mAnChAs sOlArEs

Manchas Solares

Las manchas solares son una característica del Sol observada desde épocas antiguas. Cuando se les mira por un telescopio, tienen una parte central obscura conocida como umbra, rodeada de una región más clara llamada penumbra. Las manchas solares son obscuras ya que son más frías que la fotosfera que las rodea. Las manchas son el lugar de fuertes campos magnéticos. La razón por la cual las manchas solares son frías no se entiende todavía, pero una posibilidad es que el campo magnético en las manchas no permite la convección debajo de ellas.

Las manchas solares generalmente crecen por varios días y duran desde varios días hasta varios meses. Las observaciones de las manchas solares reveló primero que el Sol rota en un período de 27 días (visto desde la Tierra). El número de manchas solares en el Sol no es constante, y cambia en un período de 11 años conocido como el ciclo solar . La actividad solar está directamente relacionada con este ciclo.

Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más.

La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera.

Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴, donde σ=5,67•10^–8 W/m²K⁴; véase Constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera.

La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Clasificación de las manchas

El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos sólo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.