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Mancha solar

\n* Top: active region 2192 in 2014 containing the largest sunspot of [[solar cycle 24]] {{cite web| url = http://www.spaceweatherlive.com/en/news/view/38/20141023-gentle-giant-...

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  • Arriba: región activa 2192 en 2014 que contiene la mancha solar más grande del ciclo solar 24 [ 1 ] y región activa 1302 en septiembre de 2011.
  • Abajo: primer plano de una mancha solar en el espectro visible y un gran grupo de manchas solares que se extienden a lo largo de unos 320.000  km (200.000  millas).

Las manchas solares son manchas temporales en la superficie del Sol que son más oscuras que el área circundante. Son regiones de temperatura superficial reducida causadas por concentraciones de flujo magnético que inhiben la convección . Las manchas solares aparecen dentro de las regiones activas , generalmente en pares de polaridad magnética opuesta . [ 2 ] 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 unos pocos meses, pero finalmente se disipan. Las manchas solares se expanden y contraen a medida que se mueven por la superficie del Sol, con diámetros que van desde 16 km (10 mi) [ 3 ] hasta 160 000 km (100 000 mi) [ 4 ] . Las manchas solares más grandes pueden ser visibles desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio [ 5 ] . 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 intensa actividad magnética, 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 visibles de manchas solares. Fenómenos similares observados indirectamente en estrellas distintas del Sol se denominan comúnmente manchas estelares , y se han medido tanto manchas claras como oscuras. [ 6 ]

Historia

El registro más antiguo de manchas solares se encuentra en el I Ching chino , completado antes del 800 a. C. El texto describe que se observaron un dou y un mei en el sol, donde ambas palabras se refieren a una pequeña oscuridad. [ 7 ] El registro más antiguo de una observación deliberada de manchas solares también proviene de China y data del 364 a. C., según los comentarios del astrónomo Gan De (甘德) en un catálogo estelar . [ 8 ] Hacia el 28 a. C., los astrónomos chinos registraban regularmente observaciones de manchas solares en los registros imperiales oficiales. [ 9 ]

La primera mención clara de una mancha solar en la literatura occidental data de alrededor del año 300 a. C., por el erudito griego antiguo Teofrasto , discípulo de Platón y Aristóteles y sucesor de este último. [ 10 ]

Los primeros dibujos conocidos de manchas solares fueron realizados por el monje inglés Juan de Worcester en diciembre de 1128. [ 11 ] [ 12 ]

Las manchas solares fueron observadas por primera vez telescópicamente en diciembre de 1610 por el astrónomo inglés Thomas Harriot . [ 13 ] Sus observaciones fueron registradas en sus cuadernos y fueron seguidas en marzo de 1611 por observaciones e informes de los astrónomos frisones Johannes y David Fabricius . [ 14 ] [ 15 ] Después de la muerte de Johannes Fabricius a la edad de 29 años, sus informes permanecieron oscuros y fueron eclipsados ​​por los descubrimientos independientes de manchas solares y publicaciones sobre manchas solares por Christoph Scheiner y Galileo Galilei . [ 16 ] Galileo probablemente comenzó observaciones telescópicas de manchas solares alrededor del mismo tiempo que Harriot; sin embargo, los registros de Galileo no comenzaron hasta 1612. [ 17 ] Durante las siguientes décadas, numerosos astrónomos de esa época participaron en la búsqueda de manchas solares. Uno de ellos fue el famoso astrónomo Johannes Hevelius, quien registró 19 grupos de manchas solares durante el período del Mínimo de Maunder temprano (1653-1679) en el libro Machina Coelestis . [ 18 ]

A principios del siglo XIX, William Herschel fue uno de los primeros en plantear la hipótesis de una conexión entre las manchas solares y las temperaturas en la Tierra, creyendo que ciertas características de las manchas solares indicarían un aumento del calentamiento en la Tierra. [ 19 ] Durante su estudio del comportamiento solar y su hipótesis sobre la estructura solar, detectó inadvertidamente la relativa ausencia de manchas solares entre julio de 1795 y enero de 1800, siendo quizás el primero en construir un registro histórico de manchas solares observadas o ausentes. 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 alcista en los precios del trigo se debía a la inflación monetaria . [ 20 ] 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 los análisis modernos concluyen que no existe una correlación estadísticamente significativa entre los precios del trigo y el número de manchas solares. [ 21 ]

