Quando a Lua cobre o disco do Sol durante um eclipse total, aparece por alguns segundos um anel fino e avermelhado em volta da silhueta escura. É a cromosfera, a camada da atmosfera solar que fica entre a superfície visível e a coroa. Observada com telescópios e filtros adequados, essa borda não é lisa. Ela se eriça em milhares de filetes luminosos, inclinados e trêmulos, que lembram um gramado visto contra a luz do fim de tarde. São as espículas, jatos de plasma que sobem milhares de quilômetros e voltam a cair em poucos minutos. Há décadas, os astrônomos que acompanham esse gramado com câmeras rápidas veem os filetes balançarem, se dividirem, se fundirem e, sobretudo, girarem.

Um estudo publicado no The Astrophysical Journal propõe que boa parte desse giro não está onde parece estar. Com uma simulação tridimensional da atmosfera solar que começa abaixo da superfície e termina na baixa coroa, o físico Sahel Dey, da Universidade de Newcastle, na Austrália, e os colegas Piyali Chatterjee, do Instituto Indiano de Astrofísica, e Robertus Erdélyi, da Universidade de Sheffield, no Reino Unido, mostraram que as espículas não se comportam como varetas isoladas. Elas se organizam em cortinas de plasma dobradas, e os jatos que vemos são, em grande parte, as dobras dessas cortinas vistas de lado. O artigo, o de número 132 do volume 1008 da revista, foi publicado em 31 de agosto de 2026.

A projeção responde por uma parte da história. A outra parte vem de colunas de plasma em rotação que a simulação revelou entre as espículas e dentro delas. Os autores chamaram essas estruturas de coronal swirling conduits, algo como condutos coronais em espiral, e adotaram a sigla CoSCo. São tubos verticais de plasma girando, com largura de 300 a 600 quilômetros, que se estendem da cromosfera até alturas coronais. Quando uma espícula cai de volta em direção à superfície, ela já perdeu parte da massa, fica mais leve e mais fácil de empurrar, e os CoSCos ao redor a põem para rodar. O que os telescópios registram como um feixe de jatos girando seria, nessa leitura, a soma de geometria e redemoinho.

A questão parece um detalhe de forma, mas toca num dos problemas centrais da física solar. A superfície visível do Sol, a fotosfera, tem temperatura próxima de 5.800 kelvin. A coroa, alguns milhares de quilômetros acima, passa de um milhão de kelvin. Algum mecanismo transporta energia e matéria para cima e mantém esse contraste, e as espículas, por serem tantas e tão agitadas, estão há muito tempo na lista de suspeitas. Para saber quanta massa e quanta energia elas carregam, é preciso saber que forma elas têm. Um jato cilíndrico e uma cortina dobrada levam quantidades muito diferentes de material, mesmo quando deixam a mesma marca no detector de um telescópio.

A história das espículas começa no século 19. Os primeiros desenhos de filetes desse tipo na borda solar foram feitos em abril de 1871 pelos italianos Pietro Tacchini e Angelo Secchi, e Secchi os descreveu de modo formal em 1877, na segunda edição de seu livro Le Soleil. O nome veio bem depois. Em 1945, o astrônomo americano Walter Orr Roberts chamou de espículas os jatos que via se erguerem sobre a região do polo norte do Sol, e a palavra pegou. Hoje se estima que centenas de milhares, talvez milhões, de espículas estejam ativas ao mesmo tempo na cromosfera, segundo o comunicado da Universidade de Sheffield sobre o novo trabalho.

A observação moderna dessas estruturas ganhou outro patamar com o satélite japonês Hinode, lançado em 2006 pela agência espacial do Japão em parceria com a NASA e com o Reino Unido, e com o IRIS, um pequeno observatório da NASA dedicado à interface entre a cromosfera e a coroa, lançado em 2013. Com imagens tomadas a intervalos de poucos segundos, essas missões mostraram que as espículas fazem muito mais do que subir e descer. Elas oscilam de lado, se torcem e aparecem em feixes que parecem girar como um maço de fios enrolado entre os dedos. Uma fração desses jatos, mais rápida e de vida curta, chegou a ser classificada como um segundo tipo de espícula a partir de dados do próprio Hinode.

