Las manchas solares son manchas temporales en la superficie del Sol que son más oscuras que el área circundante. Son regiones de temperatura superficial reducida causada por concentraciones de flujo magnético que inhiben la convección . Las manchas solares aparecen dentro de regiones activas , normalmente en pares de polaridad magnética opuesta . [2] Su número varía según el ciclo solar de aproximadamente 11 años .
Las manchas solares individuales o grupos de manchas solares pueden durar desde unos pocos días hasta unos meses, pero eventualmente decaen. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde 16 km (10 millas) [3] hasta 160.000 km (100.000 millas). [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 otros fenómenos de regiones activas, como bucles coronales , prominencias y eventos de reconexión . La mayoría de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal se originan en estas regiones magnéticamente activas alrededor de grupos de manchas solares visibles. Fenómenos similares observados indirectamente en estrellas distintas del Sol se denominan comúnmente manchas estelares , y se han medido tanto manchas claras como oscuras. [6]
El registro más antiguo de manchas solares se encuentra en el I Ching chino , completado antes del 800 a.C. El texto describe que se observaron un dou y un mei en el 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 año 28 a. C., los astrónomos chinos registraban periódicamente observaciones de manchas solares en los registros imperiales oficiales. [9]
La primera mención clara de una mancha solar en la literatura occidental es alrededor del año 300 a. C., por parte del antiguo erudito griego Teofrasto , alumno de Platón y Aristóteles y sucesor de este último. [10]
Los primeros dibujos conocidos de manchas solares fueron realizados por el monje inglés Juan de Worcester en diciembre de 1128. [11] [12]
Las manchas solares fueron observadas telescópicamente por primera vez en diciembre de 1610 por el astrónomo inglés Thomas Harriot . [13] Sus observaciones fueron registradas en sus cuadernos y fueron seguidas en marzo de 1611 por observaciones e informes de los astrónomos frisones Johannes y David Fabricius . [14] [15] Después de la muerte de Johannes Fabricius a la edad de 29 años, sus informes permanecieron oscuros y fueron eclipsados por los descubrimientos independientes y las publicaciones sobre las manchas solares de Christoph Scheiner y Galileo Galilei . [16] Galileo probablemente comenzó las observaciones telescópicas de manchas solares aproximadamente al mismo tiempo que Harriot; sin embargo, los registros de Galileo no comenzaron hasta 1612. [17]
A principios del siglo XIX, William Herschel fue uno de los primeros en equiparar las manchas solares con el calentamiento y el enfriamiento de la Tierra y creía que ciertas características de las manchas solares indicarían un mayor calentamiento en la Tierra. [18] Durante su reconocimiento del comportamiento solar y la estructura solar hipotética, sin darse cuenta detectó la relativa ausencia de manchas solares desde julio de 1795 hasta enero de 1800 y fue quizás el primero en construir un registro pasado de manchas solares observadas o faltantes. A partir de esto descubrió que la ausencia de manchas solares coincidía con los altos precios del trigo en Inglaterra. El presidente de la Royal Society comentó que la tendencia alcista de los precios del trigo se debió a la inflación monetaria . [19] Años más tarde, científicos como Richard Carrington en 1865 y John Henry Poynting en 1884 intentaron y no lograron encontrar una conexión entre los precios del trigo y las manchas solares, y el análisis moderno encuentra que no existe una correlación estadísticamente significativa entre los precios del trigo y el número de manchas solares. [20]
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Las manchas solares tienen dos estructuras principales: una umbra central y una penumbra circundante. La umbra es la región más oscura de una mancha solar y es donde el campo magnético es más fuerte y aproximadamente vertical, o normal , a la superficie del Sol, o fotosfera . La umbra puede estar rodeada total o parcialmente por una región más brillante conocida como penumbra. [22] La penumbra está compuesta de estructuras radialmente alargadas conocidas como filamentos penumbrales y tiene un campo magnético más inclinado que la umbra. [23] Dentro de los grupos de manchas solares, múltiples umbras pueden estar rodeadas por una única penumbra continua.