Física

Morfología

Una mancha solar en descomposición mostrada a lo largo de dos horas. La umbra está separada en dos partes dentro de la penumbra por un puente de luz. [ 22 ] También se pueden observar poros solares 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. [ 23 ] La penumbra está compuesta por estructuras alargadas radialmente conocidas como filamentos penumbrales y tiene un campo magnético más inclinado que la umbra. [ 24 ] Dentro de los grupos de manchas solares, múltiples umbras pueden estar rodeadas por una única penumbra continua. [ 25 ]

La temperatura de la umbra es de aproximadamente 3000–4500  K, en contraste con el material circundante a unos 5780  K, lo que hace que las manchas solares sean claramente visibles como puntos oscuros. Esto se debe a que la luminancia de un cuerpo negro calentado (muy similar a la fotosfera) a estas temperaturas varía enormemente con la temperatura. Aislada de la fotosfera circundante, una sola mancha solar brillaría más que la luna llena , con un color carmesí anaranjado. [ 26 ]

En algunas manchas solares en formación y desaparición, aparecen regiones relativamente estrechas de material brillante que penetran en la umbra o la dividen por completo. Se ha descubierto que estas formaciones, denominadas puentes de luz, tienen un campo magnético más débil y más 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 observado que la presión del gas en los puentes de luz predomina sobre la presión magnética , y se han detectado movimientos convectivos. [ 22 ]

El efecto Wilson implica que las manchas solares son depresiones en la superficie del Sol. [ 27 ]

Ciclo vital

La aparición y evolución de un grupo de manchas solares durante un período de dos semanas.

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 16 km (10 mi) [ 3 ] hasta 160 000 km (100 000 mi) [ 4 ] .    

Formación

Aunque los detalles de la formación de manchas solares aún son objeto de investigación, se entiende generalmente que son manifestaciones visibles de tubos de flujo magnético en la zona convectiva del Sol que se proyectan a través de la fotosfera dentro de las regiones activas. [ 28 ] Su característico oscurecimiento se produce debido a que este fuerte campo magnético inhibe la convección en la fotosfera. Como resultado, el flujo de energía desde el interior del Sol disminuye y, con él, la temperatura superficial, lo que hace que el área superficial a través de la cual pasa el campo magnético se vea oscura contra el brillante fondo de los gránulos fotosféricos . [ 29 ]

Las manchas solares aparecen inicialmente en la fotosfera como pequeños puntos oscuros sin penumbra. Estas estructuras se conocen como poros solares. [ 30 ] Con el tiempo, estos poros aumentan de tamaño y se mueven unos hacia otros. Cuando un poro alcanza un tamaño suficiente, generalmente alrededor de 3500 km (2000 mi) de diámetro, comienza a formarse una penumbra. [ 28 ]  

Decadencia

La presión magnética debería tender a eliminar las concentraciones de campo, provocando la dispersión de las manchas solares, pero la vida útil de las manchas solares se mide en días o semanas. En 2001, se utilizaron observaciones del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) mediante ondas sonoras que viajan por debajo de la fotosfera ( heliosismología local ) para desarrollar una imagen tridimensional de la estructura interna debajo de las manchas solares; estas observaciones muestran que una potente corriente descendente se encuentra debajo de cada mancha solar, formando un vórtice giratorio que mantiene el campo magnético concentrado. [ 31 ]

ciclo solar

Gráfico de puntos que muestra el área de manchas solares como porcentaje del área total en varias latitudes, encima de un gráfico de barras agrupadas que muestra el área promedio diaria de manchas solares como porcentaje del hemisferio visible.
Diagrama de mariposa que muestra el comportamiento de la ley de Spörer en pares
El disco solar completo a lo largo de 13 días durante el ascenso del ciclo solar 24.

