Em 1851, em Dessau, Schwabe anunciou que as mudanças no número de manchas solares ocorrem periodicamente, tendo determinado um período de 10 anos. Essa descoberta de Schwabe recebeu merecido reconhecimento em 1857, quando lhe foi outorgada a medalha de ouro da Sociedade Astronômica de Londres. O presidente, em seu discurso, declarou: “Doze anos ele [Schwabe] dedicou ao prazer de seus próprios interesses, seis anos seguintes ao benefício da humanidade e, por fim, R e Z.”
A posição do eixo solar e a aparência do equador solar. A linha vermelha indica o equador. As manchas aparecem raramente no equador. Fig. 4. Curva de Wolf.
Wolf, em Dessau, sem que Schwabe dirigisse seu inalterável telescópio para ele, o que, evidentemente, ocorria em média cerca de 300 dias por ano, durante séculos. O fato de as manchas solares aparecerem e desaparecerem com bastante regularidade é, por si só, muito interessante, mas isso significa algo mais, pois evidentemente indica a existência de certas mudanças no interior do Sol, regulares e periódicas em caráter, dependentes de condições físicas e mecânicas ainda não totalmente esclarecidas.
A sistematização das observações das manchas solares, acumuladas ao longo de dois séculos e meio, foi realizada pelo astrônomo de Zurique R. Wolf (Rudolf Wolf, 1816–1893). Ao processar todo o material deixado pelos observadores, ele conseguiu estabelecer um período mais preciso da atividade solar. Esse período equivalia, em média aritmética, a onze anos. Ao mesmo tempo, Wolf determinou os anos de máxima e mínima quantidade de manchas — máximos e mínimos da atividade solar — para todo o período anterior de observações. Os números obtidos como resultado do processamento das observações foram por ele chamados de relativos — r — e os determinava para cada dia de observação pela fórmula r = K (10g + f), onde g significa o número de grupos observados e manchas individuais em um determinado momento, f — o número total de manchas contadas nesses grupos e individualmente, K — um coeficiente que depende do observador e de seu telescópio.
Essa fórmula é usada até hoje, embora, é claro, ela permita expressar com perfeita precisão o estado da superfície solar. Esse estado é determinado ainda por toda uma série de outras formações grandiosas, de uma forma ou de outra relacionadas com as manchas: magnitude, número e caráter das erupções e protuberâncias solares, flóculos, labaredas etc. A curva — são os principais ciclos da atividade solar, equivalendo, em média aritmética, a 11 anos, mas com desvios individuais de 11 anos para um lado ou outro. Esses principais ciclos da atividade solar destacam-se com maior clareza, e graças a eles o curso da curva do processo de formação de manchas adquire um caráter ondulatório com uma alternância gradual de pontos de máximos e mínimos.
Escolhendo qualquer um desses ciclos do ponto de mínimo ao ponto do mínimo seguinte, teremos uma onda — um ciclo completo da atividade solar, igual, digamos, a 11 anos. Ao examinar o curso desse ciclo, notaremos que o aumento até o máximo não ocorre gradualmente, mas em saltos. Em outras palavras, a curva, ao subir do ponto de mínimo para o ponto de máximo e novamente descer ao ponto de mínimo, não o faz suavemente, mas sofre inúmeras séries de saltos. O tamanho desses saltos aumenta à medida que o processo de formação de manchas se intensifica e, no momento do máximo, atinge seus valores mais altos.
Assim, o curso da curva ondulatória do processo de formação de manchas é repleto de inúmeras pequenas ondas com picos agudos no topo e vales profundos, não menos agudos, na parte inferior. Ao observar a curva de formação de manchas, vê-se que ela apenas remotamente lembra uma senóide. Em detalhes, essa curva se assemelha ao curso diário da temperatura de um paciente com febre tifoide, semelhante aos dentes de uma serra semicircular. Aqui, observam-se subidas e descidas bruscas, deslocamentos e interrupções. Tudo isso são pequenas oscilações, das quais se compõe uma grande — o ciclo de 11 anos da atividade solar.
Ao examinar esses saltos-dentes, no entanto, é fácil perceber que todos eles, à medida que o ciclo avança do mínimo ao máximo, aumentam gradualmente em número e altura; isso significa que as manchas surgem na superfície do Sol cada vez com maior frequência, aparecendo em maior quantidade e tendo uma duração de vida mais longa. Portanto, a quantidade de energia por elas irradiada também aumenta gradualmente, em saltos, à medida que o ciclo avança do mínimo ao máximo. Esses saltos no aparecimento e desaparecimento das manchas, ao que parece, são os responsáveis por muitos dos efeitos que se desenvolvem na Terra, dependendo da formação de manchas.
