Las manchas solares son temporales fenómenos en el Sun 's fotosfera que aparecen como manchas más oscuras que las áreas circundantes. Son regiones de temperatura superficial reducida causada por concentraciones de flujo de campo magnético que inhiben la convección . Las manchas solares suelen aparecer en pares de polaridad magnética opuesta . [2] Su número varía según el ciclo solar de aproximadamente 11 años .
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Las manchas solares individuales o los grupos de manchas solares pueden durar desde unos pocos días hasta unos meses, pero eventualmente se descomponen. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde los 16 km (10 mi) [3] hasta los 160.000 km (100.000 mi). [4] Las manchas solares más grandes pueden ser visibles desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio . [5] Pueden viajar a velocidades relativas , o movimientos propios , de unos pocos cientos de metros por segundo cuando emergen por primera vez.
Las manchas solares, que indican una intensa actividad magnética, acompañan a fenómenos secundarios tales como bucles coronales , prominencias y eventos de reconexión . La mayoría de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal se originan en regiones magnéticamente activas alrededor de agrupaciones de manchas solares visibles. Los fenómenos similares observados indirectamente en estrellas distintas del Sol se denominan comúnmente manchas estelares , y se han medido tanto las manchas claras como las oscuras. [6]
Historia
El registro más antiguo de manchas solares se encuentra en el I Ching chino , completado antes del 800 a. C. [7] El texto describe que se observaron un dou y un mei al sol, donde ambas palabras se refieren a un pequeño oscurecimiento. [7] El registro más antiguo de una observación deliberada de manchas solares también proviene de China y data del 364 a. C., según los comentarios del astrónomo Gan De (甘德) en un catálogo de estrellas . [8] Hacia el 28 a. C., los astrónomos chinos registraban regularmente las observaciones de las manchas solares en los registros imperiales oficiales. [9]
La primera mención clara de una mancha solar en la literatura occidental data del año 300 a. C., por el antiguo erudito griego Teofrasto , alumno de Platón y Aristóteles y sucesor de este último. [10]
Los primeros dibujos de manchas solares fueron hechos por un monje inglés llamado John de Worcester en diciembre de 1128. [11] [12]
Las manchas solares fueron observadas por primera vez telescópicamente a finales de 1610 por el astrónomo inglés Thomas Harriot y los astrónomos frisones Johannes y David Fabricius , quienes publicaron una descripción en junio de 1611. [13] Después de la temprana muerte de Johannes Fabricius a la edad de 29 años, el libro permaneció oscuro y fue eclipsada por los descubrimientos independientes y las publicaciones sobre manchas solares de Christoph Scheiner y Galileo Galilei , pocos meses después. [14]
A principios del siglo XIX, William Herschel fue uno de los primeros en equiparar las manchas solares con la abundancia de calentamiento y enfriamiento que era capaz de causar en la Tierra. Él creía que las "grandes crestas de los bajíos (penumbras de las manchas solares) (características extendidas brillantes y elevadas que se asemejan a las fáculas) nódulos (características brillantes, elevadas, pero más pequeñas que se asemejan a los lúculos) y corrugaciones (características menos luminosas, ásperas, moteadas y oscuras) en lugar de pequeñas las hendiduras (rasgos oscuros extendidos y deprimidos) en el sol dejarían entrar grandes cantidades de calor en la Tierra. Por otro lado, "poros, pequeñas hendiduras (regiones centrales de manchas oscuras y deprimidas) y la ausencia de nódulos y crestas", significaba menos calor tocando la Tierra. [15] Durante su reconocimiento del comportamiento solar y la estructura solar hipotetizada, inadvertidamente detectó la ausencia relativa total de manchas en el Sol desde julio de 1795 hasta enero de 1800. Fue quizás el primero en construir un registro pasado o manchas solares observadas o faltantes y descubrió que, al menos en Inglaterra, la ausencia de manchas solares coincidía con los altos precios del trigo. Herschel leyó su artículo ante la Royal Society. Fue completamente malinterpretado un d ridiculizado de todo corazón ante ese cuerpo. [dieciséis]
Física
Las manchas solares tienen dos partes: su umbra central , la parte más oscura, donde el campo magnético es aproximadamente vertical ( normal a la superficie del Sol) y la penumbra circundante , que es más clara, donde el campo magnético está más inclinado.
