Conheça o Sol e suas Características Magnéticas

O Sol é a nossa própria estrela. Ele não apenas define nossos dias, estações e anos, mas também nos irradia seu calor, permitindo a sobrevivência de todas as criaturas na Terra. Sem o Sol, nosso lar familiar e exuberante se tornaria um deserto congelado irreconhecível, envolto em completa escuridão. Devido à sua importância em nossas vidas, o Sol fascina os humanos desde os tempos antigos e já foi adorado como um deus por quase todas as civilizações. Enquanto nossos ancestrais só podiam observar o Sol através da segurança das nuvens ou da neblina, os cientistas de hoje revelaram mais detalhes usando telescópios especiais tanto na Terra quanto no espaço sideral (Figuras 1A, B).

Como sabemos, o Sol é uma enorme bola de gás quente, ou para ser mais preciso, de plasma — um gás extremamente quente com cargas positivas e negativas em livre circulação. Geralmente, o plasma é considerado o quarto estado da matéria, além de sólido, gasoso e líquido, com um interior em camadas (Figura 1E). A fonte de energia do Sol é o seu núcleo, onde minúsculas partículas de átomos chamadas prótons e nêutrons colidem e se fundem para gerar imenso calor, em um processo chamado fusão nuclear. Então, ao longo de milhões de anos, o calor se move lentamente através da camada chamada zona radiativa.

Assim que esse calor atinge a próxima camada, a zona de convecção, ele faz com que o gás nessa camada gire e se agite como água fervendo. Acima do gás em ebulição está a superfície solar, conhecida como fotosfera, que é o que podemos ver a olho nu — mas você nunca deve olhar diretamente para o Sol sem proteção para os olhos!

Você pode estar se perguntando por que existem manchas escuras (manchas solares) na Figura 1A e laços brilhantes (loopings) na Figura 1B (essas características são mostradas em detalhe nas Figuras 1C e 1D). As manchas solares parecem mais escuras porque são regiões mais frias da superfície solar. Durante séculos, os astrônomos registraram quando e onde observavam manchas solares, e a representação gráfica dessas observações produz o diagrama em forma de borboleta (Figura 1F).

O formato de “borboleta” em movimento mostra que as manchas solares aparecem e desaparecem a cada 11 anos, um período conhecido como ciclo solar — uma variação de aproximadamente 11 anos na atividade magnética do Sol, medida em termos de variações no número de manchas solares observadas. Esse comportamento curioso ocorre porque o Sol é um ímã gigantesco que “gera” ímãs menores — as manchas solares! Ao longo de um ciclo solar, a atividade magnética aumenta e diminui, causando mudanças drásticas no número de manchas solares.

Os laços brilhantes indicam aproximadamente onde estão os campos magnéticos solares invisíveis — um campo de força invisível geralmente encontrado perto de um ímã ou de uma corrente elétrica. Uma radiação intensa é emitida quando partículas carregadas, como prótons e elétrons, viajam ao longo desses laços de campo magnético. Ocasionalmente, alguns laços se rompem, resultando em explosões extremamente poderosas chamadas erupções solares. Essas explosões repentinas de energia podem ser muito perigosas para satélites e redes elétricas, enquanto simultaneamente pintam o céu noturno com belas auroras — um espetáculo de luzes coloridas no céu que ocorre naturalmente devido a partículas do Sol que atingem nossa atmosfera e iluminam o céu. Os livros [1, 2] fornecem mais detalhes.

Como o campo magnético do Sol é gerado?

O motivo exato pelo qual a atividade magnética solar aumenta e diminui a cada 11 anos permanece um grande mistério. Apesar do nosso acesso muito limitado ao que está abaixo da superfície solar, sabemos que um campo magnético tão estranho e cíclico é fundamentalmente diferente de campos magnéticos que não mudam com o tempo, por exemplo, o campo produzido por um ímã em barra. Isso sugere que deve haver algum processo interno responsável. Mas como é possível ter um ímã que está em constante e regular mudança?

O princípio básico por trás de um campo magnético em constante mudança que se auto sustenta, semelhante ao do Sol, pode ser compreendido a partir de um dispositivo simples chamado dínamo de disco de Faraday. Aqui, a palavra “dínamo” significa gerador. O projeto inicial do cientista inglês Michael Faraday (1791-1867) consistia em um disco de metal colocado dentro do campo magnético produzido por um ímã permanente (Figura 2A).

Quando o disco gira, ele interage com o campo magnético e gera uma corrente elétrica que começa a fluir no circuito — um caminho fechado ou circuito completo por onde a eletricidade pode fluir. Esse efeito é chamado de Lei de Faraday, que afirma que quando um condutor (como o disco de metal) se move em um campo magnético, uma corrente elétrica começa a fluir dentro dele.