Baseando-se nas mudanças na intensidade e quantidade de manchas solares, ainda Schwabe, como vimos, considerava que o intervalo de tempo entre os máximos era igual a 10 anos. Lamont calculou o mesmo valor e obteve para ele 10,43 anos. Wolf considerava o período das oscilações do número de manchas igual a 11,111 anos, com uma variabilidade média de ±2,03 anos. Ch. Young (Young, 1834–1908) acreditava que o verdadeiro ciclo de formação de manchas não ultrapassava 12–14 anos. A. Wolfer (A. Wolfer) considerava que, em média, o período de formação de manchas era igual a 11,124±0,030 anos. S. Newcomb (S. Newcomb, 1835–1909) o aceitou como 11,13 anos. Por fim, Michelson (A. Michelson, 1852–1931) inclinava-se a reconhecer um período superior a 11,4 anos, mas H. Turner (H. Turner, 1861–1930) considerava que, atualmente, só se pode falar em um período de 11,4 anos.
Schuster submeteu a uma análise harmônica o material numérico sobre as manchas durante 150 anos. De acordo com sua pesquisa, além do ciclo de 11,125 anos, existe uma série de períodos secundários, cuja sucessão é a causa das várias perturbações observadas no período principal. Esses períodos secundários têm valores de 4,38, 4,80, 8,36 e 13,50 anos. Ao investigar a questão do período de 11 anos no período de 1750–1900, Schuster descobriu que, nos primeiros 75 anos, esse período se divide em dois: 9,25 anos e 13,75 anos; no total de 75 anos, ele equivale a 11,1 anos.
É interessante notar que Turner processou as observações magnéticas de Greenwich no período de 1841 a 1904 e descobriu que, além do período principal relacionado às manchas solares, existe ainda um período secundário de 9,26 anos. Desejando encontrar o mesmo período na atividade solar, Turner iniciou a reanálise de todos os dados de Wolf e Wolfer desde 1610. Não tendo encontrado períodos de 9,26 anos, Turner estabeleceu, no entanto, a presença de outro período de atividade solar, precisamente de 13 anos. Esse período se distingue pela propriedade de ser bastante bem expresso mesmo com pequena intensidade. Por fim, em 1927, Oppenheim submeteu os números de Wolf a uma nova análise e descobriu que a curva de seu curso é expressa pela seguinte função:
r = C + C2 cos [φ1 + l.xm – cos (mφ1 – εm)],
φ = 360°/П,V = 360° / 450. Assim, a formação de manchas é um fenômeno muito complexo. Em média, apenas uma…
Fig. 7. Latitudes médias do Sol (curva tracejada ч) e áreas médias das manchas (curva vermelha) de 1854 a 1912. No início de cada novo ciclo solar após o mínimo, as manchas aparecem nas latitudes mais altas em que podem ocorrer, ou seja, a cerca de ±30° de latitude. Pelo “law” do aumento da quantidade de manchas do mínimo ao máximo, a zona de máxima frequência de manchas desloca-se em direção ao equador solar até ±30° de latitude, onde as manchas finalmente desaparecem no mínimo. Após o início do mínimo, o fenômeno se repete na ordem anterior (segundo Spoerer). O período é de 11 anos. Na realidade, entretanto, sua duração às vezes atinge 17 anos e, outras vezes, apenas 7. Também é um fenômeno muito significativo no ciclo de variação da quantidade de manchas solares o fato de que o surgimento do máximo, seu período e seu declínio não representam, cada vez, algo estritamente definido, mas variam gradualmente devido a causas ainda desconhecidas para nós. Portanto, ao determinar e prever qualquer ponto específico do período, deve-se ser extremamente cauteloso. As mudanças na atividade solar, que marcam os pontos de maior ascensão e maior queda, só podem ser determinadas após vários meses, ou mesmo um ano ou mais, mediante comparação com dados sobre a atividade solar ao longo de um período mais ou menos prolongado. A previsão disponível até agora sobre a determinação do ciclo de 11 anos só pode ser feita com uma precisão de 1 a 2 anos, mas mesmo isso, em alguns casos, já pode significar muito.
