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Frequentemente estão associadas a outras formas de atividade solar, como a
erupção solar, mas ainda não há uma relação estabelecida entre esses fenômenos. A maior parte das ejeções origina-se de regiões ativas da superfície solar, como grupos de
manchas solares, geralmente associadas a
campos magnéticos instáveis distribuídos ao longo do
Sol, principalmente no período mais ativo do
ciclo solar. Em épocas de
máxima atividade solar, são produzidas pelo menos três ejeções de massa coronal por dia, enquanto que em épocas de
mínima atividade solar, há apenas uma ejeção a cada cinco dias, em média.
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Descrição
Geralmente são observadas com um
coronógrafo de luz branca.
Causa
A
reconexão magnética, fenômeno associado ao rearranjamento das linhas de campo quando dois
campos magnéticos são orientados de modo que um está oposto ao outro, é a responsável pelas ejeções de massa coronal e pelas
erupções solares.
4 5 Esse rearranjamento é acompanhado de uma liberação súbita de energia armazenada nas linhas de campo originais.
No Sol, a reconexão magnética pode ocorrer em regiões de
loops compactos de linhas de campo magnético. Essas linhas reconectam rapidamente em
loops pouco densos, deixando uma hélice de campo magnético desconectada aos
loops originais. A repentina liberação de energia nessa reconexão causa as erupções solares. O campo magnético desconectado e a matéria associada pode se expandir violentamente, causando uma ejeção de massa coronal.
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Isso também explica o porquê de as ejeções e as erupções solares normalmente ocorrerem em regiões ativas na superfície solar, onde os campos magnéticos locais são mais fortes do que em outras regiões.
Impactos na Terra
Propriedades físicas
Uma ejeção de massa coronal pode ter uma ou todas das seguintes características: uma cavidade de baixa densidade de elétrons, um núcleo denso (a
proeminência, que aparece como uma região brilhante em imagens de coronógrafos, situados na cavidade), e uma frente brilhante.
A maior parte das ejeções originam-se de regiões ativas da superfície, como em grupos de
manchas solares, associados com frequentes
erupções solares. Essas regiões possuem linhas fechadas de campo magnético, no qual a intensidade desse campo é suficiente para conter o plasma. Essas linhas devem quebrar-se ou enfraquecer-se para que ocorra a ejeção. Contudo, ejeções também podem ocorrer em regiões calmas do Sol, embora em muitos casos, essa região calma tenha sido ativa recentemente. Durante a
mínima atividade solar, as ejeções formam-se nos cinturões de corrente próximos ao equador magnético do Sol. Durante a
máxima atividade solar, originam-se de regiões ativas cuja distribuição latitudinal é mais homogêneo.
As ejeções de massa coronal podem alcançar velocidade de 20 km/s a 3200 km/s. A média fica em 489 km/s, baseado em dados da
SOHO e da
LASCO, entre 1996 e 2003. Os valores dados são apenas o limite mínimo, pois as medidas dos coronógrafos dão apenas a análise de dados em duas dimensões. A frequência da sejeções depende da fase do
ciclo solar: ocorre uma ejeção a cada cinco dias durante a mínima atividade solar e 3,5 vezes por dia durante a máxima atividade solar.
8 Esses valores também são limites inferiores porque as ejeções que ocorrem do lado oposto do Sol não podem ser vistos pelos coronógrafos.
O conhecimento atual sobre a
cinemática das ejeções indica que o fenômeno inicia-se com uma fase de pré-aceleração caracterizada por um lento movimento de subida, seguido por uma rápida aceleração, em direção ao espaço exterior, que diminui até que a massa perdida se estabilize em uma velocidade próxima da constante. Algumas ejeções, especialmente as mais fracas, não possuem uma fase de forte aceleração, mas a massa perdida acelera sem grandes flutuações e essa diminui até que essa massa ganhe uma velocidade próxima da constante.
Associação com outros fenômenos solares
As ejeções de massa coronal estão frequentemente associadas com outras formas de atividade solar, como as
erupções solares, proeminências eruptivas e sigmoides de raios X, escurecimento coronal (diminuição do brilho da superfície solar em longo prazo),
ondas de Moreton, ondas coronais (frentes brilhantes de propagação a partir do local da erupção) e conjuntos pós-eruptivos.
