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Las manchas solares, también conocidas como sunspots por su nombre en inglés, son zonas de la fotosfera solar (superficie luminosa) que aparecen visiblemente más oscuras que el área circundante. Las manchas solares son fenómenos temporales producidos por concentración de campos magnéticos que inhiben las corrientes de convección y hacen disminuir la temperatura de la zona. Al estar más frías, emiten menos luz y se ven más oscuras que el resto de la superficie solar aunque tienen un brillo real que puede llegar a ser de 10 a 50 veces superior al de la Luna llena. Este fenómeno no es exclusivo del Sol sino que es algo común en las estrellas.

Los registros más antiguos de observaciones sistemáticas de manchas solares corresponden a astrónomos chinos y datan del año 28 a.C.. Dadas las limitaciones técnicas, probablemente observaban sólo las manchas solares más grandes visibles desde la Tierra. Las primeras observaciones con telescopio se realizaron en 1610 por Thomas Harriot junto a los astrónomos Johannes Fabricius y David Fabricius, y por Galileo Galilei en ese mismo año. Desde entonces hay un registro de la actividad solar que ha permitido conocer mejor el fenómeno de las manchas solares y como puede afectar a la Tierra.

Formación

La manchas solares son zonas de la superficie solar en las que la temperatura es menor y que, como consecuencia, tienen menos brillo y emiten menos luz que la superficie que las rodea. La disminución de la temperatura se debe a la emersión de un campo magnético rompiendo la superficie del Sol e inhibiendo las corrientes convectivas en la zona. El campo magnético sale por un punto de la superficie y se introduce por otro, motivo por el que las manchas solares suelen aparecer en parejas; una el polo negativo del campo magnético y la otra el polo positivo. Además, suelen aparecer en grupos al aparecer en una zona de alta actividad magnética. Estas zonas se conocen como regiones activas y se denominan con las siglas AR (Active Region) seguidas de un número identificativo.

El por qué del aumento de la actividad magnética superficial no está aún claro y no se conoce todavía el mecanismo exacto que produce las manchas solares. Se cree que se debe a la torsión de fluxones. Los fluxones se pueden imaginar como los tubos que transportan el flujo magnético de un polo del campo magnético del Sol al polo opuesto. Cuándo los fluxones aparecen en la zona de convección del Sol, estarán sometidos a diferentes fuerzas de rotación ya que no todas las zonas rotan a la misma velocidad. Cuándo el diferencial de rotación alcanza un determinado punto crítico, la presión sobre los fluxones provoca que salgan de la fotosfera “pinchando su superficie”.

Además de esta posible explicación, se cree que la formación de moléculas de hidrógeno tiene un papel fundamental en la formación de manchas solares. El hidrógeno es el elemento mayoritario del Sol, constituyendo aproximadamente el 90% de la masa solar. A las temperaturas de la fotosfera de 5.500 ºC, el hidrógeno se encuentra en estado atómico ionizado (H+), es decir, sólo el núcleo del átomo hidrógeno. A las temperaturas de las manchas solares, mucho más bajas, es posible que dos átomos de hidrógeno se unan para formar hidrógeno molecular (H2), lo que provocaría una notable disminución de la presión en la zona y permitiría la salida del campo magnético a la superficie.

Es posible que las manchas solares se produzcan por una combinación de ambos mecanismos. En un primer momento el diferencial de rotación sobre los fluxones haría disminuir la corrientes convectivas provocando la disminución de la temperatura en la zona hasta que comienza la formación de hidrógeno molecular que provocaría la bajada de presión permitiendo la explosión magnética superficial.

Características y evolución

La temperatura de las manchas solares oscila entre 2.700 y 4.200 °C mientras que el resto de la superficie solar tiene una temperatura media aproximada de 5.550 ºC. Debido a esta menor temperatura, las manchas solares tienen menos brillo que el resto de la superficie solar y, por contraste, se ven oscuras aunque siguen emitiendo luz. Las manchas solares tienen formas irregulares, frecuentemente de tipo circular u ovaladas, y en cada una se pueden diferenciar dos zonas:

  • Umbra: zona central, más oscura. El campo magnético sigue un vector normal (vertical) respecto a la superficie solar Emite aproximadamente un 20 – 30% de luz respecto a la superficie solar normal. Debido al efecto Wilson, la umbra se haya deprimida respecto a la superficie solar circundante, probablemente más de 1000 km, aunque es muy difícil de medir, y en su interior se crea un vórtice alrededor del cuál gira la materia de la fotosfera.
  • Penumbra: zona que rodea a la umbra. Es más clara y el campo magnético está más inclinado que en la umbra. Emite un 70 – 75% de luz que el resto de superficie solar. La penumbra tiene un aspecto filamentoso con bandas oscuras y claras alternas. Estas bandas se deben al flujo de plasma hacia el vórtice de la umbra a distinta velocidad.

