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 , generalmente 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 ellas pueden durar desde unos pocos días hasta unos pocos meses, pero finalmente se desintegran. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que varían de 16 km (10 mi) [3] a 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 otros fenómenos de regiones activas, como bucles coronales , prominencias y eventos de reconexión . La mayoría de las erupciones solares y eyecciones de masa coronal se originan en estas 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 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 una pequeña opacidad. [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 observaciones de manchas solares en registros imperiales oficiales. [9]
La primera mención clara de una mancha solar en la literatura occidental data de alrededor del año 300 a. C., obra 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 John de Worcester en diciembre de 1128. [11] [12]
Las manchas solares fueron observadas por primera vez con telescopio 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 frisios 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 publicaciones sobre 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 enfriamiento de la Tierra y creía que ciertas características de las manchas solares indicarían un aumento del calentamiento en la Tierra. [18] Durante su reconocimiento del comportamiento solar y su hipótesis sobre la estructura solar, inadvertidamente detectó la ausencia relativa 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 al alza de los precios del trigo se debía a la inflación monetaria . [19] Años después, científicos como Richard Carrington en 1865 y John Henry Poynting en 1884 intentaron y fracasaron en encontrar una conexión entre los precios del trigo y las manchas solares, y el análisis moderno descubre 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 alargadas radialmente 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 de aproximadamente 3000–4500 K, en contraste con el material circundante, que se encuentra a unos 5780 K, lo que permite ver claramente las manchas solares como puntos oscuros. Esto se debe a que la luminancia de un cuerpo negro calentado (que se aproxima mucho a 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 descomposición aparecen regiones relativamente estrechas de material brillante que penetran en la umbra o la dividen por completo. Se ha descubierto que estas formaciones, denominadas puentes de luz, tienen un campo magnético más débil y más inclinado en comparación con la umbra a la misma altura en la fotosfera. Más arriba en la fotosfera, el campo magnético del puente de luz se fusiona y se vuelve comparable al de la umbra. También se ha descubierto que la presión del gas en los puentes de luz 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 pocos meses, aunque los grupos de manchas solares y sus regiones activas asociadas tienden a durar semanas o meses. Las manchas solares se expanden y se contraen a medida que se desplazan por la superficie del Sol, con diámetros que varían de 16 km (10 mi) [3] a 160.000 km (100.000 mi). [4]
Aunque los detalles de la formación de las manchas solares son todavía un tema de investigación en curso, se entiende ampliamente que son las manifestaciones visibles de los tubos de flujo magnético en la zona convectiva del Sol que se proyectan a través de la fotosfera dentro de las regiones activas. [25] Su oscurecimiento característico ocurre debido a este fuerte campo magnético que inhibe la convección en la fotosfera. Como resultado, el flujo de energía del interior del Sol disminuye, y con él, la temperatura de la superficie, haciendo que el área de superficie a través de la cual pasa el campo magnético se vea oscura contra el fondo brillante de 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 acercan entre sí. Cuando un poro se hace lo suficientemente grande, normalmente alrededor de 3500 km (2000 mi) de diámetro, comenzará a formarse una penumbra. [25]
La presión magnética debería tender a eliminar las concentraciones de campo, lo que hace 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 de sonido 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 se encuentra debajo de cada mancha solar, formando un vórtice giratorio que sostiene el campo magnético concentrado. [27]
Los ciclos solares suelen durar unos once años, con una duración que va desde algo menos de diez a algo más de doce años. A lo largo del ciclo solar, la población de manchas solares aumenta rápidamente y luego disminuye más lentamente. El punto de mayor actividad de 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 desplazan hacia el ecuador a medida que el ciclo se acerca al máximo, siguiendo la ley de Spörer . Las manchas de dos ciclos consecutivos coexisten durante varios años durante los años cercanos al mínimo solar. Las manchas de ciclos consecutivos se pueden distinguir por la dirección de su campo magnético y su latitud.
El índice de manchas solares 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. [28]
George Ellery Hale fue el primero en relacionar los campos magnéticos con las manchas solares en 1908. [29] Hale sugirió que el período del ciclo de manchas solares es de 22 años, abarcando dos períodos de aumento y disminución del número de manchas solares, acompañados de inversiones polares del campo magnético dipolar solar. Horace W. Babcock propuso más tarde un modelo cualitativo para la dinámica de las capas externas solares. El modelo de Babcock explica que los campos magnéticos causan el comportamiento descrito por la ley de Spörer, así como otros efectos, que se distorsionan por la rotación del Sol.
La cantidad de manchas solares también cambia a lo largo de largos períodos. Por ejemplo, durante el período conocido como el máximo moderno, de 1900 a 1958, la tendencia máxima de la cantidad de manchas solares fue ascendente; durante los 60 años siguientes, la tendencia fue principalmente descendente. [30] En general, la última vez que el Sol estuvo tan activo como en el máximo moderno fue hace más de 8000 años. [31]
El número de manchas solares está correlacionado con la intensidad de la radiación solar a lo largo del período desde 1979, cuando se dispuso de mediciones satelitales. La variación causada por el ciclo de manchas solares en la emisión 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 la observación directa, además de varios tipos de cámaras con filtros. 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. Son eficaces pequeñas secciones de vidrio filtrante muy oscuro , como un vidrio de soldador n.° 14. Un ocular de 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 propósito especial y los filtros de atenuación de vidrio recubierto de aluminio (que tienen la apariencia de espejos debido a su densidad óptica extremadamente alta ) en la parte frontal de un telescopio proporcionan una observación segura a través del ocular.
Debido a su correlación con otros tipos de actividad solar , las manchas solares pueden utilizarse 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 las manchas solares como un presagio de excelentes condiciones de propagación ionosférica que aumentan en gran medida el alcance de la radio en las bandas de HF . Durante los picos de actividad de las manchas solares, se puede lograr una comunicación por radio 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 de 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 la cantidad de manchas solares aún era alta antes del inicio del Mínimo de Maunder, y persistieron hasta después de que el Mínimo de Maunder hubiera cesado. El modelado numérico del clima indica que la actividad volcánica fue el principal impulsor de la Pequeña Edad de Hielo . [37]
Las manchas solares, en términos de la magnitud de su déficit de energía radiante, tienen un efecto débil en 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 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 de décadas, y su relación para escalas de tiempo de siglos, no necesita ser la misma. El principal problema con la cuantificación de las tendencias a largo plazo en 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 el 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 campo magnético, facilitan la compleja transferencia de energía y momento a la atmósfera solar superior. Esta transferencia se produce a través de diversos mecanismos, incluidas las ondas generadas en la atmósfera solar inferior [43] y los eventos de reconexión magnética. [44]
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 manchas estelares se han realizado utilizando técnicas cada vez más potentes que producen cada vez más detalles: la fotometría mostró el crecimiento y la descomposición 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 líneas espectrales debido al efecto Zeeman; las imágenes Doppler mostraron la rotación diferencial de las 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 rotando 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 de la fotosfera; el área blanca en la imagen)
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