Las manchas solares son puntos o regiones aparentemente oscuras que aparecen en la superficie del Sol, y varían en su forma, tamaño y posición con el transcurso de los días.
Con un tamaño frecuentemente superior al de nuestro planeta, las manchas solaresson conocidas desde la antiguedad, dado que algunas resultan claramente visibles a simple vista. De hecho, existen registros históricos de algunas manchas solares observadas por astrónomos chinos hace más de dos mil años, pero fue Galileo Galilei quien por primera vez realizó observaciones sistemáticas de las manchas solares luego de la invención del telescopio.
Advertencia
Mirar directamente al Sol puede provocar daños inmediatos, indoloros e irreversibles a los ojos, pudiendo incluso causar ceguera permanente.
Cuando se observan las manchas solares, deben usarse lentes o filtros con la protección adecuada, o bien emplear técnicas de observación indirecta como la proyección de la imagen del Sol en una superficie plana.
Tampoco debe observarse el Sol a través de unos binoculares o un telescopio si no cuentan con los filtros solares adecuados. Hacerlo resultará casi con seguridad en una ceguera total o parcial de tipo permanente.
Por último, en caso de usar filtros, los mismos deben estar colocados en la apertura del instrumento, y nunca en su ocular, ya que la radiación solar enfocada en el ocular podría quebrarlos o derretirlos con facilidad en cuestión de segundos.
En una mancha solar pueden distinguirse dos zonas diferenciadas: la parte central o umbra, más oscura, y la penumbra a su alrededor, algo más brillante. Su coloración se debe solamente a un efecto de contraste, ya que poseen una temperatura inferior a la del resto de la fotósfera solar. La umbra de una mancha solar suele experimentar unos 4200° K (alrededor de 3900° C), mientras que en la fotósfera la temperatura alcanza los 5800° K (cerca de 5500° C).
Esta diferencia de temperaturas provoca a su vez una importante diferencia en el brillo de estas regiones, por lo que desde la Tierra las manchas solares son visibles como áreas oscuras en el disco solar. Sin embargo, si pudiéramos observar de manera aislada una mancha solar con una umbra del tamaño de la Tierra y a la misma distancia que el Sol, su brillo en el firmamento terrestre sería aproximadamente unas 50 veces superior al de la Luna llena.
El promedio de duración de una mancha solar es de alrededor de cuatro días. Sin embargo, la aparición de las manchas solares no suele darse en forma aislada; por lo general se asocian en grupos, que pueden contener hasta cien manchas y persistir en la fotósfera por un máximo de dos meses, es decir, durante más de dos períodos completos de rotación del Sol sobre su eje.
A pesar de que pueden llegar a presentar una morfología compleja, la mayoría de las manchas solares aparece en dúos de polaridad magnética opuesta. Se cree que su origen se debe esencialmente a la perturbación y amplificación de algunas líneas del campo magnético del Sol, debido a la velocidad de rotación diferencial de nuestra estrella a diferentes distancias de sus polos, lo que hace emerger las manchas solares en los dos hemisferios, en latitudes que van desde los 5° a los 40°. Por la gran intensidad del campo magnético en estas zonas, el gas ionizado es repelido, haciendo que las corrientes de convección disminuyan su intensidad y su temperatura baje, provocando este fenómeno.
Frecuentemente, las manchas solares aparecen rodeadas de áreas más brillantes, denominadas fáculas, que se encuentran algunos cientos de kilómetros por encima de la fotósfera, y por lo general cubren regiones más extensas que las manchas. Poseen una temperatura entre 200 y 300° K más elevada que la de las zonas adyacentes, lo que explica su mayor brillo, y son más fáciles de detectar cuando se encuentran cerca del borde o limbo del disco solar.
El número de manchas solares
Luego de analizar sus propios registros de varios años de observaciones de manchas solares, el alemán Heinrich Schwabe publicó en 1843 un trabajo donde afirmaba que las manchas solares parecían tener un ciclo de unos diez años, durante el cual se pasaba progresivamente de no detectar casi ninguna mancha solar a observar varias decenas de ellas al mismo tiempo. Rudolf Wolf, otro astrónomo alemán, tuvo acceso a los documentos de Schwabe, y en 1848 determinó con precisión, por medio de antiguos registros históricos, que el ciclo de actividad de las manchas solares tiene una media de 11,1 años de duración.
Wolf también diseñó una fórmula para realizar el conteo de manchas solares:
R = k(10g+s)
donde R es la cantidad de manchas solares en el disco solar; g la cantidad de grupos de manchas solares visibles; s es la cantidad total de manchas individuales sumando las de todos los grupos visibles; y k es un factor variable, con un valor generalmente menor a 1, que da cuenta de las condiciones de observación y el tipo de instrumento utilizado.