La temperatura de la umbra es aproximadamente de 3000 a 4500 K, en contraste con el material circundante de aproximadamente 5780 K, lo que deja las manchas solares claramente visibles como puntos oscuros. Esto se debe a que la luminancia 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. [24]
En algunas manchas solares en formación y en decadencia, aparecen regiones relativamente estrechas de material brillante que penetran o dividen completamente la umbra. Se ha descubierto que estas formaciones, denominadas puentes de luz, tienen un campo magnético más débil e inclinado en comparación con la umbra a la misma altura en la fotosfera. Más arriba en la fotosfera, el campo magnético del puente luminoso se fusiona y se vuelve comparable al de la umbra. También se ha descubierto que la presión del gas en puentes ligeros domina sobre la presión magnética y se han detectado movimientos convectivos. [21]
El efecto Wilson implica que las manchas solares son depresiones en la superficie del Sol.
La aparición de una mancha solar individual puede durar desde unos pocos días hasta unos meses, aunque los grupos de manchas solares y sus regiones activas asociadas tienden a durar semanas o meses. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde 16 km (10 millas) [3] hasta 160.000 km (100.000 millas). [4]
Aunque los detalles de la formación de las manchas solares aún son materia de investigación en curso, se entiende ampliamente que son manifestaciones visibles de tubos de flujo magnético en la zona convectiva del Sol que se proyectan a través de la fotosfera dentro de regiones activas. [25] Su oscurecimiento característico se produce debido a este fuerte campo magnético que inhibe la convección en la fotosfera. Como resultado, el flujo de energía desde el interior del Sol disminuye, y con él, la temperatura de la superficie, provocando que la superficie por la que pasa el campo magnético se vea oscura sobre el fondo brillante de los gránulos fotosféricos .
Las manchas solares aparecen inicialmente en la fotosfera como pequeñas manchas oscuras que carecen de penumbra. Estas estructuras se conocen como poros solares. [26] Con el tiempo, estos poros aumentan de tamaño y se mueven uno hacia el otro. Cuando un poro crece lo suficiente, normalmente alrededor de 3.500 km (2.000 millas) de diámetro, comenzará a formarse una penumbra. [25]
La presión magnética debería tender a eliminar las concentraciones de campo, provocando que las manchas solares se dispersen, pero la vida útil de las manchas solares se mide en días o semanas. En 2001, se utilizaron observaciones del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) utilizando ondas sonoras que viajaban por debajo de la fotosfera ( heliosismología local ) para desarrollar una imagen tridimensional de la estructura interna debajo de las manchas solares; Estas observaciones muestran que una poderosa corriente descendente se encuentra debajo de cada mancha solar y forma un vórtice giratorio que sostiene el campo magnético concentrado. [27]
Los ciclos solares suelen durar unos once años, y varían desde poco menos de 10 hasta 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 relacionado con 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 . Manchas de dos ciclos secuenciales coexisten durante varios años durante los años cercanos al mínimo solar. Los puntos de 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 están numerados secuencialmente, comenzando con las observaciones realizadas en la década de 1750. [28]
George Ellery Hale vinculó por primera vez los campos magnéticos y las manchas solares en 1908. [29] 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 dipolar magnético solar . Horace W. Babcock propuso más tarde un modelo cualitativo para la dinámica de las capas exteriores del sol. El modelo de Babcock explica que los campos magnéticos provocan el comportamiento descrito por la ley de Spörer, así como otros efectos, que son distorsionados por la rotación del Sol.
El número de manchas solares también cambia durante largos períodos. Por ejemplo, durante el período conocido como máximo moderno de 1900 a 1958, la tendencia de los máximos solares en el recuento de manchas solares fue ascendente; durante los siguientes 60 años la tendencia fue mayoritariamente descendente. [30] En general, la última vez que el Sol estuvo tan activo como el máximo moderno fue hace más de 8.000 años. [31]
El número de manchas solares está correlacionado con la intensidad de la radiación solar durante el período transcurrido desde 1979, cuando estuvieron disponibles las mediciones satelitales. La variación causada por el ciclo de las manchas solares en 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 promedio). . [32] [33]
Las manchas solares se observan con telescopios solares terrestres y en órbita terrestre . Estos telescopios utilizan técnicas de filtración y proyección para observación directa, además de varios tipos de cámaras con filtro. Se utilizan herramientas especializadas, como espectroscopios y espectrohelioscopios, para examinar las manchas solares y sus áreas. Los eclipses artificiales permiten ver la circunferencia del Sol a medida que las manchas solares giran en el 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 mediante imágenes proyectadas o directamente a través de filtros protectores . Pequeñas secciones de vidrio de filtro muy oscuro , como el vidrio de soldador #14, son efectivas. El ocular de un telescopio puede proyectar la imagen, sin filtración, sobre 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 estrecha de hidrógeno alfa de uso 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 del telescopio brindan una observación segura a través del ocular.
