Em finais do ano 2000 o Sol apresentava uma enorme variedade de filamentos e protuberâncias como é bem visível no espectroheliograma H-alfa de 29 de Novembro 2000.
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H-alfa, 29-Nov-2000. Uma enorme diversidade de filamentos/protuberâncias localizados a várias latitudes e longitudes do Sol. |
Apesar de muitos dias com tanta chuva, condição atmosférica tão adversa para a realização de observações solares, tem sido possível, estando atento aos aparecimentos fugazes do Sol, observar e têm sido registados filamentos espectaculares.
Os filamentos, segundo Tandberg-Hansen,1974, são camadas finas de material condensado localizado num ambiente coronal mais quente e rarefeito.Aparecem por isso com temperaturas 500 vezes menores do que a temperatura da coroa e com densidades por vezes 100 vezes maiores sendo o campo magnético o agente principal pela sua formação, evolução, é ele que suporta estas massas densas contrariando o efeito da gravidade e isolando-as do material que as rodeiam. Podemos dizer, de uma maneira geral, que dentro de um filamento o campo magnético joga um papel dominante e os efeitos do plasma tais como a pressão e a gravidade podem ser desprezados comparados com os efeitos magnéticos.
Neste momento há duas explicações para se produzir um filamento. Ou há condensação de matéria coronal devido a um arrefecimento ou há injecção de material, plasma, frio, da cromosfera ou da fotosfera para a coroa.
Associada à designação de filamento aparece a designação de protuberância, representando o mesmo fenómeno, mas, segundo uma convenção estabelecida, filamento designa a estrutura quando é observada sobre o disco solar e protuberância o mesmo tipo de estrutura mas observada acima do limbo.
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H-alfa, 11-Jan-01. Estamos perante a observação de um filamento uma vez que a estrutura se encontra projectada sobre o disco solar. |
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H-alfa, 02-Jan-01. A estrutura observa-se acima do limbo, designa-se protuberância. |
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H-alfa, 06-Jan-01. A mesma estrutura tem uma parte que se designa filamento e outra parte designa-se protuberância. |
Há muitos tipos de filamentos quer na forma que apresentam, no tempo de vida, na sua relação com as regiões activas, na sua localização no Sol, mas pode-se considerar dois grandes grupos, filamentos quiescentes e filamentos de regiões activas.
Os filamentos quiescentes encontram-se geralmente a latitudes altas e existem em zonas de fluxo calmo. Os filamentos de regiões activas formam-se na faixa de regiões activas, formando-se em regiões de fluxo forte, zonas de grandes campos magnéticos.
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H-alfa, 02-Jan-01. A zona onde se encontra este filamento é uma região calma, trata-se de um filamento quiescente. |
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H-alfa, 02-Jan-01. Região activa onde se visualizam alguns filamentos que se designam por isso filamentos de região activa. |
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H-alfa, 06-Nov-00. Região activa com um filamento formando quase uma oval. |
Segundo Priest, 1997, como há uma grande variedade de filamentos que se formam em locais físicamente diferentes, isto sugere que deve haver vários e diferentes mecanismos produzindo os vários tipos de filamentos.
É curioso que apesar do ambiente onde se formam os diversos filamentos poder ser muito diferente, há uma propriedade que é comum, isto é, formam-se sempre acima de locais chamados linhas de inversão de polaridade. As linhas de inversão de polaridade ficam entre regiões de fluxo de polaridade oposta, local onde a componente vertical do campo magnético muda de sinal. Mas os filamentos não se formam acima de todas as linhas de inversão de polaridade. Só acima daquelas que ficam situadas em "canais de filamentos". Estes canais são os únicos locais onde os filamentos se desenvolvem mas nem todos os canais contêm filamentos. Diz-se por isso que estes canais são mais importantes que os filamentos que se formam dentro deles porque os canais desenvolvem-se muitas vezes antes da formação dos filamentos, têm um comprimento maior que os filamentos e um simples canal pode sobreviver a sucessivas formações de filamentos.
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H-alfa, 07-Fev-01 |
Observe a localização dos filamentos e compare com o magnetograma do Sol obtido pelo SOHO no mesmo dia .
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Magnetograma do Sol onde se observam regiões claras e escuras que significam zonas com campos magnéticos de polaridades opostas. Observa-se perfeitamente que os filamentos se encontram entre regiões de fluxo de polaridade oposta. (Programa SOHO) |
SOHO: Solar and Heliospheric Observatory. É um observatório espacial que se encontra em órbita em torno do ponto lagrangeano Sol-Terra à distância de 1.500.000 km da Terra. Está equipado com um conjunto de telescópios que permitem estudar e compreender a estrutura solar, a dinâmica interior do Sol, a atmosfera solar. Este projecto resultou da cooperação entre a ESA (Agência Espacial Europeia) e a NASA.
Pontos lagrangeanos. Pontos situados na vizinhança comum de dois corpos celestes e onde as forças atractivas gravitacionais se equilibram. Estes pontos são posições de equilíbrio para corpos de pequena massa.
