Considera¸c˜oes finais e perspectivas

Ao longo desta tese, mostramos que algumas das maiores dificuldades do cen´ario de d´ınamo solar de Babcock-Leighton no regime advectivo podem ser aliviadas, quando s˜ao considerados ingredientes f´ısicos plaus´ıveis. Al´em disso, devem ser consideradas tamb´em algumas modifica¸c˜oes importantes do modelo tradicional. Por exemplo, o campo magn´etico produzido nas altas latitudes pode ser reduzido com a escolha apropriada da espessura da tacoclina. Por´em, ´e poss´ıvel que a maior fra¸c˜ao do campo toroidal ´e produzida na zona convectiva, de modo que tanto o transporte advectivo quanto o transporte difusivo levam esse campo `as baixas latitudes e `a profundidade necess´aria para encontrar a fra¸c˜ao de campo toroidal produzido na tacoclina e formar, assim, o fluxo de campo toroidal intenso que ir´a produzir manchas solares unicamente nessas latitudes. O bombeamento magn´etico, como visto, certamente contribui tamb´em nesse processo.

O formalismo de Babcock-Leighton considera que o campo produzido no interior so- lar, tal como aquele observado na fotosfera, ´e de natureza capilar, com regi˜oes isoladas onde o campo se encontra muito concentrado, rodeadas de um plasma menos magneti- zado. Mas para essas estruturas isoladas conseguirem emergir `a superf´ıcie precisam ser suficientemente intensas e ter um alto grau de enrolamento, o qual ainda n˜ao ´e f´acil de se explicar. Contudo, encontramos que o bombeamento magn´etico e o amortecimento da

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difusividade podem contribuir para resolver esse problema, empurrando o fluxo para as camadas profundas mais est´aveis e fazendo que esse fluxo magn´etico possua maior tempo de vida para ser amplificado. No entanto, uma resposta definitiva a essa quest˜ao ser´a poss´ıvel somente atrav´es de simula¸c˜oes que considerem todos os processos f´ısicos envolvi- dos de forma dinˆamica e em trˆes dimens˜oes. Uma de nossas principais perspectivas futuras ´e desenvolver simula¸c˜oes tridimensionais realistas direcionadas a resolver estas quest˜oes.

A simetria das solu¸c˜oes ´e um problema que depende do perfil da velocidade meridional e da sua importˆancia frente `a difus˜ao, pois limita o acoplamento dos campos poloidais nos dois hemisf´erios. Esse fluxo meridional ´e observado somente na superf´ıcie e ´e ainda indeter- minado nas camadas mais profundas, o que dificulta a escolha de um perfil realista. Mas, ainda na superf´ıcie, observa-se que esse fluxo n˜ao conserva uma coerˆencia temporal atrav´es do ciclo como o faz, por exemplo, a rota¸c˜ao diferencial. Ao contr´ario, ´e muito flutuante. Isto sugere que contribui¸c˜ao da circula¸c˜ao meridional para o ciclo solar deve acontecer predominantemente na superf´ıcie, empurrando o campo dipolar na dire¸c˜ao dos p´olos, e em menor medida, para o interior da zona convectiva, onde o bombeamento magn´etico pode ser mais importante em advectar o campo nas dire¸c˜oes desejadas, influenciando positivamente no acoplamento dos campos poloidais.

Um dos problemas que ainda persiste refere-se ao valor que a difusividade turbulenta tem no interior da camada convectiva. Segundo aproxima¸c˜oes lineares esse valor deveria ser similar `aquele observado na superf´ıcie, acima dos 1012 _cm2_s−₁

. No entanto, segundo os modelos dominados pela advec¸c˜ao, esse valor deveria ser menor de 2 × 1011 _cm2_s−1_.

Esta discordˆancia dos modelos advectivos com a teoria linear existe tamb´em nos modelos de d´ınamo turbulento em regime difusivo, os quais resultam em per´ıodos do ciclo bem menores que o observado. Verificamos que o amortecimento da difusividade devido `a rea¸c˜ao dinˆamica do campo magn´etico aumenta o per´ıodo do ciclo, por´em esse n˜ao ´e um efeito capaz de levar um sistema do regime difusivo ao regime advectivo. Acredita-se que outros processos, como por exemplo a conserva¸c˜ao da helicidade magn´etica (Brandenburg e Subramanian, 2005) ou a competi¸c˜ao entre as velocidades da onda d´ınamo e do fluxo meridional em modelos operando devido ao cisalhamento pr´oximo da superf´ıcie (veja §6.3.4, e tamb´em Guerrero e de Gouveia Dal Pino, 2008), possam incrementar o per´ıodo do ciclo. No entanto, ambas as solu¸c˜oes correspondem a cen´arios de d´ınamo diferentes do modelo

de Babcock-Leighton, e que precisam ainda ser estudadas em detalhe. Estes estudos ser˜ao realizados em um futuro pr´oximo.

Com respeito `a possibilidade de o d´ınamo solar encontrar-se operando nas camadas mais superficiais do Sol em virtude do cisalhamento radial descoberto nessa regi˜ao, vale a pena mencionar que, de fato, isso funciona no cen´ario advectivo, com o efeito α operando nas camadas mais externas, como foi mostrado em §6.3.4 (veja tamb´em Guerrero e de Gouveia Dal Pino, 2008). No entanto, os avan¸cos te´oricos e num´ericos recentes que tˆem dado nova vida aos modelos de d´ınamo turbulento apontam para um processo de d´ınamo de tipo distribu´ıdo (i.e., com um efeito α turbulento operando em toda a zona convectiva, Brandenburg, 2005). Por´em, embora as pesquisas te´oricas e num´ericas referentes ao efeito α turbulento (cuja satura¸c˜ao ´e determinada pela conserva¸c˜ao da helicidade magn´etica), venham tendo sucesso em modelos com turbulˆencia helicoidal for¸cada, a existˆencia do efeito α em sistemas convectivos ainda ´e discut´ıvel (como apresentado no Cap´ıtulo 8); al´em disso, at´e o presente n˜ao h´a modelos de campo m´edio que reproduzam as observa¸c˜oes e o diagrama de borboleta com esse cen´ario. Outra das grandes limita¸c˜oes da proposta de um d´ınamo sub-superficial ´e que nele ainda falta uma explica¸c˜ao para a forma¸c˜ao de manchas tal como s˜ao observadas, e embora existam na literatura propostas alternativas `a emergˆencia de tubos de fluxo para reduzir esse problema (veja Rogachevskii e Kleeorin, 2007, e as referˆencias ali contidas), sugere-se nelas que os eventos observados na superf´ıcie seriam sobretudo um resultado do processo de d´ınamo, e n˜ao parte efetiva dele (como ´e assumido no mecanismo de BL).

Talvez essa seja a grande quest˜ao a ser respondida: quanto do que consideramos ati- vidade magn´etica solar ´e parte do processo de d´ınamo e quanto ´e um efeito secund´ario do mesmo? Quem sabe respondendo a essa pergunta, com ajuda de observa¸c˜oes, teoria e simula¸c˜oes num´ericas, poderemos no futuro pr´oximo formular uma resposta definitiva para o processo que governa o ciclo magn´etico solar, ainda t˜ao evasiva.