Debido a su correlación con otros tipos de actividad solar , las manchas solares pueden usarse para ayudar a predecir el clima espacial , el estado de la ionosfera y las condiciones relevantes para la propagación de radio de onda corta o las comunicaciones por satélite . Los miembros de la comunidad de radioaficionados celebran la alta actividad de manchas solares como un presagio de excelentes condiciones de propagación ionosférica que aumentan considerablemente el alcance de la radio en las bandas de HF . Durante los picos de actividad de las manchas solares, se pueden lograr comunicaciones por radio a nivel mundial en frecuencias tan altas como la banda VHF de 6 metros . [35]
La actividad solar (y el ciclo solar) han sido implicados como un factor en el calentamiento global . El primer ejemplo posible de esto es el período del Mínimo de Maunder de baja actividad de manchas solares que ocurrió durante la Pequeña Edad del Hielo en Europa. [36] Sin embargo, estudios detallados de múltiples indicadores paleoclimáticos muestran que las temperaturas más bajas del hemisferio norte en la Pequeña Edad de Hielo comenzaron mientras el número de manchas solares aún era alto antes del inicio del Mínimo de Maunder, y persistieron hasta después de que el Mínimo de Maunder había cesado. Los modelos climáticos numéricos indican que la actividad volcánica fue el principal impulsor de la Pequeña Edad del Hielo . [37]
Las propias manchas solares, en términos de la magnitud de su déficit de energía radiante, tienen un efecto débil sobre el flujo solar. [38] El efecto total de las manchas solares y otros procesos magnéticos en la fotosfera solar es un aumento de aproximadamente el 0,1% en el brillo del Sol en comparación con su brillo en el nivel mínimo solar. Esta es una diferencia en la irradiancia solar total en la Tierra durante el ciclo de las manchas solares de cerca de . Otros fenómenos magnéticos que se correlacionan con la actividad de las manchas solares incluyen las fáculas y la red cromosférica. [39] La combinación de estos factores magnéticos significa que la relación entre el número de manchas solares y la irradiancia solar total (TSI) durante el ciclo solar a escala decenal, y su relación en escalas de tiempo de siglos, no tiene por qué ser la misma. El principal problema a la hora de cuantificar las tendencias a largo plazo de la TSI radica en la estabilidad de las mediciones de radiometría absoluta realizadas desde el espacio, que ha mejorado en las últimas décadas pero sigue siendo un problema. [40] [41] El análisis muestra que es posible que TSI fuera en realidad más alto en el Mínimo de Maunder en comparación con los niveles actuales, pero las incertidumbres son altas, con las mejores estimaciones en el rango con un rango de incertidumbre de . [42]
Las manchas solares, con sus intensas concentraciones de campos magnéticos, facilitan la compleja transferencia de energía y momento a la atmósfera solar superior. Esta transferencia se produce a través de una variedad de mecanismos, incluidas ondas generadas en la atmósfera solar inferior [43] y eventos de reconexión magnética. [44]
En 1947, GE Kron propuso que las manchas estelares eran la causa de los cambios periódicos de brillo en las enanas rojas . [6] Desde mediados de la década de 1990, las observaciones de manchas estelares se han realizado utilizando técnicas cada vez más poderosas que arrojan cada vez más detalles: la fotometría mostró el crecimiento y la decadencia de las manchas estelares y mostró un comportamiento cíclico similar al del Sol; la espectroscopia examinó la estructura de las regiones de manchas estelares analizando las variaciones en la división de las líneas espectrales 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 líneas espectrales midió el rango de temperatura de las manchas 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 Trianguli (HD 12545) con una temperatura de 3500 K (3230 °C), junto con una mancha cálida de 4800 K (4530 °C). . [6] [45]
las manchas estelares varían en las mismas escalas de tiempo (cortas) que las manchas solares... HD 12545 tenía una mancha cálida (350 K por encima de la temperatura fotosférica; el área blanca en la imagen)
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