Fazendo luz sobre o vento solar: simulação de auroras boreais na escola Teach article

Traduzido por Duarte Nuno Januário. As auroras são uma das maravilhas do mundo natural. Utilizando dispositivos simples, as auroras e fenómenos relacionados podem ser facilmente reproduzidos na sala de aula.

A aurora vista a partir da
Estação Espacial
Internacional

Imagem cortesia de: Earth
Observations Laboratory,
Johnson Space Center

As auroras são um fenómeno intrigante que pode ser visto nas regiões polares, nas quais a camada fina da atmosfera superior brilha e tremeluz durante a noite. Também são conhecidas como luzes do norte ou do sul (luz polar). Neste artigo, explicamos como se formam as auroras e descrevemos quatro atividades, adequadas para alunos com idades entre os 14 e os 16 anos, nas quais podem ser simuladas auroras e fenómenos relacionados.

Figura 1: O campo magnético
da Terra. As partículas do
vento solar são captadas
pelo campo magnético
terrestre e direcionadas para
um dos seus polos
magnéticos, formando a
cintura de Van Allen. É apenas
nos polos que a cintura de
Van Allen se encontra
suficientemente próxima da
Terra para intercetar a sua
atmosfera, onde as colisões
entre as partículas carregadas
e os átomos da atmosfera
provocam as auroras Clique
na imagem para ampliar
.
Imagem cortesia de: Peter Reid /
Universidade de Edimburgo

Talvez de forma inesperada, a causa última das auroras não reside na atmosfera terrestre mas sim no Sol. O Sol – a nossa estrela – liberta a sua energia para o espaço de duas formas: como radiação, da qual vemos todos os dias a parte visível; e como vento solar, que é invisível, mas que origina as auroras quando interage com as camadas superiores da atmosfera. O vento solar é constituído por partículas carregadas – eletrões e iões, sendo estes sobretudo catiões hidrogénio (protões) – e tem propriedades variadas. A sua velocidade pode ir de algumas dezenas de quilómetros por segundo até alguns milhares, e a sua densidade vai de alguns (tipicamente cinco) eletrões e protões por centímetro cúbico à distância a que a Terra se encontra do Sol.

Sendo eletricamente carregado, o vento solar é sensível aos campos magnéticos. Uma das consequências disto é que uma larga proporção das partículas do vento solar que passam pelo nosso planeta são captadas pelo campo magnético da Terra (figura 1) e eventualmente dirigidas a um dos seus polos magnéticos; estas partículas capturadas formam aquilo que se chama a cintura de Van Allen.

A aurora austral (luzes do
sul) conforme vista a partir
da Estação Espacial
Internacional

Imagem cortesia de: ESA /
NASA

Para todos os efeitos, a cintura de Van Allen situa-se bem acima da superfície da Terra (cerca de 45 000 km na região do equador). No polos, contudo, penetra na atmosfera: as suas partículas carregadas colidem com a atmosfera a uma altitude de 80-500 km, onde o ar é rarefeito (com uma pressão de menos de alguns décimos de pascal).

Como é que isto provoca as auroras? Durante as colisões, os átomos da atmosfera ficam ionizados (quando um ou mais eletrões são ejetados) ou excitados (quando a colisão aumenta o nível energético de um eletrão, sem no entanto provocar a sua ejeção), e portanto instáveis.

Uma aurora sobre a região
polar norte de Saturno tem
uma forma anelar
semelhante à das auroras
próximas dos polos
terrestres. Esta imagem foi
captada pela sonda Cassini
da NASA. Clique na imagem
para ampliar
.
Imagem cortesia de: NASA/JPL
/Universidade do Arizona

Para regressar ao seu estado normal, os átomos deverão participar em reações químicas ou libertar a energia que acabaram de absorver sob a forma de luz. Quando este processo emite luz visível, denomina-se aurora. Vistas do espaços, as auroras boreal e austral formam um anel conhecido como a oval da aurora, que demarca a região onde a cintura de Van Allen interceta a atmosfera terrestre (ver imagem à esquerda).