A associação das ejeções com esses fenômenos é comum, mas ainda não é plenamente entendido. Por exemplo, as ejeções e erupções solares são fenômenos próximos, mas ainda há certa confusão sobre esse ponto causado pelos eventos que se originam além do limbo. Para tais eventos, nenhuma erupção pode ser detectado. As erupções mais fracas não estão associadas às ejeções. Algumas ejeções podem ocorrer desatrelada a qualquer erupção, mas estes são mais fracos e mais lentos.
9 Acredita-se que as ejeções e as erupções são causados por um evento em comum, pois o pico de aceleração das ejeções e das erupções coincidem. Em geral, todos esses eventos são resultado da reestruturação de larga escala do campo magnético. A presença ou a ausência de ejeções durante essas reestruturações poderia refletir do ambiente coronal do processo. Por exemplo, a erupção pode ser confinada em uma estrutura magnética sobreposta ou simplesmente ser ejetado, sendo, dessa maneira, parte do
vento solar.
Modelos teóricos
Primeiramente, acreditava-se que as ejeções eram resultado de uma explosão eruptiva. Contudo, logo ficou aparente que muitas ejeções não estão associadas às erupções. As ejeções formam-se inicialmente na
coroa solar e sua fonte energética deveria ser magnética.
As energias envolvidas em ejeções são muito altas e é improvável que essas energoias pudessem ser dirigidas por campos magnéticos emergentes na
fotosfera. Portanto, a maior parte dos modelos de ejeção de massa coronal assumem que a energia é armazenada no campo magnético coronal por um intervalo de tempo e é liberada de repente por alguma instabilidade ou perda de equilíbrio nesse campo magnético. Ainda não há consenso sobre quais desses mecanismos de liberação de energia estão corretos e as observações ainda não são capazes atualmente de coincidir com esses modelos.
Ejeções interplanetárias
As ejeções normalmente alcançam a
Terra entre um e cinco dias após a erupção. Durante a propagação, as ejeções interagem com o
vento solar e com o
campo magnético interplanetário. Consequentemente, ejeções lentas são aceleradas para a velocidade dos ventos solares e ejeções rápidas são desaceleradas para essa velocidade. Ejeções muito rápidas, com velocidades superiores a 500 km/s, podem formar uma
onda de choque, e acontece quando a velocidade da ejeção em uma dada referência é maior do que a velocidade
magnetosônica. Tais choques têm sido diretamente observados pelos coronógrafos
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bursts de rádio tipo II. Estas ondas de choque podem se formar tão próximo quanto a dois
raios solares da superfície solar. Também estão ligados com a aceleração das
partículas energéticas solares.
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Missões de observação solar
WIND
Em 1 de novembro de 1994, a
NASA lançou o
WIND, um monitor de
vento solar que orbita o Sol no
ponto lagrangiano L
1 da órbita terrestre, sendo o componente interplanetário do programa
Global Geospace Science (GGS) dentro do programa
International Solar Terrestrial Physics (ISTP). A espaçonave é um satélite girante com eixo estabilizado que carrega consigo oito instrumentos para medir as partículas do vento solar, desde energias baixas até à faixa de MeV, e
radiações eletromagnéticas na faixa do rádio (em torno de 13 MHz) e na faixa dos
raios gama. Atualmente é a ferramenta astronômica que possui a maior resolução de tempo, momento angular e energia dentre todos os monitores de vento solar. O WIND é um grande instrumento coletor de informações e seus dados constribuíram para a publicação de mais de 150 artigo somente em 2008, por exemplo.
STEREO
Em 25 de outubro de 2006, a
NASA lançou o
STEREO, duas espaçonaves praticamente idênticas que possuem praticamente as mesmas órbitas, mas estão muito separadas angularmente. Esta separação poduz imagens
estereoscópicas das ejeções e outras atividades solares. A órbita dessas naves são semelhantes à órbita terrestre, mas uma está a frente da Terra em sua órbita enquanto que a outra está atrás. A separação aumentou desde o lançamento, e as duas naves estavam opostas no final de 2010 e começo de 2011.
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História
A maior perturbação geomagnética registrada, resultada presumivelmente de uma ejeção de massa coronal, coincidiu com a primeira observação de uma
erupção solar em 1 de setembro de 1859. Esse fenômeno ficou conhecido como o Evento de Carrington ou como a
tempestade solar de 1859.