De onde vem esse giro é uma pergunta que ainda divide os especialistas, e o próprio artigo enumera as explicações em disputa. Para alguns grupos, a rotação é a assinatura de ondas de Alfvén torcionais, perturbações que viajam ao longo das linhas de campo magnético torcendo o plasma, como a torção que percorre uma corda girada numa das pontas. Para outros, a responsável seria a erupção de minifilamentos, pequenas estruturas magnéticas que se rompem e liberam torção. Há ainda quem associe o fenômeno ao surgimento de fluxo magnético novo, que se reconecta com o campo já existente. Os deslocamentos laterais costumam ser lidos como ondas magnetohidrodinâmicas, o ramo da física dos fluidos condutores atravessados por campos magnéticos.

Redemoinhos também não são novidade na atmosfera do Sol. Na fotosfera, os fluxos que acompanham a granulação, o padrão de células de convecção que dá à superfície solar um aspecto de grãos de arroz, formam pequenos sorvedouros. Na cromosfera, os observadores identificaram estruturas em rotação chamadas de swirls, palavra inglesa para redemoinhos. Simulações anteriores estudaram esses vórtices, suas causas, tamanhos e tempos de vida, e algumas mostraram vórtices com linhas de campo torcidas chegando à coroa e ajudando a aquecer o plasma. O que permanecia sem resposta era como esses redemoinhos interagem com as espículas, já que os dois fenômenos costumavam ser estudados separadamente ou em jatos individuais.

O trio que assina o trabalho reúne quatro países. Sahel Dey é pesquisador de pós-doutorado da Universidade de Newcastle, na Austrália, e mantém vínculos com o Instituto Indiano de Astrofísica e com o Instituto Indiano de Ciência, ambos em Bangalore. Piyali Chatterjee é pesquisadora sênior do Instituto Indiano de Astrofísica e também está ligada ao Observatório Solar Gyula Bay Zoltán, na Hungria. Robertus Erdélyi é professor do Centro de Pesquisa em Física Solar e Plasma Espacial da Universidade de Sheffield e tem afiliações na Universidade Eötvös Loránd, em Budapeste, e no mesmo observatório húngaro. Uma primeira versão das ideias circulou como pré-impressão em abril de 2024, e o artigo definitivo foi recebido pela revista em 4 de maio de 2026 e aceito em 4 de julho.

A ferramenta central do estudo é uma simulação de magnetohidrodinâmica radiativa, um modelo numérico que resolve ao mesmo tempo o movimento do plasma, a evolução do campo magnético e as trocas de energia por radiação e por condução de calor. O programa usado é o Pencil Code, de código aberto e muito empregado em astrofísica de fluidos. A caixa simulada mede 6 por 9 megametros na horizontal e 37 megametros na vertical, sendo que um megametro equivale a mil quilômetros. Os 5 megametros de baixo ficam na zona de convecção, sob a superfície, e o topo chega a 32 megametros acima da fotosfera, já na baixa coroa. Os pontos da malha estão espaçados a cada 24 quilômetros.

Esses números ganham outra cara quando comparados com coisas conhecidas. A base da caixa, com 6 mil por 9 mil quilômetros, cobre 54 milhões de quilômetros quadrados, mais do que toda a Ásia. A altura, de 37 mil quilômetros, equivale a quase três diâmetros da Terra empilhados. Ainda assim, essa fatia corresponde a menos de um centésimo de milésimo da superfície do Sol. Os 24 quilômetros entre os pontos da malha correspondem a pouco mais da metade de uma maratona, resolução suficiente para acompanhar os grânulos de convecção e o nascimento de jatos com algumas centenas de quilômetros de largura. A simulação funciona como um microscópio numérico apontado para um recorte minúsculo do Sol.

Dentro dessa caixa, os autores impuseram um campo magnético vertical de 7,5 gauss, de 12 a 30 vezes mais intenso que o campo magnético na superfície da Terra. O valor imita o campo aberto de um buraco coronal, região escura da coroa onde as linhas de campo se abrem para o espaço e de onde escapa o vento solar rápido. A intensidade foi elevada aos poucos, de 0,25 para 7,5 gauss, ao longo de 25 minutos de tempo solar. Por escolha deliberada, nenhum fluxo magnético novo emerge pela base do domínio, de modo que a reconexão magnética, a quebra e religação de linhas de campo, fica restrita às vizinhanças da fotosfera, onde a convecção estica, torce e dobra o campo imposto.