Além das tentativas de descobrir pequenos ciclos de atividade solar, também foram realizados estudos com o objetivo de determinar se não haveria, na atividade solar, períodos maiores. Ainda em 1746, quando nada se sabia sobre períodos, Meurand indicou a possível existência de grandes períodos na atividade solar. Mais tarde, a mesma ideia foi compartilhada por Loomis. Wolf tentou encontrar tal período, determinando-o em 55,5 anos. Young sugeriu que existe uma oscilação de 60 anos, que se soma à oscilação principal de 11 anos. A. Ganski determinou-a em 72 anos. N. Lockyer encontrou na atividade solar um período de 35 anos, e Schuster calculou, com o auxílio do método periodográfico, ciclos de um terço de século, equivalentes a 33,375 anos. Para o estabelecimento do período de 33 anos na atividade do Sol, também chegou Litznar. Finalmente, Turner concluiu ser possível inferir a existência de um longo período de 266 anos. Segundo esse estudioso, a cada 266 anos ocorre um grande máximo de atividade solar.
Wolf, em 1889, com base em dados de crônicas medievais chinesas sobre auroras boreais, destacou várias datas que poderiam corresponder a grandes máximos na atividade solar. São os anos: 372, 840, 1078, 1333 e 1372. Baseando-se nos anos 372 e 1372, nos quais, segundo sua suposição, teria havido uma atividade solar especialmente intensa, Wolf calculou uma série de grandes períodos, a saber: 88,33 e 66,67 anos. Depois, Wolf adicionou essas cifras sucessivamente ao ano 372, obtendo assim uma tabela de datas de grandes máximos de atividade solar. Contudo, atualmente, as datas propostas por Wolf podem ser contestadas.
Mas o que são as manchas? Será que o “grande segredo” das manchas, como disse Galileu, já foi desvendado em nossos dias? Talvez ainda não, mas o que já sabemos sobre as manchas e sua natureza nos últimos anos é suficiente para nos permitir formar uma ideia da grande importância das manchas solares para a vida da Terra.
Muitos grandes pensadores se debruçaram sobre o mistério da natureza das manchas solares. Os primeiros observadores acreditavam que as manchas eram planetas, os satélites mais próximos do Sol, que passavam perto de sua superfície. Essa concepção equivocada foi derrubada por Galileu, que, por sua vez, pensava que as manchas eram nuvens flutuando na atmosfera solar. Derham acreditava que essas nuvens provinham de erupções vulcânicas solares. J. Lalande as considerava como os cumes de montanhas solares que se erguiam sobre o oceano de fogo acima da superfície de uma ilha luminosa que repousava sobre o núcleo sólido central do Sol. W. Herschel acreditava que as manchas eram aberturas temporárias nas nuvens, através das quais podíamos ver a escuridão. O material que nos permite julgar, com certo grau de certeza, as épocas de atividade solar são os registros cronísticos de auroras boreais. Estas, como se estabeleceu, em determinadas latitudes ocorrem principalmente quando o Sol passa por uma época de máximo. Outros dados são as grandes manchas solares visíveis a olho nu nas épocas de máximo e registradas pelos cronistas (principalmente chineses). Esse material está disperso em crônicas e crônicas de diferentes povos. A sistematização desses dados deve-se ao cientista alemão H. Fritz, que, pela primeira vez, em 1893, trabalhou os dados cronísticos sobre auroras boreais, manchas solares visíveis a olho nu, granizos e colheitas. Vinte e cinco anos depois, um trabalho semelhante foi realizado na Rússia por D. O. Sviatski, que também levou em conta as crônicas russas.
Seu filho, J. Herschel, ofereceu a seguinte explicação para as manchas: as manchas são enormes vórtices que sobem através da atmosfera. Na época, a partir de 1868, duas teorias disputavam entre si: a teoria do abade A. Secchi e a teoria de E. Faye. O primeiro baseou sua teoria na hipótese de erupções solares. Faye considerava a base da formação das manchas as tempestades solares, e a própria estrutura das manchas como vorticosa. Esse ponto de vista inicial ainda mantém sua força até os dias de hoje.
A teoria de Faye consiste no seguinte: devido ao movimento relativo de partes adjacentes da fotosfera, formam-se redemoinhos que se transformam em ciclones e vórtices semelhantes àqueles que ocorrem quando uma corrente rápida encontra obstáculos no caminho. Esses redemoinhos têm a aparência de funis, nos quais corpos e ar flutuantes são arrastados para o interior. De modo semelhante, como então supunha Faye, ocorrem os ciclones e tornados terrestres. Eles começam no alto e descem cada vez mais na atmosfera até que o topo do redemoinho atinja a Terra. Redemoinhos desse tipo, mas de proporções colossais, constituem, segundo Faye, a essência das manchas solares.
