Mancha solar

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

Unha mancha solar é unha rexión do Sol cunha temperatura máis baixa cós seus arredores, e cunha intensa actividade magnética.

Unha mancha solar típica consiste nunha rexión central escura, chamada "umbra", rodeada por unha "penumbra" máis clara. Unha soa mancha pode chegar a medir ata 12.000 km (case tan grande como o diámetro da Terra), pero un grupo de manchas pode atinxir 120.000 km de extensión e mesmo máis. A penumbra está constituída por unha estrutura de filamentos claros e escuros que se estenden máis ou menos radialmente dende a umbra. Ambas (umbra e penumbra) parece escuras por contraste coa fotosfera, simplemente porque están máis frías do que a temperatura media da fotosfera; así a umbra ten unha temperatura de 4.000 K, mentres que a penumbra acada os 5.600 K, evidentemente inferiores aos aproximados 6.000 K que teñen os gránulos da fotosfera. Pola lei de Stefan-Boltzmann, en que a enerxía total radiada por un corpo negro (como unha estrela) é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura efectiva (E = σ T4 ,onde σ = 5.67051 x 10-8 W/m2/K4 ), a umbra emite aproximadamente un 32% da luz emitida por unha área igual da fotosfera e analogamente a penumbra ten un brillo dun 71% da fotosfera. A escuridade dunha mancha solar é soamente un efecto de contraste; se puidésemos ver unha mancha tipo, cunha umbra do tamaño da Terra, illada e á mesma distancia có Sol, brillaría unha 50 veces máis cá Lúa chea. As manchas están relativamente inmóbiles con respecto á fotosfera e participan da rotación solar. A área da superficie solar cuberta polas manchas mídese en termos de millonésima do disco visible.

A historia[editar | editar a fonte]

As primeiras referencias claras ás manchas solares foron feitas polos astrónomos chineses no 28 a. C., os cales probablemente poderían ver os grupos de manchas máis grandes cando a intensa luz do Sol era filtrada polo po que o vento levara dende os desertos da Asia central.

Logo observáronse telescopicamente en 1610 polos astrónomos Johannes e David Fabricius, quen publicou unha descrición en xuño de 1611. Para rematar Galileo estivera ensinando as manchas solares a astrónomos en Roma, e Christoph Scheiner estivera observando as manchas probablemente durante dous ou tres meses.

As manchas solares tiñan moita importancia no debate sobre a natureza do sistema solar. Mostraban que o Sol viraba e mostraban cambios solares, contrariamente ao ensino de Aristóteles. Os detalles do seu claro movemento non tiñan unha explicación sinxela agás no Sistema heliocéntrico de Copérnico.

A evolución dunha mancha solar[editar | editar a fonte]

As manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensións e de aspecto e logo desaparecen tras existir tras unha ou dúas rotacións solares, é dicir durante un ou dous meses, aínda que a súa vida media é aproximadamente dúas semanas.

Adoitan aparecer por parellas. Primeiro obsérvase unha formación brillante, a fácula logo un poro un intersticio entre a granulación da fotoesfera que empeza a escurecerse. Ao día seguinte xa hai unha pequena mancha, mentres na poro xemelgo a uns poucos graos de distancia aparece outra mancha. Aos poucos días ambas manchas teñen o aspecto característico unha rexión central escura chamada sombra con temperaturas ao redor de 2.200 °C. e brillo un 20% da fotoesfera, rodeada dunha zona grisalla e con aspecto filamentoso a penumbra con temperaturas ao redor de 3000 °C. e brillo un 75% da fotoesfera. Os filamentos claros e escuros teñen unha dirección radial. Os gránulos da penumbra teñen tamén forma alargada de tamaños 0,5º a 2º e os seus tempos de vida son moito maiores que os gránulos ordinarios dende 40 min a 3 h. Xunto a estas dúas manchas principais aparecen outras máis pequenas. Tódalas manchas teñen movementos propios con velocidades de ata centenares de km/h. O grupo de manchas acada a súa máxima complexidade cara ao décimo día.

