No fim da tarde de 13 de maio de 1733, um professor de matemática subiu à fortaleza de Kronan, em Gotemburgo, na costa oeste da Suécia, e apontou para o Sol, já baixo no horizonte, uma luneta de 21 pés, mais de seis metros de tubo. À sua volta, cinco relógios contavam o tempo; o maior, preso à parede, estalava a cada segundo. Às 19h14min46s, a Lua apagou o último filete de luz. O céu escureceu, as estrelas da Ursa Maior acenderam-se no crepúsculo e, na borda negra da Lua, o observador viu pequenas nuvens avermelhadas, paradas, presas a um anel de luz pálida. Anotou os horários, desenhou o que pôde e escreveu a Londres. Seus desenhos esperariam quase três séculos por uma análise.
O professor era Birger Wassenius, e a comunidade científica considera o relato que ele remeteu à Royal Society o registro confiável mais antigo de proeminências solares, nuvens de plasma suspensas por campos magnéticos acima do disco solar. Agora, uma equipe internacional liderada por Hisashi Hayakawa, da Universidade de Nagoya, no Japão, voltou ao manuscrito sueco que ele deixou, traduziu o texto, identificou o local exato da observação e tirou dele duas medidas inéditas: o tamanho do Sol naquela tarde e a latitude das proeminências. O estudo, publicado em agosto de 2026 no periódico The Astrophysical Journal, chega a um raio solar de 696.250 quilômetros, com margem de 170 quilômetros, e encontra proeminências em latitudes que não combinam com a cronologia oficial do ciclo solar.
A oportunidade que Wassenius aproveitou nasce de uma coincidência geométrica. O diâmetro do Sol é cerca de 400 vezes maior que o da Lua, e o Sol fica, em média, quase 400 vezes mais longe, de modo que os dois discos ocupam no céu praticamente o mesmo diâmetro aparente. Quando a Lua passa bem na frente, esconde a fotosfera, a superfície brilhante que ofusca tudo ao redor, e deixa à mostra o que normalmente se perde no clarão: a cromosfera, uma camada fina e avermelhada, as proeminências que se erguem dela e a coroa, a atmosfera externa e rarefeita que se estende por milhões de quilômetros. É como pôr uma moeda diante de um farol aceso, na distância exata para tapar a lâmpada e deixar visível só o halo.
Esse acaso de proporções fez dos eclipses totais instrumentos científicos de primeira linha. Foi no eclipse de 1868 que se registrou, no espectro das proeminências, a linha amarela que levaria à identificação do hélio, elemento descoberto no Sol antes de ser encontrado na Terra. Em 29 de maio de 1919, fotografias feitas em Sobral, no Ceará, e na ilha do Príncipe mostraram a luz das estrelas desviada pela gravidade solar, como previa a relatividade geral de Einstein. Registros de eclipses antigos, confrontados com cálculos modernos, permitiram medir quanto a rotação da Terra vem desacelerando, algo em torno de 1,8 milissegundo por século na duração do dia, em média. Os eclipses também oferecem o método mais confiável, a partir do solo, para medir o raio do próprio Sol.
As proeminências são as personagens centrais desta história. São nuvens de plasma, gás eletricamente carregado, cerca de cem vezes mais frias e mais densas que a coroa ao redor: enquanto a coroa passa de um milhão de graus, o material de uma proeminência fica na casa dos 10 mil. O que impede essa matéria relativamente fria e pesada de despencar sobre a superfície é o campo magnético. As linhas de campo formam depressões, como redes de dormir esticadas entre dois ganchos, e o plasma se acomoda nelas. A cor avermelhada vem da emissão do hidrogênio na linha H-alfa, em 656,3 nanômetros, a mesma que os telescópios solares usam para registrá-las. Vistas contra o disco, parecem filamentos escuros; de perfil, na borda, brilham contra o céu negro.