Depois de cerca de 50 minutos de evolução, a superfície simulada já exibia várias células de granulação turbulenta. A equipe deixou o modelo correr por mais 30 minutos e passou a analisar os dados. Nesse ponto, a convecção ocupava toda a profundidade da zona convectiva e a agitação do fluido havia se estabilizado. A temperatura média no nível de profundidade óptica unitária, de onde escapa a luz que vemos, ficou em 5.774 kelvin, praticamente igual à temperatura efetiva do Sol real, de 5.772 kelvin. O campo magnético chegou a 300 a 500 gauss em pontos da fotosfera, com média de cerca de 11 gauss, valor semelhante ao medido em buracos coronais.

Alguns detalhes técnicos ajudam a entender os limites do modelo. Perto do topo, a partir de 26 megametros de altura, há uma camada-esponja de 6 megametros que absorve as ondas que sobem, para que não voltem refletidas. Como a simulação não tem um processo próprio de aquecimento coronal, a temperatura nessa camada é mantida em um milhão de kelvin, precaução para que a atmosfera não desabe enquanto a convecção se desenvolve. A superfície onde a pressão do gás iguala a pressão magnética, chamada de beta do plasma igual a 1, fica entre 1,5 e 4,5 megametros de altura e se deforma na presença das espículas. Acima de 6 megametros, o beta médio cai para cerca de 0,05, e o campo magnético passa a ditar o movimento do gás.

Para testar a robustez dos resultados, os pesquisadores rodaram versões adicionais com malha mais grossa, de 48 quilômetros, e campos impostos de 3 e de 25 gauss. Em todos os casos, a floresta de espículas, os redemoinhos espalhados pelo domínio e os feixes de jatos girando continuaram lá. O custo computacional foi dividido entre supercomputadores de três continentes: o serviço DiRAC da Universidade de Leicester, no Reino Unido, o centro PDC do Instituto Real de Tecnologia, em Estocolmo, a máquina PARAM PRAVEGA, no Instituto Indiano de Ciência, em Bangalore, e o OzSTAR, na Universidade de Tecnologia de Swinburne, na Austrália. Os arquivos de configuração do modelo estão depositados publicamente no repositório Zenodo.

Simular o plasma é só metade do trabalho. Para comparar o modelo com o que os telescópios registram, a equipe calculou a luz que aquele plasma emitiria. A escolha recaiu sobre a emissão de plasma a cerca de 80 mil kelvin, temperatura típica de formação de uma linha do silício três vezes ionizado, o Si IV, observada pelo IRIS. Essa linha tem uma vantagem prática: ela é opticamente fina, ou seja, a luz emitida em cada ponto escapa sem ser reabsorvida no caminho, como a claridade que atravessa uma névoa leve. Por isso, a imagem pode ser calculada somando a emissão ao longo de cada linha de visada, a reta que liga o observador ao objeto, chamada em inglês de line of sight.

Os autores fizeram essa conta de duas maneiras. Na primeira, usaram o código FoMo, que se apoia no banco de dados atômicos CHIANTI para calcular a emissão do Si IV. Na segunda, empregaram uma função analítica simples, uma curva em forma de sino centrada em 80 mil kelvin. As duas abordagens produziram imagens muito parecidas, e a versão analítica, mais barata, foi adotada para processar as sequências de quadros tomadas a cada 2 segundos de tempo simulado. A linha do cálcio uma vez ionizado, a Ca II H, que o Hinode observa, forma-se entre 9 mil e 20 mil kelvin, longe do equilíbrio termodinâmico local, o que torna seu cálculo muito mais difícil.

Com essas ferramentas, a primeira pergunta foi o que lança as espículas. Na simulação, a fotosfera funciona como uma membrana que vibra, com período dominante da ordem de 5 minutos, o mesmo ritmo das oscilações que fazem a superfície do Sol pulsar. Essas vibrações empurram para cima ondas magnetoacústicas lentas, perturbações de compressão que viajam ao longo das linhas de campo. Como a densidade do gás despenca com a altura, a amplitude das ondas cresce à medida que elas sobem, até que se tornam não lineares e viram choques. Algo parecido faz uma onda do mar se erguer e quebrar quando chega à praia e encontra águas cada vez mais rasas.

Cada frente de choque comprime, aquece e acelera o plasma cromosférico, e a passagem sucessiva dessas frentes forma estruturas ascendentes extensas. Para encontrar as frentes no meio da turbulência, os autores marcaram as regiões onde o fluxo converge fortemente ao longo do campo magnético, acima de um limiar de 0,15 por segundo. Uma das sequências, acompanhada por 36 segundos, mostra uma frente subindo e levando uma espícula em seu rastro. O choque segue sempre adiante da ponta do jato porque viaja mais depressa que o plasma dessa ponta. O mecanismo já havia aparecido em modelos bidimensionais do mesmo grupo, nos quais choques mais fortes tendiam a produzir espículas mais longas.