Los ciclos solares suelen durar unos once años, con una variación de entre poco menos de 10 y poco más de 12 años. A lo largo del ciclo solar, la población de manchas solares aumenta rápidamente y luego disminuye más lentamente. El punto de máxima actividad de manchas solares durante un ciclo se conoce como máximo solar, y el punto de mínima actividad como mínimo solar. Este período también se observa en la mayoría de las demás actividades solares y está vinculado a una variación en el campo magnético solar que cambia de polaridad con este período. [ 32 ]

Al comienzo del ciclo, las manchas solares aparecen en latitudes más altas y luego se desplazan hacia el ecuador a medida que el ciclo se acerca al máximo, siguiendo la ley de Spörer . Las manchas de dos ciclos consecutivos coexisten durante varios años en los años cercanos al mínimo solar. Las manchas de ciclos consecutivos se pueden distinguir por la dirección de su campo magnético y su latitud. [ 33 ]

El índice de manchas solares de Wolf contabiliza 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. [ 34 ]

George Ellery Hale fue el primero en relacionar los campos magnéticos con las manchas solares en 1908. [ 35 ] Hale sugirió que el ciclo de manchas solares dura 22 años, abarcando dos periodos de aumento y disminución en el número de manchas solares, acompañados de inversiones polares del campo dipolar  magnético solar . Horace W. Babcock propuso posteriormente un modelo cualitativo para la dinámica de las capas exteriores del Sol. El modelo de Babcock explica que los campos magnéticos provocan el comportamiento descrito por la ley de Spörer, así como otros efectos, que se ven alterados por la rotación del Sol. [ 36 ]

El número de manchas solares también varía a lo largo de periodos prolongados. Por ejemplo, durante el periodo conocido como el máximo moderno, entre 1900 y 1958, la tendencia del número de manchas solares fue ascendente; durante los siguientes 60 años, la tendencia fue mayoritariamente descendente. [ 37 ] En general, el Sol no había estado tan activo como durante el máximo moderno desde hace más de 8000 años. [ 38 ]

El número de manchas solares se correlaciona con la intensidad de la radiación solar durante el período transcurrido desde 1979, cuando comenzaron a estar disponibles las mediciones satelitales. La variación causada por el ciclo de 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 promedio). [ 39 ] [ 40 ]

Historial de 400 años de números de manchas solares , que muestra los mínimos de Maunder y Dalton, y el Máximo Moderno (izquierda) y reconstrucción de manchas solares de 11.000 años que muestra una tendencia descendente entre 2000 a. C. y 1600 d. C., seguida de la reciente tendencia ascendente de 400 años.
El número diario de manchas solares desde 1945 hasta 2017 y su espectro de potencia . Hay dos picos prominentes que corresponden a su ciclo de 11 años y a su ciclo de 27 días debido a la rotación solar. [ 41 ]

Observación moderna

Foto de un edificio de seis plantas con balcón vallado que contiene un gran telescopio.
El telescopio solar sueco de 1 metro 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 diversos tipos de cámaras con filtros. Se emplean herramientas especializadas como espectroscopios y espectrohelioscopios para examinar las manchas solares y sus áreas. Los eclipses artificiales permiten observar la circunferencia del Sol a medida que las manchas solares giran a través del horizonte. [ 42 ]

Dado que mirar directamente al Sol a simple vista daña permanentemente la visión humana , la observación amateur de manchas solares generalmente se realiza mediante imágenes proyectadas o directamente a través de filtros protectores. Pequeñas secciones de vidrio de filtro muy oscuro , como un vidrio de soldador n.° 14, son eficaces. El ocular de un telescopio puede proyectar la imagen, sin filtrar, sobre una pantalla blanca donde se puede observar indirectamente e incluso trazar para seguir la evolución de las manchas solares. Los filtros especiales de paso de banda estrecha 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 del telescopio permiten una observación segura a través del ocular. [ 43 ]

Solicitud

Debido a su correlación con otros tipos de actividad solar , las manchas solares pueden utilizarse para predecir el clima espacial , el estado de la ionosfera y las condiciones relevantes para la propagación de radio de onda corta o las comunicaciones por satélite . La alta actividad de manchas solares es celebrada por los miembros de la comunidad de radioaficionados como un presagio de excelentes condiciones de propagación ionosférica que aumentan considerablemente el alcance de las radios en las bandas de HF . Durante los picos de actividad de manchas solares, se pueden lograr comunicaciones de radio a nivel mundial en frecuencias tan altas como la banda VHF de 6 metros . [ 44 ]

La actividad solar (y el ciclo solar) se han señalado como un factor en el calentamiento global . El primer ejemplo posible de esto es el período del Mínimo de Maunder , caracterizado por una baja actividad de manchas solares, que ocurrió durante la Pequeña Edad de Hielo en Europa. [ 45 ] Sin embargo, estudios detallados a partir de múltiples indicadores paleoclimáticos muestran que las temperaturas más bajas del hemisferio norte durante la Pequeña Edad de Hielo comenzaron cuando el número de manchas solares aún era alto, antes del inicio del Mínimo de Maunder, y persistieron hasta después de que este cesara. La modelización climática numérica indica que la actividad volcánica fue el principal impulsor de la Pequeña Edad de Hielo . [ 46 ]

