Mancha solar
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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 "penumbra" más clara. 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.
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.
Sumario
Historia
Las primeras observaciones sistemáticas de manchas solares fueron hechas por astrónomos chinos a partir del 28 a. C., si bien existen noticias puntuales anteriores desde el siglo IV a. C. Entre los años 28 a. C. y 1638 d. C. registraron un total de 112 manchas. Probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central.
En Occidente la noticia más antigua sobre una mancha solar aparece en la Vida de Carlomagno, escrita en 807 d. C. En los siglos siguientes las observaron astrónomos musulmanes como Averroes y, ya en el siglo XV, también italianos.
En 1610 los astrónomos David Fabricius y su hijo Johannes observaron manchas mediante telescopios. David publicó una descripción en junio de 1611. Galileo Galilei les enseñó manchas solares a astrónomos en Roma, y Schneider las observó probablemente durante dos o tres meses. La amarga disputa subsiguiente por la prioridad del descubrimiento entre Galileo y Schneider, ninguno de los cuales sabía del trabajo de los Fabricius, fue por tanto vana.
Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Se demostraba que el Sol giraba y sufría cambios, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el sistema heliocéntrico de Copérnico.
Origen
En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotoesfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotoesfera aparece la fácula que es una región un 10 % más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie.
Las recientes observaciones del satélite (SOHO) usando las ondas sonoras que viajan a través de la fotosfera del Sol permiten formar una imagen detallada de la estructura interior de las manchas solar, debajo cada mancha solar se forma un vórtice giratorio, esto hace que se concentren las líneas del campo magnético. Las manchas solares se comportan en algunos aspectos de modo similar a los huracanes terrestres.
Las manchas suelen presentarse en grupos bipolares cuyos componentes tienen polaridades magnéticas opuestas. El efecto Zeeman que consiste en un desdoblamiento de las rayas espectrales debido al campo magnético, ha permitido calcular la intensidad del campo magnético en las manchas y en el centro puede ser de unas décimas de tesla. El número de manchas solares sigue un ciclo de unos 11 años al final del cual la polaridad de las manchas y del Sol se invierten pasando de norte-sur y de sur-norte. Así pues el periodo magnético del Sol es de 22 años.
El efecto Wilson nos dice que las manchas solares son realmente depresiones delante de la superficie del Sol.
Evolución
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 tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20 % de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75 % de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. 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 campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de solo 0,05 mT. 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 (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
Clasificación
El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos solo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.
Relación con fenómenos terrestres
Se han efectuado intentos de relacionar el ciclo de 11 años de las manchas solares con fenómenos cíclicos de la Tierra, como variaciones del clima, periodos de lluvia y sequía, variación en la longitud del día. Ya hemos visto una correlación clara entre el crecimiento de los anillos de los árboles y la actividad solar. Aparte de esta, las pocas correlaciones de este tipo que son razonablemente fiables parecen deberse a ligeras variaciones del flujo de energía total emitido por el Sol y a las tremendas perturbaciones magnéticas que podrían afectar a la parte superior de nuestra atmósfera. Esto podría influir en el clima terrestre. Más clara es su relación con el estado de la ionosfera. Ello puede ayudar a predecir las condiciones de propagación de la onda corta o las comunicaciones por satélite. Se puede por tanto hablar de un clima espacial.
Bibliografías
- Garrett, H. B., and C. P. Pike, eds., 1980, Space Systems and Their Interactions with Earth's Space Environment. New York: American Institute of Aeronautics and Astronautics.
- Campbell, W.H., 2001, Earth Magnetism: A Guided Tour Through Magnetic Fields, Harcourt Sci. and Tech. Co., New York
- Harding, R., 1989, Survival in Space.Routledge, New York.
- Joselyn, J.A., 1992, The impact of solar flares and magnetic storms on humans. EOS, 73(7): 81, 84-85.
- Johnson, N. L., and D. S. McKnight, 1987, Artificial Space Debris. Orbit Book Co., Malabar, Florida.
- Lanzerotti, L. J., 1979, Impacts of ionospheric / magnetospheric process on terrestrial science and technology. In Solar System Plasma Physics, III, L. J. Lanzerotti, C. F. Kennel, and E.N. Parker, eds. North Holland Publishing Co., New York.
Fuentes
- Sociedad Española de Astronomía
- Instituto de Hidrología, Meteorología y Estudios Ambientales – Colombia
- Astronomía Online – Novedades y recursos astronómicos en castellano
- EspacioCiencia.com
- NASA Space Place
- Ventanas al Universo – Asociación Nacional de Maestros de Ciencias de la Tierra – Estados Unidos
