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Las manchas solares

Con frecuencia se observan unas manchas en la superficie del Sol. Estas manchas solares corresponden a zonas de perturbación de la fotosfera de la estrella. Son regiones cuya temperatura es de unas 1500° inferiores a la de resto de la superficie del Sol.

 

 Primer plano de una mancha solar fotografiada en 2000 por la sonda TRACE. Via: NASA Primer plano de una mancha solar fotografiada en 2000 por la sonda TRACE. Via: NASA

¿Qué son?

De modo que, en estas manchas, la temperatura puede ser de unos 4500°. El aspecto oscuro de las manchas solares es tan solo un efecto de contraste con el resto del disco solar, más caliente y más brillante.

El diámetro de las manchas solares pueden ser del orden de los 50.000 km, o sea, unas 4 veces el diámetro de la Tierra.

La mejor forma de estudiar y observar las manchas solares consiste en proyectar sobre una pantalla la imagen del Sol, capturada por un telescopio (nunca debe mirarse directamente por el ocular de un telescopio que apunta al Sol, ya que provoca automáticamente la ceguera). Así se podrá comprobar que las manchas tienen una cierta estructura.

La parte central de la mancha solar es oscura y se denomina umbra o núcleo. El núcleo está rodeado de una zona menos oscura que se llama penumbra, cuya temperatura es sólo algunos centenares de grados inferior a la de superficie solar que la rodea.

No se conoce exactamente la razón de la aparición de las manchas solares, pero se sabe, en todo caso, que las fuerzas magnéticas tienen en ellas un papel importante y determinante.

En efecto, se comprueba siempre la presencia de campos magnéticos intensos cuando aparecen manchas solares. Estos campos magnéticos hacen que los gases sean más viscosos, y que el transporte de a energía sea menos eficaz.

imageManchas solares fotografiadas en septiembre del 2011. Via: NASA

Para mantener un cierto equilibrio, es preciso que la cantidad de energía que irradia del Sol sea siempre igual. Por eso, la energía que no puede pasar a través de las manchas solares aparece en las zonas inmediatas y origina zonas más claras que rodean las manchas solares, llamadas fáculas. Estas fáculas aparecen particularmente brillantes en los bordes del disco solar.

Si se observan las manchas solares regularmente se comprueba que se desplazan de este a oeste en la superficie del Sol. Efectivamente, la estrella gira en torno a un eje, pero como no es un cuerpo sólido, sino una masa gaseosa fluida, sufre una rotación diferencial.

Por este motivo, la rotación no se efectúa de manera uniforme en todo el globo solar, sino que es más lenta al ir alejándose del ecuador. En el ecuador, el periodo de rotación es de unos 25 días, pero a los 60° de la altitud pasa a ser de unos 30 días, y cerca de los polos es de unos 45 días.

Estas cifras son válidas para la fotosfera. Pero empleando métodos espectroscópicos se obtienen cifras diferentes, válidas para las otras capas de la atmósfera solar.

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Las manchas solares aparecen generalmente en forma de grupos. Antes de la aparición de un grupo de manchas solares se observa a menudo la presencia de fáculas en la zona en cuestión.

Algunos días después aparecen algunas manchas muy pequeñas que aumentan de tamaño rápidamente y empieza a separarse longitudinalmente unas de otras. El tamaño del grupo de manchas solares alcanza su máximo unos 10 días después de su aparición. Entonces empiezan a disminuir, más lentamente.

Al estudiar los grupos de manchas solares se comprueba un fenómeno interesante: se distribuyen en regiones que tienen polaridad magnética distintas: una parte de la mancha tiene una polaridad magnética sur, y la otra una polaridad magnética norte.

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La polaridad de los grupos de manchas solares se invierte de un hemisferio a otro del Sol. Las manchas de este tipo se denominan bipolares y son las más comunes, ya que constituyen alrededor del 70% del total. Otros grupos de manchas son unipolares, y otros poseen campos magnéticos más complejos.

imageManchas solares en junio del 2004. Crédito: SiriusB

 

Ciclo de las manchas solares

El número de manchas solares en la superficie del Sol está sometido a una periodicidad regular: el ciclo de 11 años de las manchas solares.

La actividad del Sol es variable, pasa de ser muy activo a poco activo en períodos aproximados de 11 años. Actualmente, por ejemplo, el Sol comenzó a despertar y se encuentra en un período activo.

Durante los años de mínima actividad, se comprueba una disminución considerable del número de manchas solares en la superficie del Sol. Este número aumenta sucesivamente hasta alcanzar su máximo aproximadamente cinco o seis años después.

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Durante este período puede producir simultáneamente una cincuentena de manchas grandes y pequeñas, que pueden variar día a día.

La periodicidad en la aparición de las manchas solares muestra apreciablemente la distribución de las mismas en función de la latitud.

Al iniciarse un ciclo, el número de manchas aumenta rápidamente entre las latitudes 30° y 35° (norte y sur). Seguidamente empiezan a cambiar lentamente de posición y se acercan al ecuador.

En el momento del mínimo, la mayor parte de las manchas se encuentran a unos 7° de latitud norte y sur. Simultáneamente, las manchas empiezan a aparecer de nuevo entre las actitudes 30° y 35°.