Wassenius viu essas estruturas mais de um século antes que alguém entendesse o que eram. Sua carta em latim, arquivada na Royal Society sob o código MS EL/V/67 e impressa no volume 38 das Philosophical Transactions, é tida como o primeiro relato robusto do fenômeno. Há candidatos mais antigos: as crônicas medievais de Novgorod descrevem, no eclipse de 1185, um brilho que alguns pesquisadores interpretam como proeminência e outros associam à cromosfera. A compreensão só começou com o eclipse de 1851, registrado em Königsberg por Berkowski no primeiro daguerreótipo bem-sucedido de um eclipse total. Em 1860, comparando fotografias feitas em dois pontos da Espanha, Angelo Secchi e Warren De la Rue mostraram que as proeminências pertenciam ao Sol, e não à Lua.
Birger Wassenius nasceu em 1687 em Mankärr, perto de Vänersborg, estudou matemática, física e astronomia em Uppsala entre 1712 e 1722 e fez carreira como professor de matemática no ginásio de Gotemburgo, a escola secundária da cidade, até se aposentar em Mankärr. Morreu em 1771. Em 1733, integrou a campanha de observação do eclipse organizada pelo astrônomo Olof Hjorter, que anos depois, ao lado de Anders Celsius, perceberia a ligação entre as auroras e as perturbações da agulha magnética. A família tinha outro observador do céu, o irmão Torsten, sacerdote. Uma aurora vista por ele em 1729 figura na coletânea de 316 observações feitas na Suécia entre 1716 e 1732 que Celsius publicou justamente em 1733, sinal de uma rede de observadores espalhada pelo país.
Wassenius deixou dois registros daquele eclipse. O primeiro é a carta enviada a Londres. O segundo é um relatório escrito quase todo em sueco, guardado no Centro de História da Ciência da Academia Real Sueca de Ciências e catalogado como MS Wassenius. O historiador N. V. E. Nordenmark transcreveu esse texto para o sueco moderno em 1938, mas os dois esboços de proeminências que o acompanham nunca haviam sido analisados. A equipe de Hayakawa traduziu o manuscrito para o inglês e incluiu a tradução como apêndice do artigo. Num dos desenhos, Wassenius representou o disco eclipsado inteiro, com os pontos cardeais anotados; no outro, ampliou a maior proeminência e escreveu ao lado, em latim, figura nubeculae maximae prope ad limbum, a figura da maior nuvenzinha junto à borda da Lua.
O valor desses papéis supera a curiosidade. Não existe nenhum dado sobre a latitude das proeminências no século 18, e a década de 1730 é uma das chamadas linhas de falha na calibração do número de manchas solares, a série que acompanha a atividade do Sol há mais de três séculos: as observações da época são raras, e a série oficial só tem valores mensais desde 1749. O eclipse também preenche uma lacuna nas medições do raio solar feitas em eclipses, que saltam de 1715 para o século 20. Um só documento toca, assim, duas perguntas da física solar: se o Sol muda de tamanho ao longo dos séculos e como funcionava seu ciclo magnético pouco depois do Mínimo de Maunder, o longo apagão de manchas entre 1645 e 1715.
Reconstituir a observação exigiu primeiro acertar o calendário. Wassenius datou o eclipse de 2 de maio porque a Suécia seguia o calendário juliano, que só abandonaria em 1753; no gregoriano, o fenômeno ocorreu em 13 de maio. O local descrito como um castelo chamado Cronan foi identificado como Skansen Kronan, fortaleza situada a 57°41′46″ de latitude norte e 11°57′19″ de longitude leste. O relatório mostra que as nuvens atrapalharam o começo: às 18h26, a Lua já avançava pela borda noroeste do Sol, sem que fosse possível cronometrar o primeiro contato. Às 18h38min41s, cerca de três dígitos estavam cobertos; às 18h49min52s, seis. Cada dígito valia um doze avos do diâmetro solar, e seis dígitos equivaliam a meio disco encoberto.