As dúas manchas principais de cada grupo compórtanse coma se fosen os polos dun enorme e potente imán xa que entrambos existe un campo magnético cunha intensidade entre 2.000 e 4.000 gauss mentres que o campo magnético terrestre ten unha intensidade de só medio gauss. A mancha que está ao oeste solar chámase condutora e a que está ao leste solar seguidora. En case tódolos grupos o eixe entre as dúas manchas non se dispón na dirección leste-oeste senón que a mancha condutora está en ambos hemisferios máis próxima ao Ecuador.

Observouse que a baixas altitudes, existe un fluxo de materia dende a sombra cara á penumbra a unha velocidade de 2 km/s (efecto Evershed) e de fóra cara a dentro en altitudes maiores como a cromosfera (efecto Evershed inverso).

Clasificación das manchas[editar | editar a fonte]

O esquema McIntoch substituíu o esquema Zúric na clasificación das manchas. Utilízase un código de tres letras que describe a clase do grupo de mancha (sinxela, dobre, complexa) o desenvolvemento penumbral da mancha maior e a compacidade do grupo. A letra A resérvase para os poros. A maior parte destes só chegan ao estadio B. As manchas que chegan a desenvolverse alcanzan a súa maior área ao cabo dunha decena de días e logo empezan a dexenerar de modo que a mancha seguidora desaparece por regra xeral primeiro. O esquema de Monte Wilson utilízase para describir o campo magnético que pode ser sinxelo, bipolar ou complexo.

As manchas e a rotación solar[editar | editar a fonte]

A medición do desprazamento das manchas solares sobre o disco permitiu deducir que o Sol ten un período de rotación de aproximadamente 27 días. Non todo o Sol xira á mesma velocidade, posto que non é un corpo ríxido, así no ecuador o período é de 25 días, a 40º de latitude é de 28 días e nos polos é aínda maior. A isto coñécese como rotación diferencial

Variación da actividade solar[editar | editar a fonte]

400 anos de actividade solar
reconstrución de 11.000 anos de manchas solares.

O número de manchas solares foi medido dende 1700 e hai estimacións de 11.000 anos atrás. A tendencia recente é ascendente dende 1900 aos anos sesenta.

Heinrich Schwabe foi o primeiro que observou a variación cíclica do número de manchas solar entre 1826 e 1843 e levou a Rudolf Wolf a facer observacións sistemáticas que comezan en 1848. O atraso en recoñecer esta periodicidade do Sol débese ao comportamento moi raro do Sol durante o século XVII. O número de Wolf é unha expresión que combina manchas individuais e grupos de manchas e que permite tabular a actividade solar.

Wolf tamén estudou o rexistro histórico nun esforzo por establecer unha base de datos coas variacións cíclicas do pasado. Estableceu unha base de datos do ciclo ata 1700. A parte do ciclo de 11 anos comprobouse a existencia dun ciclo duns 80 anos durante a metade do cal o número de manchas é bastante superior á outra metade.

Wolf estableceu unha base de datos do ciclo ata 1700, aínda que a tecnoloxía e técnicas para as observacións solares coidadosas estaban xa dispoñibles en 1610. Gustav Spörer pensou que a razón para que Wolf fose incapaz en estender o ciclo era que había un período de 70 anos entre 1640 e 1715 no que raramente se observaron manchas solares. Os rexistros históricos de manchas solares indican que logo do seu descubrimento en 1611 houbo dous máximos separados 30 anos e logo a actividade declinou ata un nivel moi baixo cara a 1640 e así se mantivo ata 1715, en que recuperamos o ciclo tal como o coñecemos.

Non se puido apreciar o significado da ausencia porque tralo descubrimento das manchas solares houbo 34 anos de actividade e logo 70 sen ela, quen podía dicir o que era normal?

A investigación sobre as manchas solares estaba inactiva durante o século XVII e principios do XVIII debido ao Mínimo de Maunder durante o cal ningunha mancha solar foi visible; pero logo da reasunción da actividade solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubriu un cambio periódico undecenal no número de manchas.