Para ter certeza de que aquelas frentes eram mesmo choques, a equipe aplicou um teste clássico, as condições de Rankine-Hugoniot, que levam os nomes do engenheiro escocês William Rankine e do francês Pierre-Henri Hugoniot. Elas relacionam o que acontece com a densidade, a pressão e a temperatura de um gás ao atravessar um choque, a partir da conservação de massa, momento e energia. Entre 3,5 e 4,5 megametros de altura, a densidade salta por um fator de 1,86 a 2,19 na passagem da frente. Pelas equações, isso corresponde a números de Mach de 1,61 a 1,90 em relação à frente, e a temperatura do lado de trás fica de 2,01 a 2,64 vezes maior.

A verificação foi além dos saltos. Com o número de Mach estimado, os autores calcularam a velocidade que o choque deveria ter e integraram essa velocidade no tempo, obtendo uma curva que acompanha a inclinação das regiões comprimidas nos diagramas tempo-distância da simulação. A frente, portanto, anda na velocidade esperada para choques magnetoacústicos lentos. Os pesquisadores tratam esses números como diagnóstico aproximado, porque o plasma cromosférico não é um gás ideal com ionização fixa. Eles comentam ainda um trabalho bidimensional recente que interpretou estruturas semelhantes como choques empurrados pelas próprias espículas, e observam que aquele estudo não mostrou a evolução temporal necessária para separar as duas hipóteses.

O achado que dá título ao trabalho aparece quando se olha a emissão em três dimensões. Em vez de um conjunto de tubos independentes, o plasma a 80 mil kelvin forma lâminas onduladas e cheias de pregas, como uma cortina de teatro franzida. O brilho dessas cortinas é muito irregular, e as regiões mais intensas chegam a ser mais de dez vezes mais brilhantes que a média horizontal. As lâminas sobem impulsionadas pelos empurrões quase periódicos dos choques e depois descem sob a ação da gravidade, num sobe e desce que lembra lençóis estendidos num varal num dia de vento. Cortes horizontais da emissão revelam as dobras com clareza.

O truque está na projeção. Quando a emissão tridimensional é somada ao longo da linha de visada, a cortina se transforma num conjunto de traços verticais parecidos com espículas. Os traços mais brilhantes aparecem onde a linha de visada atravessa várias dobras de uma vez. Imagine uma cortina de tecido fosforescente pendurada num quarto escuro e vista de perfil. Onde o pano se dobra sobre si mesmo, o olho enxerga várias camadas luminosas empilhadas e percebe uma faixa vertical mais clara. Nas partes lisas, vê só uma camada, e quase nada se destaca. O resultado é uma fileira de riscos brilhantes que parecem objetos independentes, mas pertencem a uma única peça.

Os jatos sintéticos que surgem dessa projeção têm as credenciais certas. Vivem de 5 a 10 minutos, sobem com velocidades aparentes de 20 a 70 quilômetros por segundo, alcançam alturas de 6 a 16 megametros e têm larguras entre 200 e 1.500 quilômetros. As pontas descrevem trajetórias parabólicas, subindo e caindo como uma bola lançada para cima. Todos esses valores estão dentro das faixas medidas em espículas reais e concordam, de modo geral, com assinaturas sintéticas obtidas por outra equipe com um modelo diferente. Para dar escala, 70 quilômetros por segundo equivalem a mais de 250 mil quilômetros por hora, e 16 mil quilômetros superam o diâmetro da Terra.

A mesma cortina muda de aparência conforme o ângulo de onde é vista. Os autores projetaram a simulação a partir de direções inclinadas em 15 e em 45 graus em relação ao eixo original, e os traços brilhantes se rearranjaram: alguns se dividiram em dois, outros se fundiram em um só. Esse comportamento de separação e junção é o que os observadores relatam em espículas reais. Observar a estrutura de ângulos diferentes equivale, na prática, a olhar de um ponto fixo para uma cortina que gira. Como a cortina simulada também se deforma e se desloca com o tempo, a geometria em evolução reforça os efeitos de projeção.