Medir o tempo era a espinha dorsal do trabalho. Wassenius usava um relógio de parede que exibia e estalava minutos e segundos, além de quatro relógios menores, todos acertados e corrigidos pela altura do Sol. Os horários, por isso, estão em tempo solar aparente local, a hora que um relógio de sol marcaria naquele ponto, numa época sem fusos horários. A técnica, difundida entre os astrônomos do século 18, é conhecida como eye-and-ear method, o método do olho e do ouvido: o observador acompanha o eclipse pela ocular enquanto conta as batidas do pêndulo, que podiam marcar intervalos de meio segundo. Com cinco relógios conferidos entre si, os autores estimam que as durações registradas por Wassenius valem com precisão de um segundo, um detalhe que se tornaria decisivo.
Às 19h14min06s, quarenta segundos antes da totalidade, Júpiter já brilhava tanto quanto Sírius. Às 19h14min46s, o Sol ficou inteiramente coberto, e apareceu de imediato o que Wassenius chamava de atmosfera da Lua, o anel luminoso que hoje associamos à coroa. Às 19h15min50s, ele anotou que as bordas noroeste e sudeste da Lua brilhavam por igual, a sudoeste um pouco mais, e que se viam todas as estrelas da Ursa Maior, além de Regulus, que chamava de Cor Leonis, o coração do Leão, de Procyon e de Sírius; Marte, que ele procurou, não apareceu. Às 19h16min54s, o Sol voltou a acender com grande velocidade. A escuridão durou dois minutos e oito segundos, com o Sol a apenas seis graus do horizonte.
A luneta explica o que ele viu e o que deixou de ver. Instrumentos longos como aquele eram a resposta da época à aberração cromática, o defeito das lentes simples que focalizam cada cor num ponto diferente e cercam as imagens de franjas coloridas; quanto maior a distância focal, menor o estrago. As lentes acromáticas, que combinam dois tipos de vidro, só se difundiriam décadas depois. O preço era um campo de visão estreito. “Nenhuma Lua inteira podia cair nos meus olhos de uma só vez por um tubo tão longo”, escreveu Wassenius, que olhava direto pela ocular, sem projetar a imagem e sem filtro. Era como acompanhar uma partida de futebol espiando por um canudo de papelão: cada detalhe da borda lunar aparecia nítido, mas o conjunto escapava.
O trecho central do relatório vem com um aviso. A coisa mais notável que ele tinha a contar à Royal Society era que, logo depois do obscurecimento total, surgiram no anel luminoso três ou quatro manchas pequenas e mais brilhantes, de temperamento e tamanhos diferentes, inclinadas em direção à borda da Lua, sem tocá-la em ponto algum. A maior estava no lado nordeste e, segundo ele, era formada por três cones de nuvem avermelhados, dispostos em diagonal uns em relação aos outros, com cores mais escuras ou listras entre eles. É provavelmente a primeira descrição da estrutura interna de uma proeminência, um ponto que a análise moderna retomaria.
Desconfiado, Wassenius esfregou o olho esquerdo, com o qual observava, e voltou à ocular. A imagem continuava lá. Deixou outra pessoa tentar, mas ela não encontrou a Lua de imediato, e ele retomou o posto: a mancha seguiu visível, como antes, por mais 40 ou 50 segundos. A atenção concentrada na maior cobrou seu preço. “Na correria, esqueci de procurar as outras manchas”, confessou. Lembrava-se de duas bem miúdas no lado sul da Lua e de uma, talvez duas, no lado inferior ou noroeste, mas não fixou suas posições durante a observação. Essa franqueza, que separa o que foi examinado com cuidado do que ficou só na memória, é o que permite hoje pesar cada informação segundo sua confiabilidade.