Embora estejamos mais familiarizados com as auroras na Terra, estas não se restringem ao nosso planeta: os astrónomos observaram auroras noutros planetas do Sistema Solar, em particular Júpiter e Saturno, e também em Marte, para além de anomalias magnéticas.

A experiência básica

O cientista Norueguês Kristian Olav Birkeland (1867-1917) foi o primeiro a utilizar uma pequena esfera magnetizada conhecida como a terrela (“pequena Terra”) para demonstrar os mecanismos das auroras. Numa câmara de vácuo, um cátodo, que representa o Sol, produz um fluxo de eletrões (o vento solar, embora na realidade os eletrões sejam apenas um dos seus componentes), enquanto a terrela (ânodo) é sujeita ao vento solar e se comporta como um planeta ou outro corpo do Sistema Solar. A montagem pode variar, conforme descrito abaixo, de forma a demonstrar uma variedade de fenómenos físicos.

Este equipamento pode ser facilmente construído usando materiais vulgarmente encontrados em escolas e leva cerca de 10 horas a montar. A esquematização encontra-se na figura 2; descarregue os detalhes acerca dos materiais e da construçãow1 do site da Science in School.

 

Nota de segurança

Deverá ter-se especial precaução quando se trabalha com elevadas tensões elétricas. Ver também a nota de segurança geral da Science in School.

Atividade 1: Simulação de auroras e da Cintura de Van Allen

Figura 2: Montagem
experimental para a atividade
1. No interior da câmara de
vácuo, a esfera encontra-se
sobre um suporte de
alumínio. É colocado um íman
no interior da esfera,
constituindo um elétrodo,
sendo o outro elétrodo
suspenso do topo da câmara
de vácuo. Clique na imagem
para ampliar
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Nesta experiência, similar à de Birkeland, simulamos as auroras e a cintura de Van Allen. O equipamento deve ser montado de forma a que o elétrodo suspenso do topo da câmara de vácuo seja o cátodo, representando o Sol e gerando um fluxo de eletrões (figura 2). A esfera magnetizada é o ânodo, representando a Terra, e o seu eixo magnético deve ser perpendicular ao fluxo de eletrões.

Figura 3: A nossa oval
auroral simulada na
atividade 1
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Os eletrões (vento solar) são atraídos e envolvem a esfera (“Terra”, o ânodo). Conforme o fazem, colidem com os átomos do gás, uma vez que na câmara não existe um vácuo perfeito, e verificamos isto na forma de um brilho à volta da esfera. Os eletrões movem-se então em direção aos polos da esfera, contornando-a de forma a seguirem as linhas de campo magnético; vemos isto como um anel à volta de cada polo (figura 3).

De que forma esta simulação se relaciona com a realidade? O brilho generalizado à volta da esfera magnética representa a cintura de Van Allen, que na realidade é apenas visível nos polos, onde interceta a atmosfera terrestre. Nesta simulação, uma vez que existem pequenas quantidades de gás em toda a câmara, a nossa “Cintura de Van Allen” permite visualizar todo o campo magnético da “Terra”.

Os anéis brilhantes à volta de cada polo na nossa simulação representam as ovais aurorais. Tal como na realidade, são provocadas por um elevado número de eletrões (recordar que as linhas de campo se encontram mais próximas nos polos) atingindo os átomos do gás.

As cores da simulação, contudo, diferem das que são mais vulgarmente observadas nas luzes do norte e do sul. As cores mais brilhantes nas auroras terrestres (verde e vermelho) são provocadas pelo oxigénio atómico, que esta apenas presente nas camadas superiores da atmosfera. As cores da nossa simulação (púrpura, vermelho, rosa e branco) são encontradas apenas nas auroras que ocorrem a baixas altitudes, onde abundam o oxigénio e o azoto moleculares. Estas cores são visíveis apenas algumas vezes em cada década, quando o vento solar entra na atmosfera com velocidades particularmente elevadas.