El valor de R proviene en gran medida de la suma del número de manchas solares individuales, y el número de grupos visibles multiplicado por diez. Dado que la mayoría de los grupos de manchas solares cuenta en promedio con unas diez manchas, la fórmula de Wolf permite obtener un resultado confiable, aun cuando las condiciones de observación no sean las ideales o el instrumento utilizado no permita distinguir las manchas solares más pequeñas. Los astrónomos combinan la información recogida por distintos observatorios, cada uno con su propio factor k, para llegar a un valor diario. En honor al alemán, R es conocido como número de Wolf.
El conteo de manchas solares continúa realizándose en la actualidad, debido a que ningún otro índice sobre la actividad del Sol posee registros de observaciones históricas que se extiendan tanto hacia el pasado.
El tamaño de las manchas solares
El área de la superficie del Sol ocupada por un grupo de manchas solares se mide en “millonésimas de hemisferio” (MH). Unas 1000 MH equivalen a una superficie de 3.044,7 millones de kilómetros cuadrados; esto significa que un grupo de manchas solares que se extiende por 1870 MH cubre un 0,187% del hemisferio solar orientado hacia nuestro planeta.
La mayoría de los grupos de manchas solares cubren un área similar al tamaño de la superficie de la Tierra, que equivale a casi 170 MH, pero los grupos y manchas más grandes pueden alcanzar con facilidad los 1000 MH, extendiéndose a veces en áreas mucho mayores.
| Millonésimas de Hemisferio (MH) | Kilómetros cuadrados | Grados cuadrados |
|---|---|---|
| 10 | 30,4 millones | 0,2 |
| 100 | 304,3 millones | 2,1 |
| 250 | 760,9 millones | 5,2 |
| 600 | 1826,2 millones | 12,4 |
| 1200 | 3652,4 millones | 24,7 |
Los períodos de baja actividad en el Sol
Los registros históricos del número de manchas solares permiten determinar que el Sol atravesó un período de inactividad hacia fines del siglo XVII. En el siglo XIX, el astrónomo británico Edward Maunder y el alemán Gustav Spörer fueron los primeros en identificar un intervalo de setenta años, entre 1645 y 1715, durante el cual se observaron muy pocas manchas solares a pesar de haberse realizado numerosas observaciones bien documentadas.
En 1976, el estadounidense John A. Eddy usó el término “mínimo de Maunder” para referirse a este período. Eddy también identificó un segundo período de baja actividad solar, anterior al de Maunder, al que denominó “mínimo de Spörer” entre los años 1460 y 1550. Si bien este período se produjo antes del inicio de la observación sistemática de las manchas solares, Eddy lo identificó a partir de mediciones de la proporción del isótopo carbono-13 en los anillos de crecimiento de los árboles, que guarda una fuerte correlación con la actividad solar.
Tanto el mínimo de Maunder como el de Spörer coincidieron con los picos máximos de la denominada “Pequeña Era de Hielo”, un período entre los siglos XVI y XIX durante el cual el promedio de temperatura descendió levemente a lo largo del hemisferio norte terrestre. Si bien todavía no se ha podido establecer una relación clara entre la baja actividad de las manchas solares y el avance del frío en nuestro planeta, se ha descubierto abundante evidencia de que el Sol ha pasado por períodos similares de inactividad en el pasado distante. Esto hace que la conexión entre la actividad solar y el clima de nuestro planeta siga siendo una de las áreas de investigación más activas en la actualidad.
Manchas estelares
El concepto de las manchas estelares, es decir, manchas similares a las solares, pero visibles en las superficies de otras estrellas, fue considerado por primera vez en 1667. El astrónomo francés Ismael Boulliau llegó a la conclusión de que las manchas solares eran la única explicación posible para las fluctuaciones observadas en el brillo de casi todas las estrellas variables conocidas hasta entonces, a excepción de las binarias eclipsantes como Algol (Beta Persei).
La teoría de Boulliau se mantuvo plenamente vigente durante más de doscientos años, hasta que a principios del siglo XX se confirmó la validez de otras teorías, que explicaron mejor la variabilidad de esas estrellas sin requerir la presencia de manchas estelares. Pero recién en 1947 el astrónomo estadounidense Gerald Kron fue el primero en atribuir correctamente la variación en el brillo de las estrellas RT Andromedae, RS Canum Venaticorum, YY Geminorum y AR Lacertae a la presencia de manchas estelares en sus superficies.
Si bien la mayoría de las estrellas se encuentra a distancias demasiado grandes como para poder resolver sus superficies mediante los telescopios actuales, existen técnicas que permiten mapearlas de manera indirecta. Las estructuras heterogéneas en la superficie de una estrella, como sus diferencias de temperatura, composición química o intensidad del campo magnético, generan distorsiones características en su espectro, debidas al efecto Doppler. Estas distorsiones se desplazan entre las distintas líneas espectrales de la estrella debido a su rotación, y pueden ser reconstruidas. Gracias a esta técnica, en las últimas décadas los astrónomos han logrado detectar manchas estelares, similares a las solares, en la superficie de algunas estrellas distantes.
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