O fim da totalidade chegou quando ele ainda procurava as proeminências menores. “O raio do Sol disparou no meu olho como um foguete”, escreveu, e gritou para que alguém anotasse o horário com exatidão. Os autores atribuem o clarão ao anel de diamante ou às contas de Baily, os pontos de luz que escapam pelos vales do relevo lunar nos segundos em que a superfície do Sol volta a aparecer. O episódio mostra o que a observação exigia de quem a fazia: o olho colado a um tubo de seis metros, os ouvidos atentos às batidas do pêndulo e a mente tentando reter formas que durariam pouco mais de dois minutos, sem nenhum filtro entre a retina e a estrela.
Dias depois, o pastor Brag, de Marstrand, contou a Wassenius que ele e outros, a duas milhas dali e munidos de uma boa luneta inglesa, julgavam ter visto algo parecido ao redor da borda da Lua; na mesma conversa aparece a hipótese de que as manchas seriam nuvens da nossa atmosfera. Wassenius foi taxativo: jamais acreditaria nisso. Pelo seu tubo, as nuvens terrestres não pareciam corpos claros e coesos, e sim uma névoa, e as daquele dia corriam depressa e se desfaziam ao entardecer, enquanto as manchas permaneciam paradas. Também não via motivo para culpar o olho ou o vidro, e submetia a questão ao exame da própria Royal Society. É raciocínio de cientista: descartar alternativas com argumentos de observação antes de aceitar a novidade.
O manuscrito guarda ainda uma segunda observação. Na casa paroquial de Svenäcker, a uma milha de Vänersborg na direção sul-sudoeste, o irmão Torsten cronometrou a totalidade entre 19h17min34s e 19h20min05s, dois minutos e 31 segundos, e anotou a altura da Estrela Polar no local, 58 graus e 15 ou 16 minutos de arco, jeito clássico de estimar a latitude. Até o nome do lugar pediu investigação. Nordenmark tinha lido Stieråker na caligrafia do manuscrito, mas os autores encontraram na coletânea de auroras de Celsius o registro de 1729 em que Torsten figura em Svenæker, perto das quedas-d’água de Trollhättan, e corrigiram a leitura. A astronomia histórica também se faz com paleografia.
Passemos ao tamanho do Sol. A duração de um eclipse total num ponto da Terra depende de quanto o disco aparente da Lua excede o do Sol e da velocidade com que a sombra varre aquele ponto. Se o Sol fosse um pouco maior, a Lua levaria menos tempo encobrindo-o por inteiro e a totalidade seria mais curta; se fosse menor, duraria mais. Conhecidos os movimentos da Lua e da Terra, uma duração bem medida vira uma régua para o Sol. O método leva vantagem sobre as medições diretas do disco solar feitas do chão: o instante em que a luz some ou reaparece depende sobretudo da geometria entre Sol, Lua e observador, e muito pouco da turbulência do ar, que borra a borda do Sol em qualquer telescópio.
Converter os 128 segundos de Wassenius num valor para o raio exigiu três ingredientes modernos. O primeiro são as efemérides DE441, do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, tabelas que fornecem as posições do Sol e da Lua ao longo de milhares de anos. O segundo é o ΔT, a diferença entre o tempo uniforme dos cálculos astronômicos e o tempo marcado pela rotação da Terra, que não é perfeitamente regular e vem sendo freada pelas marés; para 1733, os autores adotaram 14 segundos. Com esses dados e uma Lua de borda lisa, o cálculo põe o máximo do eclipse em Skansen Kronan às 19h15min42s, com magnitude de 1,011, e uma totalidade de 134 segundos, das 19h14min35s às 19h16min49s, seis a mais do que Wassenius mediu.