Para medir esses movimentos, a equipe usou diagramas tempo-distância, uma técnica que empilha, quadro a quadro, a intensidade registrada ao longo de uma fenda imaginária. Com uma fenda horizontal a 11 megametros de altura, o diagrama mostra fios que se cruzam e se trançam ao longo da vida do evento. Esse padrão admite duas leituras. Os fios poderiam ser jatos vizinhos oscilando de um lado para o outro de forma independente, nas chamadas oscilações do tipo kink, termo inglês para dobra. Ou poderiam ser o resultado de uma estrutura tridimensional que gira e se deforma. Para decidir, os autores compararam lado a lado a renderização em volume do plasma e as imagens projetadas.

A comparação favoreceu a segunda leitura. As assinaturas de movimento transversal vêm de lâminas de plasma que se esticam, se enrolam e se sobrepõem ao longo da linha de visada, produzindo giro e trançado na projeção. É uma interpretação geométrica diferente da imagem de jato cônico que domina a literatura. Os autores reconhecem que explicações alternativas baseadas no efeito Doppler, vindas de modelos com menos dimensões, não podem ser descartadas apenas com observações. O que a simulação demonstra é que essas assinaturas podem surgir da evolução tridimensional de plasma em forma de lâmina, sem que cada jato precise girar em torno do próprio eixo.

Faltava confrontar o modelo com o Sol de verdade. Para isso, a equipe recorreu a imagens do Telescópio Óptico Solar do Hinode, um instrumento de 50 centímetros de abertura, obtidas em 7 de novembro de 2007 numa região próxima do buraco coronal do polo norte. A sequência cobre um campo de 111 por 111 segundos de arco, dura cerca de 56 minutos e traz um quadro a cada 5 segundos, registrado na linha Ca II H. Antes da análise, as imagens passaram por um filtro radial que multiplica cada pixel pelo quadrado da razão entre seu brilho e o brilho médio do arco correspondente, realçando a floresta de espículas acima do limbo.

Ao longo da sequência, os pesquisadores encontraram muitos episódios de giro coletivo e de movimento transversal em feixes de espículas, e destacaram cinco exemplos especialmente claros. Um deles, analisado com uma fenda paralela ao limbo a 8 megametros de altura, produz um diagrama tempo-distância com fios entrelaçados muito parecidos com os da simulação. Os dados do IRIS, de 19 de outubro de 2016, cobrem uma região de 82 por 36 megametros no buraco coronal do polo norte durante 39 minutos, com um quadro a cada 9,3 segundos, e também mostram feixes girando. Como a resolução espacial e a relação entre sinal e ruído são menores no IRIS, o giro aparece com menos nitidez que no Hinode.

A comparação também expõe diferenças. Nos feixes observados pelo Hinode, os fios se trançam de modo mais extenso e os intervalos entre cruzamentos sucessivos ficam entre 1 e 4 minutos. Na simulação, esses intervalos caem para 0,5 a 2 minutos. Em outras palavras, os episódios de rotação no Sol real duram mais. Os autores sugerem que isso pode refletir tempos de vida maiores ou energias de rotação mais altas dos condutos coronais no Sol do que no modelo. A diferença lembra que a simulação é um laboratório simplificado, com um pedaço pequeno de atmosfera e um campo magnético idealizado, em que os números não precisam coincidir para que o mecanismo seja o mesmo.

A segunda metade do estudo procura a origem física da rotação. Para isso, os autores examinaram a vorticidade, a grandeza que mede quanto um fluido gira em cada ponto. Se uma pequena roda de pás fosse colocada no plasma, a vorticidade diria com que rapidez e em que sentido ela rodaria. A partir das equações do movimento, eles escreveram uma equação para a enstrofia, que é metade do quadrado da componente vertical da vorticidade, e separaram as fontes que a alimentam: o transporte pelo próprio fluxo, o estiramento e a inclinação de vórtices já existentes, dois termos chamados baroclínicos e um termo ligado à tensão magnética.

O termo baroclínico tem um análogo conhecido na meteorologia. Ele aparece quando as superfícies de mesma densidade e as de mesma pressão não estão alinhadas, situação em que o peso do fluido e o empurrão da pressão deixam de apontar na mesma direção e produzem um torque. É o que acontece no litoral num dia de sol: a terra aquece mais que o mar, o ar sobre ela fica menos denso, e o desencontro entre densidade e pressão põe em marcha a circulação da brisa marítima. Nas bordas de uma espícula, onde o plasma denso do jato encontra o plasma rarefeito ao redor, esse desencontro é muito acentuado, e a rotação nasce ali.