Figura 4: Uma simulação da
corrente estelar em anel: os
eletrões circulam no equador
magnético sob a influência da
força de Lorentz
(na atividade 2)
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Atividade 2: Demonstrando a força de Lorentz

Na experiência anterior, a esfera era o ânodo e representava a Terra, enquanto o outro elétrodo representava um estrela (o Sol). Nesta experiência podemos trocá-los, definindo como cátodo a esfera superior, de forma a verificar o efeito do do vento solar à volta de uma estrela. Quando fazemos isto, vemos um anel brilhante à volta do equador da “estrela” (figura 4).

O que está a acontecer? Os eletrões circulam no equador magnético da esfera superior, sob a influência da força de Lorentz (também conhecida como força de Laplace), que é criada quando uma partícula carregada se move num campo magnético. Esta força é perpendicular tanto à direção de movimentação da partícula como ao campo magnético, e portanto obriga a partícula a girar em torno da linha de campo magnético. Isto cria uma corrente estelar em anel.

Como é que a nossa simulação se relaciona com a realidade? Não existe qualquer corrente estelar em anel porque o campo magnético não é suficientemente forte. É possível, contudo, que as correntes possam existir em torno de outras estrelas com campos magnéticos mais intensos, mas estes não podem ser observados com os telescópios que existem hoje em dia, porque as estrelas são muito mais brilhantes do que essa corrente em anel.

Atividade 3: Criando uma aurora no Sol

Figura 5: Simulação de uma
aurora estelar: na atividade
3, conforme os eletrões do
vento solar simulado
regressam ao “Sol” ao longo
das suas linhas de campo
magnético, formam um
dramático círculo de luz no
polo
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Também nesta experiência vamos para além do que é observado na natureza, criando uma aurora no próprio Sol. Mais uma vez, definimos a esfera como cátodo, desta vez aumentando a intensidade do campo magnético através da utilização de um íman mais forte e de uma esfera com uma parede mais fina (utilizámos uma bola de árvore de natal). Quando fazemos isto, verificamos que os eletrões são afastados do “Sol”, mas uma proporção deste “vento solar” regressa ao “Sol” através das suas linhas magnéticas, formando um dramático círculo de luz no polo mais próximo do ânodo, conforme se vê na figura 5.

Será que isto reflete a realidade? Baseados na compreensão do Sol e do vento solar, os cientistas preveem que deve existir uma aurora à volta do Sol, que no entanto não pode ser observada porque o Sol é demasiado brilhante e está demasiado distante.

Atividade 4: Modelando o Sol e a Terra simultaneamente

Figura 6: Na atividade 4,
colocamos duas esferas
magnéticas na câmara de
vácuo, para demonstrar as
interações entre o Sol e a
Terra. Clique na imagem
para ampliar
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Até agora, as nossas experiências modelaram o Sol ou a Terra individualmente, representando o outro como um simples elétrodo. Contudo também é possível representar em simultâneo ambos os corpos através de esferas. Nesta atividade, dispensamos o elétrodo simples e no seu lugar colocamos duas esferas magnéticas na câmara de vácuo (figura 6), para demonstrar alguns fenómenos relacionados com a interação entre o Sol e a Terra. Para o Sol, usamos a esfera da atividade 3 (por exemplo uma bola de árvore de natal com um íman no seu interior) como cátodo, e para representar a Terra, um pequeno íman esférico como ânodo.