Uma das objeções à teoria de Faye era a seguinte: se as manchas são vórtices, elas devem apresentar movimento vorticoso. Além disso, todas as manchas ao norte do equador deveriam girar na mesma direção, contra o sentido horário, se vistas da Terra; as manchas do hemisfério sul do Sol deveriam girar na direção oposta, como os ciclones terrestres. Ao investigar essa questão, os astrônomos notaram que apenas uma pequena porcentagem de manchas apresenta traços de movimento vorticoso, e muitas vezes diferentes membros de um mesmo grupo de manchas, ou até mesmo diferentes partes de uma mesma mancha, giram em direções opostas. Na época, essas observações só podiam abalar a teoria de Faye; entretanto, hoje elas são a melhor prova da validade de seu princípio sobre a estrutura vorticosa das manchas.
A teoria de Faye foi apoiada pelas teorias elétricas das manchas. Defensores ardorosos da teoria vorticosa das manchas foram Reye e Helm. Contudo, para sua aceitação definitiva, faltava clareza em alguns detalhes. Somente após o brilhante trabalho do cientista americano G. Hale, publicado em 1908, a maioria dos astrônomos voltou à teoria vorticosa. Finalmente, no ano seguinte, Hale pôde concluir, com base em inúmeras pesquisas, que as manchas solares “são, provavelmente, vórtices elétricos”. Os trabalhos brilhantes de Hale deram início a uma série de excelentes investigações sobre a natureza das manchas, realizadas no Observatório Solar do Monte Wilson, na Califórnia, bem como em outros observatórios dedicados ao estudo do Sol. A teoria de Hale encontrou muitos defensores entusiastas entre os astrônomos, tanto mais que ela recebia confirmações cada vez maiores a cada dia.
Assim, as manchas solares devem ser consideradas como vórtices, semelhantes a redemoinhos no mar, com expansões em forma de funil na parte superior. O movimento da matéria nesses vórtices ocorre de baixo para cima, formando um redemoinho ascendente. A velocidade do movimento da matéria atinge valores enormes, e os gases que são arrastados no vórtice se resfriam devido à sua rápida expansão à medida que se aproximam do topo do redemoinho. Os topos dos vórtices, nos quais os gases resfriados chegam, movem-se em espiral com raios que aumentam rapidamente. Aquilo que vemos na forma de mancha é apenas o topo, o fim, o vórtice, o eco de processos grandiosos que ocorrem em regiões inacessíveis à nossa investigação. Sem dúvida, existe uma causa que obriga os gases das profundezas do Sol a fluírem para cima. Lá, nas camadas inferiores da esfera solar, esconde-se uma força cósmica que movimenta todo esse redemoinho complexo e enorme, que ostenta o modesto nome de mancha solar. A causa que provoca os movimentos vorticosos da matéria fotosférica ainda não pode ser considerada firmemente estabelecida. Nesse sentido, existem até agora suposições mais ou menos fundamentadas. Talvez a causa mais próxima deva ser considerada o intenso aquecimento da matéria nas profundezas? Ao se tornarem mais leves, como o ar em uma chaminé, eles sobem. Ao longo do caminho, devido à ascensão, os gases se resfriam e chegam à superfície mais frios, embora inicialmente estivessem fortemente aquecidos. Disso decorre que, na camada inferior, onde ocorre o início do fenômeno, deve predominar uma temperatura muito alta. De fato, enquanto próximo à superfície do Sol a temperatura não ultrapassa 6000 °, nas camadas centrais ela atinge cerca de 12.000.000 °. Segundo os cálculos de R. Emden, a temperatura central do Sol é igual a 31.500.000 °. H. Russell demonstrou que a maioria das estrelas tem no centro uma temperatura muito próxima a 32.000.000 °. A causa de tal aquecimento nas camadas inferiores do Sol permanece, até agora, um mistério não resolvido. Essa questão torna-se ainda mais incompreensível se levarmos em conta que as manchas aparecem em determinadas partes da superfície solar e apenas nas superfícies solares. Diante desse furacão, nossas tempestades, que arrasam árvores e casas, são meras brisas suaves. Ainda em 1892, Young, ao estudar espectroscopicamente a radiação das manchas solares, descobriu um fenômeno notável, a saber: muitas linhas espectrais das manchas solares revelaram-se duplas, enquanto o espectro do restante do disco solar permaneceu normal.