A tensão magnética é o outro motor. Linhas de campo magnético se comportam como elásticos esticados: quando são torcidas ou curvadas, tendem a voltar à forma reta e arrastam o plasma junto, pondo-o para girar. A análise termo a termo mostrou uma divisão de território. Nas bordas do plasma denso das espículas, domina a geração baroclínica de vorticidade. Na atmosfera ao redor, prevalece a vorticidade criada pela tensão magnética. Para enxergar a forma tridimensional desses redemoinhos, os pesquisadores aplicaram ao campo de velocidades um algoritmo automático de detecção de vórtices, o ASDA, sigla de Automated Swirl Detection Algorithm, camada por camada, a cada 2 segundos de tempo simulado.

O algoritmo varre cada plano horizontal com uma janela de 480 por 480 quilômetros, tamanho típico dos vórtices conhecidos, e calcula duas grandezas que localizam o centro e a borda de cada tubo em rotação. A busca cobriu todas as camadas entre a superfície e 20 megametros de altura, ao longo de 30 minutos, e foi conferida com uma técnica de visualização de linhas de fluxo chamada convolução integral de linha, ou LIC, na sigla em inglês. Empilhados, os vórtices detectados formam colunas verticais de plasma girando que atravessam a cromosfera e chegam à baixa coroa. São os CoSCos, cuja largura de 300 a 600 quilômetros é comparável à das próprias espículas.

Os CoSCos giram com velocidades de 2 a 20 quilômetros por segundo e vivem, em média, de 20 a 120 segundos. Ao longo de toda a extensão, cada coluna gira num único sentido, horário ou anti-horário. Em alguns exemplos, o grau de enrolamento das linhas de fluxo, medido em voltas por megametro, ficou entre 0,19 e 0,95, faixa compatível com medições de redemoinhos cromosféricos reais feitas por efeito Doppler. A Universidade de Sheffield, em seu comunicado, compara essas estruturas a ciclones e as descreve como maiores que a largura da Grã-Bretanha. A imagem mais próxima do cotidiano talvez seja a de um redemoinho de poeira numa estrada de terra, alto e estreito.

Os condutos se dividem em duas famílias, conforme a principal fonte de rotação. Na primeira, o CoSCo-I, quem comanda é a tensão magnética. Num dos exemplos, as linhas de fluxo do plasma, em forma de hélice, acompanham linhas de campo magnético torcidas ao longo de 4 a 8 megametros de altura enquanto interagem com uma espícula. Nessas estruturas, as perturbações de velocidade e de campo magnético apontam em sentidos opostos no plano horizontal, uma defasagem de meia volta que deixa o cosseno médio do ângulo entre elas perto de menos um. Algumas dessas colunas podem ser rastreadas por várias camadas da atmosfera, enquanto outras nascem localmente na cromosfera e na região de transição, a faixa estreita onde a temperatura salta rumo aos valores coronais.

A segunda família, o CoSCo-II, é a novidade mais clara do trabalho. Ela se forma colada às espículas, persiste durante toda a vida delas e é alimentada sobretudo pelos termos baroclínicos, ligados aos gradientes abruptos de densidade nas bordas das cortinas. Esse processo continua depois da passagem dos choques e pode seguir durante a fase de queda, sinal de que a formação de vórtices não se limita ao momento do lançamento. Num exemplo, surge um redemoinho forte de velocidade sem redemoinho magnético correspondente. Como o campo horizontal segue quase numa só direção enquanto o plasma circula, o cosseno muda de sinal de um lado para o outro do vórtice, e a média fica perto de zero.

Apesar das origens diferentes, as duas famílias compartilham um comportamento. Ambas lançam para cima pulsos de vorticidade que se propagam com velocidade de fase comparável à velocidade de Alfvén local, a rapidez com que perturbações viajam ao longo das linhas de campo, entre 7 e 11 megametros de altura. No exemplo de CoSCo-I, a velocidade de Alfvén varia de 125,3 a 302,8 quilômetros por segundo entre 6,6 e 12 megametros. No exemplo de CoSCo-II, vai de 217,2 a 489,5 quilômetros por segundo entre 8 e 12 megametros. A 300 quilômetros por segundo, a distância entre São Paulo e o Rio de Janeiro seria vencida em pouco mais de um segundo.