Agora, vamos desviar a corrente elétrica do circuito através de uma bobina helicoidal de fio, conhecida como solenoide (Figura 2B). A Lei de Ampère, que leva o nome do físico francês André-Marie Ampère (1775-1836), nos diz que uma corrente que flui em um condutor gera um segundo campo magnético no centro do solenoide. À medida que o disco continua a girar, a corrente gerada dentro do circuito fortalece o campo magnético produzido pelo solenoide, o que, por sua vez, leva à produção de mais corrente.

Assim, a corrente induzida e o campo magnético secundário reforçam-se mutuamente, tornando-se continuamente mais fortes um com o outro. O ímã permanente torna-se irrelevante e pode ser removido completamente. Eventualmente, o campo magnético secundário para de crescer devido às forças de deslizamento (atrito) e à resistência elétrica, mas permanece forte. É claro que outras condições precisam ser satisfeitas, mas são menos relevantes. Por exemplo, tudo isso só acontece quando o disco gira rápido o suficiente. A principal conclusão deste experimento é que um campo magnético forte pode ser gerado e reabastecido a partir de uma “semente” inicial fraca (ímã permanente). Isso é discutido mais detalhadamente no artigo [3].

Os cientistas agora acreditam que um processo semelhante, chamado dínamo solar, ocorre na zona de convecção. Em vez de um disco giratório e um solenoide, como no dínamo de disco de Faraday, é um gás quente e eletricamente condutor que “ferve” vigorosamente sob a superfície do Sol que é responsável por converter corrente elétrica e campos magnéticos em ambos os sentidos. A existência de um dínamo solar poderia explicar as misteriosas variações de 11 anos no número de manchas solares.

Descobrindo e Compreendendo o Dínamo Solar

A ideia do dínamo solar não surgiu do nada. Pelo contrário, ela surgiu do uso do método científico — um processo utilizado por cientistas para compreender fenômenos naturais, que inclui fazer observações, formular perguntas, buscar respostas por meio do raciocínio e testar hipóteses (Figura 3) — por gerações de cientistas. Movidos pela curiosidade, temos feito perguntas sobre fenômenos naturais desde o alvorecer da civilização. Os cientistas propõem possíveis explicações com raciocínio lógico e testam suas ideias contra observações conhecidas ou usando experimentos complexos. É incomum obter a resposta correta nas primeiras tentativas, mas isso não impede os cientistas de repetirem o processo após modificarem suas ideias, como explicado no livro [4].

Retornando ao nosso caso, as mudanças de 11 anos no número de manchas solares intrigaram os cientistas, que queriam investigar suas causas. O exemplo mecânico do dínamo do disco de Faraday inspirou os cientistas a fazer uma suposição fundamentada de que os campos magnéticos solares poderiam ser gerados de maneira semelhante e reabastecidos devido ao movimento do plasma. No entanto, não é fácil colocar essa ideia à prova, já que não podemos sondar o interior do Sol ou realizar experimentos reais em algo tão grande ou poderoso.

Quando a ideia de um dínamo solar ainda estava em seus primórdios, por volta de meados do século XX, os cientistas não tinham muita escolha a não ser recorrer a cálculos manuais para modelos simplificados ou em miniatura do dínamo solar. Eles deduziram rapidamente que o gás em ebulição não pode conduzir eletricidade sem alguma resistência, mas o gás deve ser pelo menos um pouco condutor. Descobriram também que os campos magnéticos se dissipariam se o padrão de fluxo do gás fosse muito simétrico, por exemplo, se o fluxo parecesse o mesmo quando girado em torno de um eixo. À medida que mais e mais cenários se mostravam impossíveis, muitos cientistas começaram a questionar se suas tentativas de compreender o dínamo solar não seriam um beco sem saída.

A invenção dos computadores deu aos cientistas uma nova esperança, já que eles podem realizar cálculos muito mais rapidamente do que os humanos. Após programar as leis da natureza em computadores, o movimento de milhões de partículas pode ser simulado, como em um videogame. Isso permitiu que os cientistas realizassem experimentos numéricos — também chamados de simulações computacionais; um processo que utiliza um programa de computador para simular um fenômeno do mundo real ou um sistema físico de acordo com certas regras ou leis da natureza — para o dínamo solar em pequenos chips de silício, algo que seria impossível nem em seus sonhos mais ousados ​​antes da existência dos computadores.

Se os resultados corresponderem ao que observamos no Sol, isso é uma boa evidência de que a ideia original de um dínamo solar está correta. Com supercomputadores milhões de vezes mais poderosos do que um laptop pessoal, podemos reproduzir quase que completamente o ciclo solar de 11 anos como ele existe na vida real.

