Jueves 7 de Junio de 2018
En ésta extraordinaria imagen tomada por Arno Rottal podemos contemplar las numerosas manchas oscuras que aparecen en la superficie del Sol. Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada Umbra, rodeada por una zona menos oscura llamada Penumbra. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km, casi tan grande como el diámetro de la Tierra, pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas, umbra y penumbra, parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4.000ºK, mientras que la penumbra alcanza los 5.600ºK, evidentemente inferiores a los aproximados 6.000ºK que tienen los gránulos de la fotosfera solar. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría unas 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.
Las Manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas. Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotosfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas adquieren su aspecto característico. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día. Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un intenso campo magnético. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al ecuador. Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s llamado efecto Evershed, y en sentido inverso, de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera llamado efecto Evershed.
La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el ecuador el periodo es de 25 días, a 40° de latitud es de 28 días y en los polos es aún mayor. A esto se le conoce como rotación diferencial. El número de manchas solares ha sido medido desde el año 1700 y hay estimaciones desde hace 11.000 años. La tendencia reciente es ascendente desde 1900 hacia los años sesenta. Heinrich Schwabe fue el primero que observó la variación cíclica del número de manchas solar entre 1826 y 1843 y llevó a Rudolf Wolf a hacer observaciones sistemáticas que comienzan en 1848. El retraso en reconocer esta periodicidad del Sol se debe al comportamiento muy raro del Sol durante el siglo XVII. El número de Wolf es una expresión que combina manchas individuales y grupos de manchas y que permite tabular la actividad solar. Wolf también estudió el registro histórico en un esfuerzo por establecer una base de datos con las variaciones cíclicas del pasado. Estableció una base de datos del ciclo hasta 1700. Aparte del ciclo de 11 años se ha comprobado la existencia de un ciclo de unos 80 años durante la mitad del cual el número de manchas es bastante superior a la otra mitad.
Wolf estableció una base de datos del ciclo hasta 1700, aunque la tecnología y técnicas para las observaciones solares cuidadosas estaban ya disponibles en 1610. Gustav Spörer pensó que la razón para que Wolf fuera incapaz en extender el ciclo era que había un período de 70 años entre 1640 y 1715 en el que raramente se observaron manchas solares. Los registros históricos de manchas solares indican que después de su descubrimiento en 1611 hubo dos máximos separados por 30 años y luego la actividad declinó hasta un nivel muy bajo hacia 1640 y así se mantuvo hasta 1715, en que hemos recuperado el ciclo tal como lo conocemos. Edward Maunder en 1895 y 1922 realizó estudios cuidadosos para descubrir que el problema no era la falta de datos observacionales sino la ausencia real de manchas. Para ello agregó al cuadro la ausencia durante el mismo periodo de Auroras polares ligadas siempre a los ciclos de actividad solar. Las auroras que son normales en las Islas Británicas y en Escandinavia desaparecieron durante los 70 años de inactividad de modo que al reaparecer en 1715 causaron admiración y consternación en Copenhague y Estocolmo. Puesto que las manchas solares son más oscuras, es natural suponer que más manchas solares signifiquen menos radiación solar. Sin embargo las áreas circundantes son más luminosas y el efecto global es que más manchas solares se asocian a un sol más luminoso. Detalles técnicos.
Fotografía Original
Crédito: Arno Rottal / Astrobin
| Nombre | Magnitud | Datos |
| Sol | -27 | Solar System Exploration |