La temperatura de la umbra es aproximadamente de 3.000 a 4.500 K (2.700 a 4.200 ° C), en contraste con la penumbra a aproximadamente 5.780 K (5.500 ° C), dejando manchas solares claramente visibles como manchas oscuras, ocasionalmente visibles incluso a simple vista. Esto se debe a que la luminancia (que es esencialmente "brillo" en la luz visible) de un cuerpo negro calentado (muy aproximado por la fotosfera) a estas temperaturas varía mucho con la temperatura. Aislada de la fotosfera circundante, una sola mancha solar brillaría más que la luna llena , con un color naranja carmesí. [17]
Ciclo vital
Cualquier aparición dada de una mancha solar puede durar desde unos pocos días hasta unos meses, aunque los grupos de manchas solares y sus regiones activas tienden a durar semanas o meses, pero todas eventualmente se descomponen y desaparecen. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde los 16 km (10 millas) hasta los 160.000 km (100.000 millas).
Aunque los detalles de la generación de manchas solares todavía son materia de investigación, parece que las manchas solares son las contrapartes visibles de los tubos de flujo magnético en la zona convectiva del Sol que se "enrollan" por rotación diferencial . Si la tensión en los tubos alcanza un cierto límite, un bucle del tubo puede proyectarse a través de la fotosfera , la superficie visible del Sol. La convección se inhibe en los puntos de punción; el flujo de energía del interior del Sol disminuye y, con él, la temperatura de la superficie, lo que hace que el área de la superficie por la que pasa el campo magnético se vea oscura contra el fondo brillante de la fotosfera.
El efecto Wilson implica que las manchas solares son depresiones en la superficie del Sol. Las observaciones que utilizan el efecto Zeeman muestran que las manchas solares prototípicas vienen en pares con polaridad magnética opuesta. De un ciclo a otro, las polaridades de las manchas solares delanteras y traseras (con respecto a la rotación solar) cambian de norte / sur a sur / norte y viceversa. Las manchas solares suelen aparecer en grupos.
La presión magnética debería tender a eliminar las concentraciones de campo, haciendo que las manchas solares se dispersen, pero la vida útil de las manchas solares se mide en días o semanas. En 2001, las observaciones del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) utilizando ondas sonoras que viajan por debajo de la fotosfera ( heliosismología local ) se utilizaron para desarrollar una imagen tridimensional de la estructura interna debajo de las manchas solares; Estas observaciones muestran que una poderosa corriente descendente debajo de cada mancha solar forma un vórtice giratorio que sostiene el campo magnético concentrado. [18]
Ciclo solar
La duración del ciclo solar suele ser de unos once años, variando de poco menos de 10 a poco más de 12 años. Durante el ciclo solar, las poblaciones de manchas solares aumentan rápidamente y luego disminuyen más lentamente. El punto de mayor actividad de las manchas solares durante un ciclo se conoce como máximo solar y el punto de menor actividad como mínimo solar. Este período también se observa en la mayoría de las demás actividades solares y está vinculado a una variación en el campo magnético solar que cambia de polaridad con este período.
Al principio del ciclo, las manchas solares aparecen en latitudes más altas y luego se mueven hacia el ecuador a medida que el ciclo se acerca al máximo, siguiendo la ley de Spörer . Las manchas de dos ciclos secuenciales coexisten durante varios años durante los años cercanos al mínimo solar. Los puntos de los ciclos secuenciales se pueden distinguir por la dirección de su campo magnético y su latitud.
El índice de manchas solares del número de Wolf cuenta el número promedio de manchas solares y grupos de manchas solares durante intervalos específicos. Los ciclos solares de 11 años se numeran secuencialmente, comenzando con las observaciones realizadas en la década de 1750. [19]
George Ellery Hale vinculó por primera vez los campos magnéticos y las manchas solares en 1908. [20] Hale sugirió que el período del ciclo de las manchas solares es de 22 años, cubriendo dos períodos de aumento y disminución del número de manchas solares, acompañados de inversiones polares del campo dipolo magnético solar . Horace W. Babcock propuso más tarde un modelo cualitativo para la dinámica de las capas exteriores solares. El modelo de Babcock explica que los campos magnéticos provocan el comportamiento descrito por la ley de Spörer, así como otros efectos, que son torcidos por la rotación del Sol.