O terceiro ingrediente é o relevo lunar. A borda da Lua não é um círculo perfeito, e sim uma serrilha de montanhas e vales, e são os vales que deixam passar os últimos e os primeiros raios de sol, as mesmas contas de Baily que ofuscaram Wassenius. A totalidade só começa quando a superfície do Sol afunda abaixo do fundo do vale mais profundo e só termina quando volta a aflorar por ele. Para desenhar essa serrilha, a equipe usou os dados do altímetro a laser da sonda japonesa KAGUYA, lançada pela JAXA em 2007, que produziu um mapa global da topografia lunar. O trabalho seguiu o método criado por Mitsuru Sôma, do Observatório Astronômico Nacional do Japão e coautor do estudo, para reconstruir as circunstâncias de eclipses históricos.
O resultado fecha numa faixa estreita. Para que a totalidade em Skansen Kronan durasse 128 segundos, com tolerância de um segundo para cada lado, o raio do Sol precisa ser de 696.250 quilômetros, com incerteza de 170. Os extremos aparecem na Figura 2 do artigo: com um Sol de 696.080 quilômetros, a totalidade iria das 18h22min43,5s às 18h24min52,5s do Tempo Universal, 129 segundos; com 696.420 quilômetros, das 18h22min44,5s às 18h24min51,5s, 127 segundos. Cada 340 quilômetros a mais no raio solar encurtam a escuridão em cerca de dois segundos, e é essa sensibilidade que dá força ao método. No dia do eclipse, a Lua estava a cerca de 357.778 quilômetros do observador, perto do ponto de maior aproximação da sua órbita.
Como esse número se compara aos valores de referência? Ele supera ligeiramente o raio clássico de 696 mil quilômetros, derivado das medições do astrônomo alemão Arthur Auwers em 1891 e usado por mais de um século; o valor nominal de 695.700 quilômetros adotado pela União Astronômica Internacional em 2015; e o padrão moderno de 695.780 quilômetros, com margem de 160, obtido pela heliossismologia num trabalho de Takata e Gough publicado em 2024. A heliossismologia faz com o Sol o que a sismologia faz com a Terra: estuda as oscilações da estrela, que vibra como um sino, e das frequências dessas vibrações deduz as dimensões e a estrutura interna do astro.
Medido em ângulo, visto a uma unidade astronômica, a distância média entre a Terra e o Sol, o raio de 1733 corresponde a 959,99 segundos de arco, com incerteza de 0,24, contra 959,34 segundos de arco, com incerteza de 0,22, na referência heliossísmica. A diferença, de 0,65 segundo de arco, equivale a uns 470 quilômetros num raio de quase 700 mil. Para dar escala, é o tamanho aparente de uma moeda de um real vista a mais de oito quilômetros. Em termos relativos, a variação fica abaixo de um décimo de ponto percentual, como se uma pessoa de 1,70 metro ganhasse pouco mais de um milímetro de altura. É pouco, mas não é desprezível para quem investiga se o Sol muda de tamanho ao longo dos séculos.
A comparação histórica dá sentido ao número. O eclipse total de 1715, no fim do Mínimo de Maunder, cuja trajetória sobre a Inglaterra Edmond Halley mapeou com antecedência, rendeu uma estimativa de 960,11 segundos de arco, com margem de 0,20, ou 0,77 segundo acima do padrão atual. O valor de 1733 é compatível com o de 1715 dentro das margens de erro e também com a estimativa obtida no eclipse total de agosto de 2017, nos Estados Unidos, de 959,95 segundos de arco, com margem de 0,05. E cai dentro da dispersão das medições modernas feitas em eclipses entre as décadas de 1960 e 2010, reunidas em estudos de Kubo (1993), Kilcik e colegas (2009), Lamy e colegas (2015) e Quaglia e colegas (2021).
Os autores leem o resultado com cautela. O dado reforça, de forma independente, a ideia de que o raio solar do início do século 18 era ligeiramente maior que o padrão moderno, o que sugere variações seculares. Eles próprios, porém, consideram a diferença pouco substancial e lembram o vazio de quase dois séculos, sem registros desse tipo, entre os eclipses de 1733 e 1925. O dado de Gotemburgo tampouco contradiz a hipótese de encolhimento proposta em 1980 por David Dunham e colegas, que, a partir dos eclipses de 1715, 1976 e 1979, calcularam uma redução de 0,0013 segundo de arco por ano, com incerteza de 0,0008, tendência depois apoiada por um século de observações do raio solar no Observatório de Kodaikanal, na Índia. O veredito do artigo: faltam dados.