Edward Maunder en 1895 e 1922 realizou estudos coidadosos para descubrir que o problema non era a falta de datos observacionais senón a ausencia real de manchas. Para iso agregou ao cadro a ausencia durante o mesmo período de auroras polares ligadas sempre aos ciclos de actividade solar. As auroras que son normais nas Illas Británicas e en Escandinavia desapareceron durante os 70 anos de inactividade de modo que ao reaparecer en 1715 causaron admiración e consternación en Copenhagen e Estocolmo.

Posto que as manchas solares son máis escuras é natural asumir que máis manchas solar signifiquen menos radiación solar. Así a todo as áreas circundantes son máis luminosas e o efecto global é que máis manchas solar dan lugar a un sol máis luminoso. A variación é pequena (da orde de 0.1%) e só se estableceu por medidas por satélite da variación solar a partir dos anos oitenta. Durante o Mínimo de Maunder houbo uns invernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como o demostran os rexistros históricos. A Terra puido arrefriar case 1ºC.

En 1920 A.E. Douglas fixo un traballo pioneiro sobre a datación cos aneis das árbores. Observou unha tendencia xeral cíclica na velocidade de crecemento cada unha ou dúas décadas. Ao estudar madeiras da segunda metade do século XVII observou a ausencia da periodicidade. Douglas leu en 1922 o artigo de Maunder e escribiulle para comunicarlle o seu achado.

Os aneis das árbores demostran este arrefriado pois son mais delgados durante os períodos fríos e mostran concentracións anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono prodúcese a grandes alturas sobre a atmosfera terrestre, debido á radiación cósmica procedente da galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar o vento solar é máis feble e hai un 10% máis de 14C ca cando o Sol está activo. Suxeriuse que algunhas das glaciacións foron o resultado de prolongados períodos de falta de actividade solar.

Evolución das manchas nun ciclo: Diagrama de Bolboreta[editar | editar a fonte]

Diagrama de Bolboreta mostrando a lei de Spörer

Tódalas manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van dende os 5º aos 40º.

A actividade solar ocorre en ciclos de aproximadamente once anos. O punto de actividade solar máis alta durante este ciclo é coñecido como o Máximo Solar, e o punto de actividade máis baixa é o Mínimo Solar. Ao principio dun ciclo, as manchas solares tenden aparecer nas latitudes máis altas (uns 40º) e a medida que o ciclo se achega ao máximo aparecen manchas con maior frecuencia e cada vez a menos latitude (preto do ecuador), ata que se acada o máximo. Mentres isto ocorre aparecen as primeiras manchas do ciclo seguinte a unha latitude duns 40º. A isto chámase a lei de Spörer.

Hoxe sábese que hai varios períodos no índice da mancha solar (número de Wolf) o máis importante ten 11 anos de duración media. Este período tamén se observa na maioría das outras expresións da actividade solar e únese profundamente a unha variación no campo magnético solar que cambia a polaridade con este período.

George Ellery Ale une os campos magnéticos e as manchas solares para dar unha comprensión moderna da aparición das manchas solares. Ale suxeriu que o período de ciclo de mancha solar é de 22 anos, cubrindo dous investimentos do campo do dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propuxo a un modelo cualitativo despois para a dinámica das capas exteriores solares. O Modelo Babcock explica a conduta descrita pola lei de Spörer, así como outros efectos, debido a campos magnéticos que se retorcen pola rotación do Sol.

Orixe das manchas solares[editar | editar a fonte]

Un primeiro plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada pola nave espacial TRACE.

Nas manchas hai un campo magnético cunha intensidade de 3000 gauss. Aínda que os detalles da creación das manchas solares aínda son cuestión de investigación, está bastante claro que as manchas solares son o aspecto visible do tubo de fluxo magnético que se forma debaixo da fotoesfera. Neles a presión e densidade son menores e por isto elévanse e arrefrían. Cando o tubo de forza rompe a superficie da fotoesfera aparece a fácula que é unha rexión un 10% máis brillante que o resto. Por convección hai un fluxo de enerxía dende o interior do sol. O tubo magnético se enrosca pola rotación diferencial. Se a tensión no fluxo do tubo acada certo límite, o tubo magnético se riza como o faría unha venda de caucho. A transmisión do fluxo de enerxía dende o interior do sol inhíbese, e con el a temperatura da superficie. A continuación aparecen na superficie dúas manchas con polaridade magnética oposta nos puntos nas que o tubo de forza curta á fotoesfera.