Tendencias a más largo plazo
El número de manchas solares también cambia durante períodos prolongados. Por ejemplo, durante el período conocido como el máximo moderno de 1900 a 1958, la tendencia máxima solar del recuento de manchas solares fue hacia arriba; durante los siguientes 60 años la tendencia fue principalmente a la baja. [21] En general, el Sol estuvo tan activo como el máximo moderno hace más de 8.000 años. [22]
El número de manchas solares está correlacionado con la intensidad de la radiación solar durante el período desde 1979, cuando se dispuso de mediciones satelitales. La variación causada por el ciclo de las manchas solares a la producción solar es del orden del 0,1% de la constante solar (un rango de pico a valle de 1,3 W · m −2 en comparación con 1366 W · m −2 para la constante solar media) . [23] [24]
Observación moderna
Las manchas solares se observan con telescopios solares terrestres y en órbita terrestre . Estos telescopios utilizan técnicas de filtración y proyección para la observación directa, además de varios tipos de cámaras filtradas. Se utilizan herramientas especializadas como espectroscopios y espectrohelioscopios para examinar las manchas solares y las áreas de manchas solares. Los eclipses artificiales permiten ver la circunferencia del Sol a medida que las manchas solares giran a través del horizonte.
Dado que mirar directamente al Sol a simple vista daña permanentemente la visión humana , la observación amateur de las manchas solares se realiza generalmente utilizando imágenes proyectadas o directamente a través de filtros protectores . Las secciones pequeñas de vidrio de filtro muy oscuro , como un vidrio de soldador n. ° 14, son efectivas. Un ocular de telescopio puede proyectar la imagen, sin filtración, en una pantalla blanca donde se puede ver indirectamente, e incluso rastrear, para seguir la evolución de las manchas solares. Los filtros de paso de banda estrecho de hidrógeno alfa de propósito especial y los filtros de atenuación de vidrio recubiertos de aluminio (que tienen la apariencia de espejos debido a su densidad óptica extremadamente alta ) en la parte frontal de un telescopio brindan una observación segura a través del ocular.
Solicitud
Debido a su vínculo con otros tipos de actividad solar , la aparición de manchas solares se puede utilizar para ayudar a predecir el clima espacial , el estado de la ionosfera y, por lo tanto, las condiciones de propagación de radio de onda corta o comunicaciones por satélite . Los miembros de la comunidad de radioaficionados celebran la alta actividad de las manchas solares como un presagio de excelentes condiciones de propagación ionosférica que aumentan considerablemente el alcance de radio en las bandas de HF . Durante los picos de manchas solares, la comunicación por radio en todo el mundo puede ser posible en frecuencias tan altas como la banda VHF de 6 metros . [26] La actividad solar (y el ciclo solar) han estado implicados en el calentamiento global , originalmente el papel del Mínimo de Maunder de aparición de manchas solares en la Pequeña Edad de Hielo en el clima invernal europeo. [27] Las propias manchas solares, en términos de la magnitud de su déficit de energía radiante, tienen un efecto débil sobre el flujo solar [28] sin embargo, el flujo solar total aumenta cuando "En el máximo solar, el Sol es un 0,1% más brillante que su solar. nivel mínimo". En escalas de tiempo más largas, como el ciclo solar, otros fenómenos magnéticos ( fáculas y la red cromosférica) se correlacionan con la aparición de manchas solares. [29]
Starspot
En 1947, GE Kron propuso que las manchas estelares eran la razón de los cambios periódicos en el brillo de las enanas rojas . [6] Desde mediados de la década de 1990, las observaciones de las manchas estelares se han realizado utilizando técnicas cada vez más poderosas que arrojan más y más detalles: la fotometría mostró el crecimiento y la descomposición de las manchas estelares y mostró un comportamiento cíclico similar al del Sol; la espectroscopía examinó la estructura de las regiones de las manchas estelares analizando las variaciones en la división de la línea espectral debido al efecto Zeeman; Las imágenes Doppler mostraron una rotación diferencial de manchas para varias estrellas y distribuciones diferentes a las del Sol; El análisis de línea espectral midió el rango de temperatura de los puntos y las superficies estelares. Por ejemplo, en 1999, Strassmeier informó sobre la mancha estelar fría más grande jamás vista girando la estrella gigante K0 XX Triangulum (HD 12545) con una temperatura de 3500 K (3230 ° C), junto con una mancha cálida de 4800 K (4530 ° C). . [6] [30]
Galería
Sunspots, septiembre de 2011.
Una vista de la estructura coronal sobre una mancha solar diferente vista en octubre de 2010.
Mancha solar 923 al atardecer y en alcance solar.
Espejismo superior del atardecer de la mancha solar # 930.
Puesta de sol en Bangladesh, enero de 2004.
Seguimiento de las manchas solares de Marte (animación; 8 de julio de 2015).