O encontro entre jatos e redemoinhos completa a explicação. Na simulação, os CoSCos se formam tanto nas bordas das espículas quanto nas suas vizinhanças, de modo que cada jato evolui imerso num escoamento cheio de vorticidade vertical. A rotação das espículas é mais acentuada nas fases finais da vida delas, sobretudo na queda, quando boa parte da massa já escorreu de volta para a fotosfera. Com menos inércia, o jato fica mais fácil de empurrar para os lados e de pôr para girar, como um balde quase vazio, que roda com um toque leve. Na subida, o fluxo de massa para cima atrapalha qualquer rotação sustentada.

Durante parte do tempo, os CoSCos se sobrepõem às espículas e, em alguns casos, penetram no plasma delas. Nessas situações, conduto e jato ocupam o mesmo lugar, e suas propriedades não podem ser distinguidas. Nada disso foi imposto ao modelo: os redemoinhos surgem naturalmente, sem hipóteses prévias sobre a forma das espículas ou sobre seus modos de oscilação. Os autores lembram que já havia observações de assinaturas parecidas com vórtices ligadas a espículas e estudos sobre vórtices gerados por cisalhamento em torno de tubos de fluxo cilíndricos. O fenômeno descrito agora é outro, porque envolve lâminas dobradas de plasma estratificado e muito compressível, e não tubos isolados.

Na discussão, o trio extrai uma lição que vale para além das espículas. As estruturas inferidas de imagens bidimensionais do céu, escrevem os autores, “não correspondem necessariamente ao que de fato existe no Sol”. Geometrias em lâmina ou em pregas já tinham sido sugeridas para o plasma das espículas, muitas vezes associadas à ideia de folhas de corrente elétrica, mas nunca haviam sido estabelecidas dinamicamente como a forma que organiza os feixes de jatos. Hipótese semelhante, a de um véu coronal, foi proposta para alças brilhantes da coroa, e experimentos de laboratório com excitação de Faraday, em que um líquido vibrado lança jatos, também apontam para essa morfologia.

O exemplo mais familiar talvez esteja no céu da Terra. As auroras polares, fotografadas em alta resolução, também têm aparência de cortina, comparação que o próprio artigo faz. Quem já viu uma aurora em forma de raios verticais conhece o efeito: uma única lâmina luminosa e ondulada, vista de lado, se desfaz numa sequência de feixes que parecem independentes e correm de um lado para o outro quando a cortina se desloca. O paralelo não é casual. Nos dois casos, há plasma organizado por campos magnéticos em folhas finas, e o observador enxerga apenas a soma da luz ao longo da linha de visada, sem pistas diretas sobre a profundidade.

A mudança de geometria tem consequências contábeis. Se as espículas são dobras de cortinas, estimar a massa que elas carregam olhando só para as regiões mais brilhantes subestima o total, e o cálculo precisa usar o fator de preenchimento correto, em inglês filling factor, a fração do volume de fato ocupada pelo plasma. Na simulação, o fluxo de massa médio no tempo, calculado sobre todo o domínio ao longo de cinco ciclos que somam 28 minutos, é sempre positivo e da ordem de 4,4 bilionésimos de quilograma por metro quadrado por segundo a 25 megametros de altura. Em escala mais palpável, isso equivale a cerca de 380 quilogramas por dia atravessando cada quilômetro quadrado.

Os autores colocam esse número ao lado de outro. Em buracos coronais, a perda de massa associada ao vento solar rápido é estimada em cerca de 2 bilionésimos de quilograma por metro quadrado por segundo, valor derivado de medições feitas perto da Terra e publicado em 1977. O fluxo ascendente da simulação é, portanto, da mesma ordem de grandeza e cerca de duas vezes maior. A comparação não prova que as espículas abastecem o vento solar, e o artigo não afirma isso, mas mostra que a quantidade de material que sobe no modelo é compatível com a escala do que precisa ser reposto na coroa aberta.

Mais curioso é o destino da energia. Ao contrário das espículas, que caem de volta para a cromosfera, os CoSCos e o cisalhamento associado a eles extraem energia dos reservatórios térmico e magnético do plasma cromosférico. Os autores mostram que o fluxo de Poynting, medida do transporte de energia eletromagnética batizada em homenagem ao físico inglês John Henry Poynting, pode ser positivo, apontando para cima, justamente onde a cortina de plasma está caindo. Para isso, as componentes horizontais da velocidade e do campo precisam ter, em média, sentidos opostos. Funciona como uma corda de pular girada por uma das pontas: a corda quase não sai do lugar, mas a torção viaja até a outra extremidade.