Embora tenhamos uma ideia aproximada de como o dínamo solar pode funcionar dentro do Sol, ainda existem muitos fenômenos que não podem ser explicados ou reproduzidos, como a rotação irregular dentro da zona de convecção ou a evolução das manchas solares. Os cientistas estão realizando experimentos numéricos com dados de entrada semelhantes aos valores solares reais, usando computadores cada vez mais potentes e técnicas modernas de aprendizado de máquina. Embora nenhum computador jamais seja capaz de recriar um modelo completo, estamos mais perto do que nunca de compreender o dínamo solar.

O Mistério Não Resolvido — O Que Vem a Seguir?

Nos anos de 2024 e 2025, o Sol esteve em sua fase mais ativa no atual ciclo de 11 anos, com muitas manchas solares e mais auroras foram observadas. É claro que a ciência avançou durante esse período e os cientistas conseguiram ampliar o seu conhecimento sobre a estrela. Compreender melhor o Sol e seus campos magnéticos não só nos protegerá de erupções solares prejudiciais, como também nos permitirá entender como outras estrelas no vasto universo podem funcionar. Esperamos que, daqui a 11 anos, quando o Sol estiver em atividade máxima novamente, você possa ser um dos principais investigadores deste mistério que já dura décadas.

Glossário

Plasma: Um gás extremamente quente com cargas positivas e negativas fluindo livremente. Geralmente é considerado o quarto estado da matéria, além de sólido, gasoso e líquido.

Ciclo Solar: Uma variação de aproximadamente 11 anos na atividade magnética do Sol, medida em termos de variações no número de manchas solares observadas.

Campo Magnético: Um campo de força invisível geralmente encontrado próximo a um ímã ou a uma corrente elétrica.

Auroras: Um espetáculo de luzes coloridas no céu que ocorre naturalmente devido a partículas do Sol que atingem nossa atmosfera e iluminam o céu.

Circuito: Um caminho fechado ou circuito completo por onde a eletricidade pode fluir.

Condutor: Um material que permite a passagem de eletricidade.

Método Científico: Um processo usado por cientistas para entender fenômenos naturais, que inclui fazer observações, formular perguntas, buscar respostas por meio do raciocínio e testar hipóteses.

Experimentos Numéricos: Também chamados de simulação computacional; Um processo que utiliza um programa de computador para simular um fenômeno do mundo real ou um sistema físico de acordo com certas regras ou leis da natureza.

Conflito de Interesses

Os autores declaram que a pesquisa foi conduzida na ausência de quaisquer relações comerciais ou financeiras que possam ser interpretadas como um potencial conflito de interesses.

Agradecimentos

O financiamento interno de pesquisa de verão foi recebido da Escola de Matemática e Estatística da Universidade de Glasgow para financiar o trabalho realizado por MH neste artigo. Para RS e DX, o financiamento para redação, edição e supervisão foi recebido da bolsa ST/Y001672/1 do STFC (Science and Technology Facilities Council) do Reino Unido.

Declaração sobre a Ferramenta de IA

Os autores declaram que nenhuma ferramenta GenAI foi utilizada na criação deste manuscrito.

Nenhum texto alternativo (alt Text) fornecido junto às figuras neste artigo foi gerado pela Frontiers com o auxílio de inteligência artificial e foram feitos esforços razoáveis ​​para garantir a precisão, incluindo a revisão pelos autores sempre que possível. Caso identifique algum problema, entre em contato conosco.

Referências

[1] Vaquero, J. M., e Va’zquez, M. 2009. The Sun Recorded through History. New York, NY: Springer-Verlag.

[2] Priest, E. 2014. Magnetohydrodynamics of the Sun. Cambridge: Cambridge University Press.

[3] Bullard, E. 1955. The stability of a homopolar dynamo. Math. Proc. Cambridge Philos. Soc. 51:744–60.

[4] Di Ventra, M. 2018. The Scientific Method. Oxford: Oxford University Press.

[5] Silva, L., Gupta, P., MacTaggart, D., e Simitev, R. D. 2020. Effects of shell thickness on cross-helicity generation in convection-driven spherical dynamos. Fluids 5:245. doi: 10.3390/fluids5040245

Citação

Heideman M, Xiao D e Simitev RD (2025) Uncovering the Secrets of the Sun’s Magnetic Field. Front. Young Minds. 13:1532150. doi: 10.3389/frym.2025.1532150

Editor

Edward Gomez

Mentores de Ciência

Hsin-Hua Lai

Datas de publicação

Submetido: 21 de novembro de 2024; Aceito: 10 de setembro de 2025; Publicado online: 26 de setembro de 2025.

Este é um artigo de acesso aberto distribuído sob os termos da Creative Commons Attribution License (CC BY). O uso, distribuição ou reprodução em outros fóruns é permitido, desde que o(s) autor(es) original(is) e o(s) proprietário(s) dos direitos autorais sejam creditados e que a publicação original nesta revista seja citada, de acordo com a prática acadêmica aceita. Não é permitido nenhum uso, distribuição ou reprodução que não esteja em conformidade com estes termos.