As recentes observacións do satélite (SOHO) usando as ondas sonoras que viaxan a través da fotosfera do Sol permiten formar unha imaxe detallada da estrutura interior das manchas solares, debaixo de cada mancha solar fórmase un vórtice xiratorio isto fai que se concentren as liñas do campo magnético. As manchas solares compórtanse nalgúns aspectos de modo similar aos furacáns terrestre.

As manchas adoitan presentarse en grupos bipolares cuxos compoñentes teñen polaridades magnéticas opostas. O Efecto Zeeman que consiste nun desdobramento das raias espectrais debido ao campo magnético, permitiu calcular a intensidade do campo magnético nas manchas e no centro podendo ser duns miles de gauss.

O número de manchas solares segue un ciclo duns 11 anos ao final do cal a polaridade das manchas e do Sol invértense pasando de norte/sur e de sur/norte. Así pois o período magnético do Sol é de 22 anos.

O efecto Wilson dinos que as manchas solares son realmente depresións diante da superficie de sol.

A observación das manchas polos afeccionados[editar | editar a fonte]

Un grupo grande de manchas solar en ano 2004. A área gris ao redor das manchas pode verse moi claramente. Tamén se pode ver a granulación da superficie do sol.
Unha mancha solar visible a primeira ollada e tomada sen ningún equipo especial.

As manchas solares obsérvanse facilmente ata cun telescopio pequeno mediante proxección. Nalgunhas circunstancias (os solpores) poden observarse as manchas solares a simple vista.

Nota: Os raios solares poden causar graves danos nos ollos. Nunca mire directamente ao Sol; pode causar un dano permanente na retina, ata antes de que vostede note nada. O mellor é proxectar a imaxe do Sol sobre unha pantalla. Tamén é válido utilizar un filtro solar pero ten que un filtro de mylar que abranga todo o obxectivo do telescopio e non só o ocular pois estes últimos quéntase moito e pódense romper.

Relación das manchas solares e fenómenos terrestres[editar | editar a fonte]

Efectuáronse intentos de relacionar o ciclo de 11 anos das manchas solares con fenómenos cíclicos da Terra, como variacións do clima, períodos de choiva e seca, variación na lonxitude do día e algúns ata estrambóticos como o estalido dunha revolución ou o prezo dos ovos. Nin que dicir que a maioría non teñen fundamento.

Xa vimos unha correlación clara entre o crecemento dos aneis das árbores e a actividade solar. A parte desta, as poucas correlacións deste tipo que son razoablemente fiables parecen deberse a lixeiras variacións do fluxo de enerxía total emitido polo Sol e ás tremendas perturbacións magnéticas que poderían afectar á parte superior da nosa atmosfera, isto influiría no clima terrestre.

Mais clara é a súa relación co estado da ionosfera, o que pode axudar a predicir as condicións de propagación da onda curta ou as comunicacións por satélite. Pódese xa que logo falar dun tempo espacial.

Acontecementos salientables[editar | editar a fonte]

  • Un sinal luminoso sumamente poderoso emitiuse cara á Terra o 1 de setembro de 1859. Interrompeu o servizo telegráfico e a aurora boreal causada foi visible en lugares tan ao sur como A Habana, Hawai, e Roma; unha actividade similar ocorreu no hemisferio sur.
  • O sinal luminoso máis poderoso observado polo instrumental dun satélite empezou o 4 de novembro 2003 a 19:29 UTC, e saturou os instrumentos durante 11 minutos. A Rexión 486 parece producir un fluxo da raios X. As observacións holográficas e visuais indican actividade continuada no Sol.

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]

Commons
Commons ten máis contidos multimedia sobre: Mancha solar