Figura 7: Na atividade 4, a
esfera maior (A) representa o
Sol, a menor (B) representa a
Terra. Tal como as ovais
aurorais (C, D), as cúspides
polares da Terra (E, F) podem
claramente ser vistas. Clique
na imagem para ampliar
.
Imagem cortesia de: Philippe
Jeanjacquot

Vemos um brilho à volta do “Sol” (figura 7A), semelhante ao brilho generalizado à volta da “Terra” na atividade 1. Desta vez, contudo, o brilho representa a coroa solar. A coroa solar resulta da expansão do vento solar conforme sai da estrela, e é apenas visível da Terra durante os eclipses solares; no resto do tempo, é ofuscada pelo brilho da superfície solar. Na realidade, a formação da coroa solar depende não apenas do vento solar mas também da temperatura e da configuração magnética do Sol, portanto, a nossa “coroa” é mais uma analogia do que uma simulação.

A coroa solar, conforme vista
durante o eclipse total do Sol
de 7 de Março de 1970. A
Coroa apenas é visível a
olho nu durante um eclipse
.
Imagem cortesia de: NSO /
AURA / NSF

O vento solar simulado viaja a partir do Sol (figura 7A) através do espaço interplanetário até à Terra (B). Aqui, tal como na atividade 1, provoca um invólucro brilhante em torno do planeta (a cintura de Van Allen), bem como anéis brilhantes em torno dos polos (as ovais aurorais). Na figura 7, a oval auroral do norte (C) é claramente visível e a do sul está escondida por um dos nossos dispositivos.

Podemos também ver “plumas” brilhantes de luz nas ovais aurorais (figuras 7D, E e F). Estas “plumas” existem na realidade e são chamadas cúspides solares. Na nossa simulação, são o resultado dos campos magnéticos das duas esferas estarem diretamente ligados. Os eletrões viajam através linhas de campo magnético interligadas. Na realidade, a explicação é um pouco mais complexa: as linhas de campo magnético do Sol e da Terra não estão diretamente ligadas, mas sim através do campo magnético interplanetário, que se encontra embebido no vento solar.

Na realidade, ao contrário do que acontece na nossa simulação, as ovais aurorais são mais brilhantes do que as cúspides polares. Isto ocorre porque a aceleração das partículas carregadas que causam as ovais aurorais aumenta conforme entram no campo magnético terrestre, que aumenta a energia e a velocidade das partículas, tornando a aurora mais brilhante. Na simulação, os eletrões viajam a velocidade constante.

Download

Download this article as a PDF

Web References

Resources

Author(s)

Philippe Jeanjacquot é professor de física no Lycée Charlie Chaplin em Decines, próximo de Lyon, França. É também investigador sénior associado do departamento de projetos com a comunidade (Team ACCES) na Ecole Normale Supérieure de Lyon e no Institut Français de l’Education.

Jean Lilensten é investigador no Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble, França, e vencedor do prémio Europlanet 2010 para a excelência no envolvimento do público com a ciência planetária.


Review

Este artigo fornece uma introdução às auroras e ventos solares, e descreve uma forma muito interessante de os simular na escola. Esta atividade educativa pode ser útil principalmente para o ensino de física ou talvez de geografia para alunos entre os 16 e os 19 anos. Os alunos mais jovens poderão também divertir-se com estas experiências dramáticas e coloridas, mesmo que não entendam exatamente aquilo que se está a simular.

O tópico e a atividade podem ser usados como base para discussões na sala de aula, uma vez que a astrofísica é um assunto de grande interesse dos alunos. Seria uma boa oportunidade para ligar temas clássicos da física (ex: eletricidade e ionização) à física moderna (ex: astrofísica e física de partículas) ou para proporcionar uma lição interdisciplinar relacionada com as ciências da Terra (ex: Sistema Solar).

Algumas questões que podem ser formuladas:

  • O que são as auroras e que aspeto têm?
  • Quais são as melhores regiões para as observar e porquê?
  • O que é o vento solar?
  • Descreve a interação entre o vento solar e a atmosfera Terrestre.
  • O que é a ionização de um gás?
  • O que provoca as cores das auroras?

Gerd Vogt, Higher Secondary School for Environment and Economics, Yspertal, Áustria




License

CC-BY-NC-SA