A segunda metade do estudo trata das proeminências, a começar pela orientação do desenho. Wassenius marcou os pontos cardeais com as letras N, O, S e W, em que o O vem de öster, leste em sueco. A partir dessas marcas, a equipe calculou como o disco solar se apresentava em Skansen Kronan no máximo do eclipse, às 18h23min48s do Tempo Universal. O eixo de rotação do Sol estava inclinado 52,1 graus em relação ao zênite local e 21,5 graus em relação ao norte celeste, ambos no sentido horário; o centro aparente do disco ficava a cerca de 2,4 graus do equador solar. Isso permitiu sobrepor ao esboço de 1733 uma grade de latitudes e longitudes solares, como quem estende a malha de um globo sobre um mapa antigo.
A leitura pede cuidado. Wassenius descrevia posições com oito direções, como numa rosa dos ventos, e cada uma cobre um setor de 45 graus; daí a incerteza de 22,5 graus, para mais ou para menos, atribuída a cada proeminência. A maior, a do lado nordeste, a única observada com atenção e desenhada à parte, cai na latitude heliográfica de +23,5 graus, valor coerente com a medição feita diretamente sobre a figura de Wassenius, que a situa em torno de +27 graus. A latitude heliográfica funciona como a terrestre, com sinal positivo no hemisfério norte do Sol e negativo no sul. Essa proeminência maior está, portanto, numa faixa em que o Sol costuma exibir atividade.
As outras duas são outra história. Situadas a partir da lembrança de Wassenius sobre os lados sul e noroeste da Lua, elas foram posicionadas em +66,5 e −68,5 graus, com a mesma margem de 22,5 graus, que os autores admitem poder ser ainda maior. Se o Sol fosse a Terra, a primeira estaria na altura do Círculo Polar Ártico e a segunda um pouco além do Círculo Polar Antártico. Os desenhos também indicam alturas acima de 0,2 raio solar, ou mais de 139 mil quilômetros, o equivalente a onze Terras empilhadas, valor alto para proeminências quiescentes típicas, as mais estáveis e duradouras. Que Wassenius tenha visto proeminências eruptivas é considerado extremamente improvável; a explicação mais provável é a imprecisão de quem desenhou de memória.
Ainda assim, tudo indica que pelo menos uma das proeminências estava em latitude alta, e isso pesa por causa do ciclo solar. A cada onze anos, em média, o Sol vai de um período calmo, o mínimo, a um período agitado, o máximo, e volta ao ponto de partida. No começo de cada ciclo, as manchas surgem em latitudes médias, em torno de 30 graus, e com o tempo passam a nascer cada vez mais perto do equador. Num gráfico de latitude contra o tempo, desenham asas de borboleta, e a figura, apresentada por Edward Walter Maunder em 1904, ganhou o nome de diagrama de borboleta. No mínimo, as últimas manchas do ciclo que termina ficam coladas ao equador, e os campos magnéticos dos polos estão no auge.
As proeminências contam essa história por outro ângulo. Elas se formam ao longo das linhas de inversão de polaridade, fronteiras entre regiões da superfície com campo magnético de sinais opostos. Durante a fase de subida de cada ciclo, uma faixa de proeminências de alta latitude migra rumo aos polos, fenômeno conhecido como polar rush, ou corrida polar. Segundo S. Chatterjee e colegas, em estudo de 2020, essas concentrações duram alguns anos, atingem as latitudes mais altas perto do máximo do ciclo, quando a área de manchas medida pelo Observatório de Greenwich chega ao seu patamar, e depois somem, só voltando na parte final da fase de subida do ciclo seguinte. Cerca de 80% das proeminências de alta latitude pertencem a essas concentrações; as demais surgem em fases aleatórias do ciclo.
