, no grupo 4 identificaram-se 9 e no

grupo 5, 2 manchas. Temos, então, um total de 21 manchas. Portanto, s =21.

Assim R = 71.

Figura 20: Grupo de manchas solares observadas pelo satélite SoHo. (Fonte: http://apod.nasa.gov/apod/ap010411.html)

Figura 21: Determinação do Índice de Wolf para o caso exemplo: g=5, s=21 e R=71. (Fonte: Dorotovic, comunicação privada)