Adriana Garcia

Observações solares em Novembro e Dezembro de 1999

Através dos espectroheliogramas em Klv podemos estudar a fotosfera onde se visualizam as manchas solares que são zonas de concentração de fluxos magnéticos fortes e mais frias que as áreas que as rodeiam. Geralmente aparecem em grupo e o seu deslocamento mostra-nos que o Sol tem movimento de rotação diferencial.

A cromosfera solar pode ser observada na risca do cálcio ionizado K3 e na risca H-alfa do hidrogénio. Em K3 observam-se as regiões faculares que são zonas mais quentes e representam concentrações moderadas de fluxo magnético com campos em média à volta de 100 G.

Na risca H-alfa observam-se os filamentos e as erupções. Os filamentos, geralmente estruturas finas, compridas e pretas, são na realidade plasma que se eleva da cromosfera encontrando-se por isso na coroa solar sendo suportadas por campos magnéticos. Os filamentos são 100 a 500 vezes mais frios e 100 a 500 vezes mais densos do que o meio que os rodeia. Filamentos e protuberâncias são o mesmo fenómeno designando o primeiro a sua projecção sobre o disco solar e dando-se o segundo nome quando o fenómeno é visualizado na coroa. As erupções são regiões muito brilhantes com uma emissão intensa devido a uma grande instabilidade numa parte do campo magnético de uma região activa, com grande libertação de energia.

	Espectroheliograma realizado em 10-Dez-99 na risca K3 e colorido por computador para tornar mais visíveis as protuberâncias
	Espectroheliograma obtido em 10-Dez-99 na risca H-alfa. Podemos observar dois tipos de filamentos: quiescentes que são longos e mais espessos e se encontram longe das regiões activas; e filamentos mais pequenos e mais finos que se encontram nas regiões activas. A nitidez deste espectroheliograma permite observar a orientação das linhas de força dos campos magnéticos nas regiões activas.
	Nos espectroheliogramas K1v obtidos em 18-Nov-99 e 10-Dez-99 podemos observar vários grupos de manchas, sendo alguns bastante complexos, o que confirma a grande actividade em que o Sol se encontra (máximo de actividade do ciclo 23).
	Observamos também nestes grupos que as manchas se encontram aos pares o que geralmente acontece e que levou a formular a teoria de que um tubo de fluxo magnético muito grande irrompe através da superfície numa mancha e volta entrar noutra mancha.
	No espectroheliograma K3, obtido em 10-Dez-99, observamos as regiões faculares que são regiões activas e se encontram a ±30 graus do equador do Sol. Se compararmos o K3 com o K1v do mesmo dia observamos que as manchas solares aparecem sempre em regiões activas mas que há regiões activas que não apresentam manchas.