Daí sai uma das implicações mais interessantes do trabalho. Os CoSCos podem levar energia de rotação para alturas maiores que o comprimento típico das espículas vistas em Si IV, mesmo quando os jatos estão descendo. Para os autores, a detecção de feixes de espículas girando, tanto nas observações quanto na simulação, indica que espículas giratórias no Sol marcam os lugares onde existem CoSCos. Esses feixes trocariam energia com condutos em rotação que se estendem até a coroa, ligando os jatos cromosféricos ao transporte de energia e de momento para o vento solar. Um retrato completo da origem do vento solar rápido, argumentam, teria de levar em conta esse acoplamento.

O próprio artigo é cuidadoso com os limites do que mostrou. A frequência relativa das duas famílias de condutos, a energia que cada uma contém e o fluxo que transporta ainda não foram quantificados, e uma avaliação estatística está prometida para um estudo futuro. Os resultados tratam da organização dinâmica das espículas e da origem do giro, não do balanço térmico detalhado nem da dissipação de energia. As propriedades numéricas dos jatos e dos condutos podem depender do tratamento radiativo e da configuração adotada, como o domínio pequeno, a camada-esponja mantida a um milhão de kelvin e a ausência de emergência de fluxo magnético. A física identificada, sustentam os autores, aponta para um mecanismo consistente operando na cromosfera.

Falta também a confirmação direta. No comunicado da Universidade de Sheffield, Piyali Chatterjee resume o problema ao dizer que a confirmação observacional dos CoSCos “ainda está por ser alcançada” e vai exigir medições de alta resolução dos campos magnético e de velocidade na coroa. No mesmo texto, Sahel Dey lembra que a formação das espículas e das cortinas em rotação é muito difícil de observar diretamente, porque requer telescópios de altíssima resolução e satélites observando de mais de um ponto de vista. A diferença entre os intervalos de cruzamento medidos e simulados é outro lembrete de que o modelo ainda não reproduz o Sol em todos os detalhes.

O teste decisivo, segundo os autores, é a estereoscopia. Dois telescópios observando a mesma região do Sol ao mesmo tempo, de ângulos diferentes, em linhas da cromosfera ou da região de transição, poderiam dizer se as espículas são, na forma, cortinas bidimensionais pregueadas imersas em plasma tridimensional ou simples canudos unidimensionais. O princípio é o mesmo da visão humana, que combina as imagens ligeiramente diferentes dos dois olhos para perceber profundidade. Com um único ponto de vista, toda imagem do limbo funciona como um teatro de sombras: mostra o contorno e esconde a espessura. Uma segunda perspectiva permitiria reconstruir onde cada filete de fato está.

Instrumentos capazes de contribuir para esse teste já existem, embora o artigo não os cite. O Telescópio Solar Daniel K. Inouye, com espelho de 4 metros, no Havaí, é hoje o maior telescópio solar do mundo, e a sonda Solar Orbiter, da agência espacial europeia em parceria com a NASA, observa o Sol de posições fora da linha que liga o Sol à Terra. Combinações de observações desse tipo, coordenadas com telescópios em solo, são um caminho plausível para a estereoscopia de pequenas estruturas. A simulação também pode ser ampliada com outras prescrições termodinâmicas e com resolução maior, como os próprios autores recomendam.

Há uma dimensão mais ampla nessa história. Robertus Erdélyi observa, no comunicado de Sheffield, que movimentos de rotação aparecem em todas as escalas do Universo, da água que escoa pelo ralo da pia aos tornados na Terra e no Sol, até galáxias espirais com centenas de milhares de anos-luz. As espículas giratórias passam a ser mais um capítulo desse padrão. A diferença é que, no Sol, o redemoinho não fica apenas girando no lugar: ele pode servir de canal para levar energia de baixo para cima, numa atmosfera em que a camada mais externa é centenas de vezes mais quente que a superfície que a alimenta.

Na próxima vez em que um eclipse revelar o anel avermelhado da cromosfera, ou que uma câmera rápida flagrar a borda do Sol eriçada de filetes, talvez valha olhar para aquele gramado de outro jeito. O que parece uma multidão de jatos independentes pode ser um punhado de cortinas pregueadas vistas de lado, e o que parece girar pode ser, ao mesmo tempo, uma ilusão de perspectiva e o sinal de um redemoinho verdadeiro escondido atrás do pano. Há mais de 150 anos os astrônomos desenham esses filetes. Agora começam a perguntar o que existe entre eles, e a resposta pode estar no vento invisível que balança a cortina.