Mancha solar

• Top: región activa 2192 en 2014 que contiene el mayor solar del ciclo solar 24 y región activa 1302 en septiembre de 2011.
• Medio: puesta al sol en el espectro visible (izquierda) y otro solar en UV, tomado por el observatorio TRACE.
• Bottom: un gran grupo de manchas solares que se extienden alrededor de 320.000 km (200,000 mi) a través.

Las manchas solares son fenómenos en la fotosfera del Sol que aparecen como manchas temporales que son más oscuras que las áreas circundantes. Son regiones de temperatura superficial reducida causadas por concentraciones de flujo magnético que inhiben la convección. Las manchas solares aparecen dentro de regiones activas, generalmente en pares de polaridad magnética opuesta. 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 algunos meses, pero eventualmente se descomponen. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde los 16 km (10 mi) hasta los 160 000 km (100 000 mi). Las manchas solares más grandes pueden verse desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio. 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 actividad magnética intensa, 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 las manchas claras como las oscuras.

Historia

El registro más antiguo de manchas solares se encuentra en el I Ching chino, completado antes del 800 a. El texto describe que se observaron un dou y mei en el sol, donde ambas palabras se refieren a un pequeño oscurecimiento. El registro más antiguo de una observación deliberada de una mancha solar también proviene de China y data del 364 a. C., según los comentarios del astrónomo Gan De (甘德) en un catálogo de estrellas. Para el 28 a. C., los astrónomos chinos registraban regularmente las observaciones de las manchas solares en los registros imperiales oficiales.

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.

Los primeros dibujos de manchas solares los hizo el monje inglés John of Worcester en diciembre de 1128.

Las manchas solares fueron observadas telescópicamente por primera vez en diciembre de 1610 por el astrónomo inglés Thomas Harriot. Sus observaciones se registraron en sus cuadernos y fueron seguidas en marzo de 1611 por observaciones e informes de los astrónomos frisones Johannes y David Fabricius. Después de Johannes Fabricius' A la muerte 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. Galileo probablemente comenzó las observaciones telescópicas de manchas solares casi al mismo tiempo que Harriot; sin embargo, los registros de Galileo no comenzaron hasta 1612.

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 de la Tierra. Durante su reconocimiento del comportamiento solar y la estructura solar hipotética, sin darse cuenta recogió 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 en los precios del trigo se debió a la inflación monetaria. Años más tarde, científicos como Richard Carrington en 1865 y John Henry Poynting en 1884 intentaron sin éxito 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.

Física

Morfología

Una mancha de sol que se descompone durante dos horas. La umbra está separada en dos piezas dentro de la penumbra por un puente ligero. Los poros solares también son visibles a la izquierda de la penumbra.

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. La penumbra está compuesta por estructuras alargadas radialmente conocidas como filamentos penumbrales y tiene un campo magnético más inclinado que la umbra. Dentro de los grupos de manchas solares, múltiples umbras pueden estar rodeadas por una sola penumbra continua.

La temperatura de la umbra es de aproximadamente 3000-4500 K, en contraste con el material circundante de aproximadamente 5780 K, lo que deja las manchas solares claramente visibles como manchas oscuras. Esto se debe a que la luminancia de un cuerpo negro calentado (muy parecida 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.

En algunas manchas solares en formación y en descomposición, aparecen regiones relativamente estrechas de material brillante que penetran o dividen por completo una 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 de luz se fusiona y se vuelve comparable al de la umbra. También se ha descubierto que la presión del gas en los puentes ligeros domina sobre la presión magnética y se han detectado movimientos convectivos.

El efecto Wilson implica que las manchas solares son depresiones en la superficie del Sol.

Ciclo de vida

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 contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde los 16 km (10 mi) hasta los 160 000 km (100 000 mi).

Formación

Aunque los detalles de la formación de manchas solares siguen siendo objeto 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. 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, lo que hace que el área de la superficie a través de la cual pasa el campo magnético se vea oscura contra el fondo brillante de los gránulos fotosféricos.

Las manchas solares aparecen inicialmente en la fotosfera como pequeñas manchas oscuras sin penumbra. Estas estructuras se conocen como poros solares. Con el tiempo, estos poros aumentan de tamaño y se acercan unos a otros. Cuando un poro crece lo suficiente, normalmente alrededor de 3500 km (2000 mi) de diámetro, comenzará a formarse una penumbra.

Descomposición

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 debajo de cada mancha solar forma un vórtice giratorio que sostiene el campo magnético concentrado.

Ciclo solar

Diagrama de mariposa mostrando el comportamiento de Spörer pareado

Los ciclos solares suelen durar alrededor de once años, variando de poco menos de 10 a 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 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 otras 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. Las 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 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.

George Ellery Hale vinculó por primera vez los campos magnéticos y las manchas solares en 1908. Hale sugirió que el período del ciclo de las manchas solares es de 22 años, que cubre dos períodos de aumento y disminución del número de manchas solares, acompañado de inversiones polares del campo dipolar magnético solar. Horace W. Babcock propuso más tarde un modelo cualitativo para la dinámica de las capas exteriores solares. El Modelo de Babcock explica que los campos magnéticos provocan el comportamiento descrito por la ley de Spörer, así como otros efectos, que son torcidos por la rotación del Sol.

