Actividad del Sol 2: las manchas solares.

Las manchas solares. Actividad del Sol, un estudio, trimestral de las manchas solares, de nuestro colaborador en astrofísica Marcelino.

Llamaradas solares.

Nos va a acercar el mundo de la astrofísica, mediante sus artículos de investigación, de manera científica y rigurosa. En este segundo artículo nos hablará de las manchas solares como parte de:

LA ACTIVIDAD SOLAR EN BASE A UN ESTUDIO TRIMESTRAL DE LAS MANCHAS SOLARES (JULIO-AGOSTO-SEPTIEMBRE DE 2016)

Se trata de un artículo muy extenso y lo dividiremos en tres partes:

  1. El Sol. (Para situarnos un poco) pincha en el enlace para leerlo, por si no lo hiciste o no recuerdas.
  2. La actividad solar. Manchas solares. El tema que vamos a tratar hoy.
  3. Desarrollo, resultado y conclusiones de la investigación. (El próximo artículo que concluye el tema)

Sin más, os dejo en sus manos.

Las manchas solares.

Manchas solares, pero de eso ya hablaremos en ´la próxima continuación. :)
Manchas solares.

Las señales más claras que evidencian actividad solar son las manchas solares. Su existencia es conocida desde hace mucho tiempo ya que las manchas más grandes pueden ser observadas a simple vista desde la Tierra. Las observaciones más precisas se hicieron a comienzos del siglo XVII, cuando Galileo empezó a utilizar el telescopio astronómico.

Una mancha solar parece un agujero irregular en la superficie solar. En el interior del lugar hay una sombra, y alrededor de ella una penumbra menos oscura. Al observar los puntos cerca del borde solar o limbo, se puede apreciar que las manchas son ligeramente aplastadas con respecto al resto de la superficie.

 

  • La temperatura en la superficie de una mancha solar ronda los 2500 K por debajo de la temperatura de su entorno, lo que explica su color oscuro (casi negro).
  • El diámetro de una mancha solar típica es de unos 10000 km y su duración puede ser de días a meses, dependiendo de su tamaño.
  • Las manchas solares, frecuentemente, suelen ser observadas en parejas o en grupos más grandes. Al seguir el movimiento diario de las manchas podemos determinar el período de rotación solar, que viene a ser de unos 25 días en el ecuador a unos 34 días en los polos en lo que se llama rotación diferencial, producida al no ser el Sol un sólido-rígido, sino una esfera de gas y plasma.
  • Las variaciones en el número de manchas solares ha sido bastante regular desde comienzos del siglo XVIII, pero en el siglo XVII, hubo largos períodos en los que no había esencialmente ninguna mancha solar. Este período de “reposo”, es conocido como mínimo de Maunder.
  • Los campos magnéticos en las manchas solares se miden sobre la base del efecto Zeeman, y puede ser tan grande como 0.45 tesla (el campo magnético terrestre tiene 0.03 militesla). El fuerte campo magnético priva el transporte de energía por convección, lo que explica la baja temperatura de las manchas.
  • Como ya se dijo, las manchas solares, a menudo, ocurren en pares donde los componentes tienen polaridad opuesta. La estructura de tales grupos bipolares, se puede entender si el campo se eleva en un aro por encima de la superficie solar. Si el gas está fluyendo a lo largo de dicho aro, se hace visible como una prominencia solar.
Prominencia solar. SDO (NASA).
Llamarada solar.

El ciclo solar.

El ciclo solar, es decir, el ciclo de concentración y disipación del campo magnético solar, es un período estimado de 11 años, aunque puede haber ligeras variaciones en el mismo. Al principio del ciclo, el campo magnético está orientado en la misma dirección que el eje de rotación del Sol (campo poloidal), y situado en las capas más bajas de la zona convectiva.