Aqui aparece o conflito. Os diagramas de borboleta reconstruídos para 1727 a 1749 com observações de manchas da época e a versão 2 do Número Internacional de Manchas Solares indicam que 1733 estava num mínimo, no fim do chamado ciclo −2. A numeração vem do século 19, quando Rudolf Wolf, em Zurique, definiu como ciclo 1 o que começou em 1755; os anteriores recebem zero e números negativos. No fim do ciclo −2, as manchas deveriam estar perto do equador, o campo polar deveria estar plenamente formado e quase não deveria haver proeminências em latitudes altas. Pelo menos uma das proeminências de Wassenius, contudo, aparece justamente onde a cronologia oficial diz que elas seriam raríssimas.
Há duas saídas para o impasse. Se as proeminências de alta latitude fizessem parte de uma corrida polar, a hipótese estatisticamente mais provável, o Sol estaria na parte final da fase de subida de um ciclo, e o ciclo −1 teria começado bem antes de maio de 1733; o mínimo teria de ser recuado para antes dessa data, em desacordo com a reconstrução aceita hoje. A outra possibilidade é que Wassenius tenha flagrado proeminências quiescentes de alta latitude surgidas fora de qualquer corrida polar, algo que ocorre em qualquer fase do ciclo com probabilidade estimada em cerca de 20%. Nos dois cenários, uma conclusão se sustenta: no início de 1733 existia uma linha de inversão de polaridade na região polar do Sol, informação sem precedentes para o século 18.
A divergência não espanta quem trabalha com o período. Os autores lembram que os valores do número de manchas anteriores a 1749 devem ser lidos com cautela, porque estudos recentes, entre eles os de Hayakawa e colegas, de 2022, e de Carrasco e colegas, de 2024, apontam a necessidade de revisões substanciais nesse trecho. Com tão poucas observações de manchas disponíveis, cada fonte independente pesa. O desenho de Wassenius não mede manchas, e sim a posição de estruturas magnéticas, o que o torna uma testemunha de outra natureza, capaz de conferir a cronologia por um caminho que não depende das contagens. Não resolve a questão sozinho, mas acrescenta uma peça que os modelos do ciclo terão de acomodar.
A latitude de pelo menos duas das proeminências permite classificá-las como quiescentes, estruturas calmas que podem durar semanas longe das regiões ativas. Aí a descrição dos três cones avermelhados ganha relevância. Dispostos em diagonal e separados por faixas escuras, eles evocam as partes em forma de coluna ou de funil típicas das proeminências quiescentes quando vistas em luz visível com resolução modesta, justamente o que uma luneta de 1733 oferecia. Essas partes às vezes são chamadas de tornados de proeminência, mas o nome engana: a semelhança com tornados se limita à silhueta, como mostra uma revisão de 2023 liderada por Stanislav Gunár, do Instituto Astronômico da Academia Tcheca de Ciências e coautor do novo estudo. O desenho de Wassenius, curiosamente, não mostra os cones; só o texto os descreve.
A mesma luneta que revelou as proeminências escondeu a coroa. O anel desenhado por Wassenius chega a cerca de 1,3 a 1,4 raio solar, parece liso e homogêneo, sem estrias, e não distingue os polos do equador, ao contrário da coroa real, aberta em plumas e longos filamentos. Ele notou apenas que o brilho diminuía com a distância à borda da Lua e era maior do lado em que o Sol estava mais iluminado. Para os autores, boa parte do que ele chamou de coroa deve ter sido luz espalhada pela atmosfera terrestre, hipótese reforçada pela posição do Sol, a só seis graus do horizonte, com a luz atravessando uma camada espessa de ar. O campo estreito do tubo fez o resto: a coroa externa simplesmente não cabia na ocular.