La forma y tamaño de las manchas solares es muy variable y una misma mancha solar cambia de forma y tamaño a medida que evoluciona pudiendo contraerse y expandirse. Se han observado manchas solares con diámetros desde 16 km hasta 160000 km (mucho más grandes que la Tierra, que tiene un diámetro de 12742 km), siendo las más grandes visibles desde la Tierra sin necesidad de telescopio. La posición tampoco es constante sino que pueden sufrir desplazamiento por la superficie solar hasta de varios cientos de metros por segundo.

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El campo magnético entre las manchas principales de un grupo puede tener un intensidad entre 0.2 y 0.4 T, muy superior al campo magnético terrestre que tiene una intensidad media de 25 -65 μT, lo que puede dar una idea de la alta actividad magnética de las manchas solares.

La duración total de una mancha solar puede ser de días a varias semanas. La vida media es de 2 semanas aunque pueden llegar a durar hasta 2 meses (aproximadamente 2 rotaciones solares). Al comienzo aparece una fácula, una zona que aumenta de brillo por la presión del campo magnético desde abajo. La fácula evoluciona a poro y comienza a oscurecerse por la inhibición de las corrientes convectivas. En pocas horas o un día ya se pueden ver dos manchas gemelas, con las zonas de umbra y penumbra típicas, que serán las manchas primarias o principales del grupo. En los días posteriores suelen ir apareciendo las manchas secundarias del grupo. La propia presión magnética tiende a eliminar la concentración de campos magnéticos haciendo que las manchas solares desaparezcan por sí solas.

El ciclo solar

El número de manchas solares no es constante sino que varía con el tiempo. Se ha observado que cada 11 años aproximadamente tiene lugar un período con mayor cantidad de manchas. Este ciclo, conocido como ciclo solar, se ha observando también en otras expresiones de la actividad solar y está relacionado con cambios en la polaridad del campo magnético del Sol que tiene lugar también con esta periodicidad.

El pico máximo con mayor número de manchas solares durante un ciclo se conoce como máximo solar mientras que punto con menor número de manchas solares se conoce como mínimo solar. Al principio de un ciclo solar hay menos manchas solares y los grupos suelen aparecer alejados del ecuador, en latitudes de 30° a 45° al norte y al sur; rara vez se ven manchas solares por encima de 70º. A medida que avanza el ciclo, van apareciendo cada vez más cerca del ecuador. Durante el máximo solar se pueden ver manchas en latitudes de 5º – 10º norte y sur. Este cambio en la localización de las manchas solares obedece a la ley de Spörer.

Relación con las tormentas solares y efecto sobre la Tierra

Cómo se ha descrito, las manchas solares son un efecto visible del aumento de la actividad magnética en la superficie solar. Este aumento de la actividad magnética suele ir asociado con Eyecciones de Masa Coronal (más conocidas por las siglas CME, del inglés Coronal Mass Ejection). Estas eyecciones emiten de forman repentina gran cantidad de viento solar, que está formado por partículas ionizadas, y radiación, incluyendo rayos X y radiación ultravioleta, de ahí que también se conozcan como llamaradas, erupciones o tormentas solares.

En situación normal, el viento solar es repelido por el campo magnético terrestre pero cuándo se producen tormentas solares, las perturbaciones magnéticas sobre la Tierra pueden provocar fallos en los sistemas electrónicos y afectar a las telecomunicaciones, especialmente vía satélite. Las dosis de radiación de una tormenta solar en el espacio pueden ser letales para los astronautas.

Dado el mayor número de manchas solares y nivel de actividad magnética, las eyecciones de mayor intensidad suelen coincidir con el Máximo Solar que se produce cada 11 años. Las tormentas solares se pueden predecir con bastante exactitud mediante la observación del número, características y evolución de las manchas solares a través de una red de satélites, como el SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). El Solar Influences Data Analysis Center de Bélgica y el Space Weather Prediction Center (dependiente del National Oceanic and Atmosphere Administration de Estados Unidos) son en la actualidad los centros de referencia en la monitorización de la actividad solar.

Galería

Referencias

  1. Sun Trek. How sunspots are formed?.
  2. Moskowitz, C. (31 Enero 2012). How the Sun Get Its Spots: New Theory Proposed for Solar Mystery. Space.com.
  3. UNESCO Courier (1988). The Observation of Sunspots.
  4. Hathaway, D.. (2010). The Solar Cycle. Living Reviews in Solar Physics 7 (1). doi: 10.12942/lrsp-2010-1
  5. Taylor Redd, N.. (2 Febrero 2015). Space Weather: Sunspots, Solar Flares & Coronal Mass Ejections. Space.com.

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