Campo magnético estelar: diferenças entre revisões
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O '''campo magnético do Sol''' é gerado na interface da [[Zona de convecção|zona convectiva]] e [[Zona de radiação|zona radiativa]] do [[Sol]], região chamada de [[Tacoclina|tacóclina]], onde ocorrem mudanças no padrão de velocidade do [[plasma]]. É nessa interface que parte do processo do dínamo ocorre e, consequentemente, o campo magnético do Sol é gerado. O dinamismo do campo é responsável pelo aparecimento de manchas solares, ejeções de massa coronal (EMC), etc. |
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A teoria do dínamo é a mais aceita para explicar a origem do campo. Ela descreve o processo pelo qual o fluído, em rotação e convecção, mantém o campo magnético<ref>{{citar web |
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Revisão das 09h47min de 13 de dezembro de 2019
O campo magnético do Sol é gerado na interface da zona convectiva e zona radiativa do Sol, região chamada de tacóclina, onde ocorrem mudanças no padrão de velocidade do plasma. É nessa interface que parte do processo do dínamo ocorre e, consequentemente, o campo magnético do Sol é gerado. O dinamismo do campo é responsável pelo aparecimento de manchas solares, ejeções de massa coronal (EMC), etc.
A teoria do dínamo é a mais aceita para explicar a origem do campo. Ela descreve o processo pelo qual o fluído, em rotação e convecção, mantém o campo magnético[1]
Referências
- ↑ Brainerd, Jerome James (6 de julho de 2005). «X-rays from Stellar Coronas». The Astrophysics Spectator. Consultado em 21 de junho de 2007