O estudo mostra como a astronomia histórica virou um trabalho de muitas disciplinas. Assinam o artigo Hayakawa, ligado ao Instituto de Pesquisa Ambiental Espaço-Terra e ao Instituto de Estudos Avançados da Universidade de Nagoya, ao RAL Space, no Reino Unido, e ao Centro Nishina do RIKEN; Mitsuru Sôma; Noortje Peek, da Universidade de Amsterdã; Jean-Pierre Rozelot, da Universidade Côte d’Azur, na França; Stanislav Gunár; e Alexei Pevtsov, do Observatório Solar Nacional dos Estados Unidos, em Boulder. O trabalho junta leitura de manuscritos em sueco e latim, correção paleográfica, efemérides planetárias, dados de uma sonda lunar e física solar. Submetido em 8 de abril de 2026 e aceito em 21 de abril, saiu em acesso aberto, sob licença Creative Commons.
O artigo se soma ao esforço de anos do grupo de Hayakawa para resgatar registros antigos de manchas solares, auroras e eclipses. Cada observação bem datada e bem localizada funciona como ponto de ancoragem para as séries que alimentam os modelos do dínamo solar, o mecanismo que gera o campo magnético do Sol e inverte sua polaridade a cada ciclo. Entender como esse dínamo se comportou nas décadas seguintes ao Mínimo de Maunder ajuda a compreender como a estrela sai de períodos de baixa atividade, conhecimento útil para quem tenta antecipar ciclos futuros e seus efeitos sobre satélites, redes elétricas e comunicações. O raio solar entra na mesma conta: uma variação ao longo de séculos, se confirmada, seria uma pista sobre o que se passa nas camadas internas da estrela.
Os próximos passos dependem de mais dados, como os autores reconhecem, e eles podem vir de duas direções. Uma é o passado: é provável que arquivos europeus guardem outros relatos de eclipses do século 18 capazes de receber o mesmo tratamento, e são eles que podem encurtar o vazio de dois séculos entre 1733 e 1925. A outra é o presente. Eclipses totais observados com instrumentos atuais podem refinar a ponta moderna da série, como os de 8 de abril de 2024, na América do Norte, e de 12 de agosto de 2026, que cruzou a Groenlândia, a Islândia e a Espanha. O de 2 de agosto de 2027, com até seis minutos e 23 segundos de totalidade perto de Luxor, no Egito, será mais uma chance.
Wassenius morreu em 1771 sem saber o que tinha visto. Pelo que escreveu, o anel luminoso era para ele a atmosfera da Lua, e as manchas avermelhadas pareciam flutuar nela. Seriam necessários mais de cem anos, com o daguerreótipo de 1851 e as fotografias de 1860, para mostrar que aquelas nuvens pertenciam ao Sol, e mais alguns para que o espectro das proeminências revelasse o hélio. O professor de Gotemburgo fez, ainda assim, o que um bom observador faz: mediu o tempo com cuidado, desconfiou dos próprios olhos, recusou a explicação mais cômoda, separou o que viu do que lembrava e deixou tudo por escrito. Foi esse rigor, e não a sorte de estar no caminho do eclipse, que transformou sua tarde de 1733 em dados quase trezentos anos depois.
Há uma cena no relatório que resume a aventura. Quando o Sol voltou, a luz atingiu o olho de Wassenius sem aviso, e ele gritou para que alguém marcasse o horário. O grito, os estalos do relógio de parede e os segundos contados no escuro atravessaram os séculos em tinta e papel. Hoje, esses segundos viram quilômetros no raio de uma estrela, e as nuvens vermelhas que ele não soube explicar viram pistas sobre o campo magnético do Sol de 1733. A sombra da Lua cobriu Gotemburgo por 128 segundos. O que ficou registrado naquele intervalo ainda está sendo lido.