  • Las condiciones físicas del gas hacen que las líneas de campo magnético estén “congeladas” dentro del material y sigan, por tanto, sus movimientos. Como consecuencia de la rotación diferencial del Sol, a lo largo de la primera mitad de cada ciclo solar, las líneas de campo se ven arrastradas y acumuladas hasta formar tubos de flujo magnético, alineados con los paralelos (campo toroidal). Al apretarse las líneas de campo, aumenta la intensidad magnética, los tubos flotan porque son menos densos que su entorno y afloran a la fotosfera formando regiones activas, en las que se encuentran las manchas.
  • En la segunda mitad del ciclo, se disipa el campo, se reduce el número de manchas y poco a poco regresa a una configuración de campo poloidal, pero con el sentido invertido, respecto al original. Entonces se inicia otro período de 11 años que completa el ciclo magnético de 22.
En la actualidad (2016), nos encontramos en el sector descendiente del ciclo solar 24, contado desde 1750, fecha en que comenzó oficialmente el ciclo solar 1.

Conteo de manchas solares.

Conteo de manchas solares para la deducción del nivel de actividad solar.

Poros, manchas, focos y grupos.
  1. Los poros son pequeños puntos en los que no puede diferenciarse entre sombra (o umbra) y penumbra. Pueden derivar en una mancha o simplemente desaparecer en cuestión de uno o varios días. Se presentan aislados o formando grupos. El número de poros que pueden verse depende de la abertura del telescopio y del aumento utilizado.
  2. Las manchas, sin embargo, son de mayor tamaño y en ellas se distingue claramente la umbra y la penumbra. La umbra es oscura y ocupa la zona central de la mancha, la penumbra en cambio es mucho más difusa y su diámetro es, al menos del doble de la umbra. Ni la umbra ni la penumbra tienen un aspecto perfectamente regular. Suelen ser redondeadas, ovaladas o alargadas.
  3. Se llaman focos tanto a las manchas como a los poros individuales. Si dentro de una mancha se distinguen 2 sombras, tendremos 2 focos.
Los grupos de manchas son conjuntos de manchas y poros, o poros individuales, próximos entre sí y que evolucionan de forma conjunta.

El número de Wolf.

La ecuación que proporciona el número de Wolf (número de manchas solares) es:

W= K [(10xG)+ F], donde:

K, es un factor de conversión que depende de:

  • Telescopio utilizado
  • Lugar de observación.
  • Experiencia del observador, etc. Si no se puede obtener este factor, lo normal es hacer K=1, o simplemente, no poner nada.

G, es el número de grupos visibles. Un poro aislado cuenta como foco y como grupo, por tanto, el menor valor de actividad que podemos tener va desde 0 para un disco solar completamente limpio a 11= 1 grupo+ 1 foco.

Ejemplos.

Actividad del Sol 2: las manchas solares.
Actividad del Sol 2: las manchas solares.

Grupo de 7 focos:

W= (10×1)+7=17.

Grupo de 1 mancha de 1 foco:

W= (10×1)+1=11

grupo de 1 mancha y 6 focos:

W=(10×1)+7=17

2 grupos:

el 1º 1 mancha, 2 focos, el 2º 1 mancha:

W=(10×2)+4=24

El efecto Wilson.

Este dato también se puede agregar al informe de observación. Es un efecto óptico que se da en las manchas solares situadas cerca del limbo solar (el borde). Consiste en evaluar la posición de la sombra respecto a la penumbra. Cuando las manchas están cerca del limbo ESTE (izquierda en el disco solar), la sombra parece adelantarse a la penumbra que es más ancha en la parte posterior y conforme la mancha se acerca al borde OESTE, el efecto es el contrario, resultando más ancha la parte delantera de la penumbra, mientras la sombra parece quedar atrasada. La desviación de la sombra respecto a la penumbra puede ser: centrada, poco desplazada, desplazada y muy desplazada.

En el próximo artículo: TERCERA PARTE. EL DESARROLLO DE LA INVESTIGACIÓN.

 

Marcelino Rubio Muñoz /  marcelino.rubio0@gmail.com

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CC

Fotos: Prominencia solar. SDO (NASA). / wikipedia.org /pixabay.com

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One Comment

  1. Pingback: Estudio de manchas solares. Actividad Solar, un artículo de astrofísica.

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