Tendencias de períodos más largos

El número de manchas solares también cambia durante períodos prolongados. Por ejemplo, durante el período conocido como el máximo moderno de 1900 a 1958, la tendencia del máximo solar del recuento de manchas solares fue ascendente; durante los siguientes 60 años la tendencia fue principalmente a la baja. En general, el Sol estuvo tan activo como el máximo moderno hace más de 8.000 años.

El número de manchas solares está correlacionado con la intensidad de la radiación solar durante el período desde 1979, cuando las mediciones satelitales estuvieron disponibles. 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 media).

400 años de historia de números de manchas solares, mostrando Maunder y Dalton minima, y el Modern Maximum (izquierda) y 11.000 años de reconstrucción de manchas solares mostrando una tendencia descendente sobre 2000 aC – 1600 dC, seguido por el reciente aumento de 400 años

Observación moderna

El Telescopio Solar Sueco de 1 m en el Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma en las Islas Canarias

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 filtradas. 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 en el horizonte.

Dado que mirar directamente al Sol a simple vista daña permanentemente la visión humana, la observación amateur de las manchas solares generalmente se realiza utilizando imágenes proyectadas o directamente a través de filtros protectores. Pequeñas secciones de vidrio de filtro muy oscuro, como el vidrio de un soldador #14, son efectivas. El ocular de un telescopio puede proyectar la imagen, sin filtración, en una pantalla blanca donde puede verse indirectamente, e incluso rastrearse, para seguir la evolución de las manchas solares. Los filtros de paso de banda estrechos de hidrógeno alfa 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 de un telescopio brindan una observación segura a través del ocular.

Solicitud

Debido a su correlación con otros tipos de actividad solar, las manchas solares se pueden usar 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 satelitales. 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 considerablemente el alcance de la radio en las bandas de HF. Durante los picos de actividad de las manchas solares, la comunicación por radio en todo el mundo se puede lograr en frecuencias tan altas como la banda VHF de 6 metros.

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 Mínimo de Maunder de baja actividad de manchas solares que ocurrió durante la Pequeña Edad de Hielo en Europa. Sin embargo, estudios detallados de múltiples indicadores del paleoclima muestran que las temperaturas más bajas del hemisferio norte en la Pequeña Edad de Hielo comenzaron cuando el número de manchas solares aún era alto antes del comienzo del Mínimo de Maunder, y persistieron hasta después de que cesó el Mínimo de Maunder. Los modelos climáticos numéricos indican que la actividad volcánica fue el principal impulsor de la Pequeña Edad de Hielo.

Las manchas solares, en términos de la magnitud de su déficit radiante-energía, tienen un efecto débil en el flujo solar. El efecto total de manchas solares y otros procesos magnéticos en la fotosfera solar es un aumento de aproximadamente 0,1% en el brillo del Sol en comparación con su brillo a nivel solar-minimo. Esta es una diferencia en la radiación solar total en la Tierra sobre el ciclo de manchas solares cerca de 1.37W⋅ ⋅ m− − 1{displaystyle 1.37 mathrm {Wcdot m^{-1}. Otros fenómenos magnéticos que correlacionan con la actividad de manchas solares incluyen la facula y la red cromosférica. La combinación de estos factores magnéticos significa que la relación de números de manchas solares con Irradiance Solar Total (TSI) sobre el ciclo solar de escala decadal. y su relación para los tiempos del siglo, no necesita ser la misma. El principal problema de cuantificar las tendencias a largo plazo en la TSI radica en la estabilidad de las mediciones absolutas de radiometría hechas desde el espacio, que ha mejorado en las últimas décadas pero sigue siendo un problema. El análisis muestra que es posible que TSI fuera realmente más alto en el Maunder Mínimo en comparación con los niveles actuales, pero las incertidumbres son altas, con las mejores estimaciones en el rango ± ± 0.5W⋅ ⋅ m− − 1{displaystyle pm 0.5mathrm {Wcdot m^{-1}} con una 2σ σ {displaystyle 2sigma} rango de incertidumbre ± ± 1W⋅ ⋅ m− − 1{displaystyle pm 1mathrm {Wcdot m^{-1}}.

Mancha estelar

En 1947, G. E. Kron propuso que las manchas estelares eran la causa de los cambios periódicos en el brillo de las enanas rojas. Desde mediados de la década de 1990, las observaciones de manchas estelares se han realizado utilizando técnicas cada vez más poderosas que arrojan más y 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 mediante el análisis de variaciones en la división de líneas espectrales debido al efecto Zeeman; Las imágenes Doppler mostraron una rotación diferencial de puntos para varias estrellas y distribuciones diferentes a las del Sol; El análisis de líneas espectrales midió el rango de temperatura de los puntos 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 Triangulum (HD 12545) con una temperatura de 3500 K (3230 °C), junto con una mancha cálida de 4800 K (4530 °C).