Las manchas solares en sí mismas, en términos de la magnitud de su déficit de energía radiante, tienen un efecto débil sobre el flujo solar. [ 47 ] El efecto total de las 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 en el nivel de mínimo solar. Esta es una diferencia en la irradiancia solar total en la Tierra durante el ciclo de manchas solares de cerca de1.37 W⋅metro−2{\displaystyle 1.37\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }Otros fenómenos magnéticos que se correlacionan con la actividad de las manchas solares incluyen las fáculas y la red cromosférica. [ 48 ] La combinación de estos factores magnéticos significa que la relación entre el número de manchas solares y la irradiancia solar total (IST) a lo largo del ciclo solar decenal, y su relación para escalas de tiempo centenarias, no tienen por qué ser las mismas. El principal problema para cuantificar las tendencias a largo plazo de la IST radica en la estabilidad de las mediciones radiométricas absolutas realizadas desde el espacio, que ha mejorado en las últimas décadas, pero sigue siendo un problema. [ 49 ] [ 50 ] El análisis muestra que es posible que la IST fuera en realidad más alta en el Mínimo de Maunder en comparación con los niveles actuales, pero las incertidumbres son altas, con las mejores estimaciones en el rango±0,5 W⋅metro−2{\displaystyle \pm 0.5\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }con un2σ{\displaystyle 2\sigma }rango de incertidumbre de±1 W⋅metro−2{\displaystyle \pm 1\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }. [ 51 ]

Las manchas solares, con sus intensas concentraciones de campo magnético, facilitan la compleja transferencia de energía y momento a la atmósfera solar superior. Esta transferencia se produce a través de diversos mecanismos, incluyendo ondas generadas en la atmósfera solar inferior [ 52 ] y eventos de reconexión magnética [ 53 ] .

Mancha estelar

En 1947, GE Kron propuso que las manchas estelares eran la razón de los cambios periódicos en el brillo de las enanas rojas . [ 6 ] Desde mediados de la década de 1990, se han realizado observaciones de manchas estelares utilizando técnicas cada vez más potentes que proporcionan cada vez más detalles: la fotometría mostró el crecimiento y la desaparición de las manchas estelares y mostró un comportamiento cíclico similar al del Sol; la espectroscopia examinó la estructura de las regiones de manchas estelares analizando las variaciones en la división de la línea espectral debido al efecto Zeeman ; la imagen Doppler mostró la rotación diferencial de manchas para varias estrellas y distribuciones diferentes a las del Sol; el análisis de la línea espectral midió el rango de temperatura de las manchas y las superficies estelares. Por ejemplo, en 1999, Strassmeier informó de la mancha estelar fría más grande jamás vista rotando la estrella gigante K0 XX Trianguli (HD 12545) con una temperatura de 3500 K (3230 °C) , junto con una mancha cálida de 4800 K (4530 °C) . [ 6 ] [ 54 ]      

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

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  • Base de datos de manchas solares basada en observaciones terrestres (GPR/DPD) y satelitales (SOHO/SDO) desde 1872 hasta la actualidad con los datos más recientes. ( Observatorio Solar - Debrecen, Hungría)
  • Ciclo solar 24 y sitio web de VHF Aurora (www.solarcycle24.com)
  • Centro Mundial de Datos de Bélgica para el índice de manchas solares. Archivado el 3 de agosto de 2017 en Wayback Machine.
  • Imagen de manchas solares de alta resolución
  • Imágenes de manchas solares en alta resolución. Impresionante colección de imágenes de manchas solares.
  • Progresión del ciclo solar de la NOAA [ enlace eliminado ] : Ciclo solar actual.
  • Laboratorio de Astrofísica y Energía Solar de Lockheed Martin
  • Sitio web Sun|trek: Un recurso educativo para profesores y estudiantes sobre el Sol y su efecto en la Tierra.
  • Herramientas para mostrar el número actual de manchas solares en un navegador.
    • Propfire: muestra el número actual de manchas solares en la barra de estado del navegador.
    • Barra de herramientas HamLinks: muestra datos de flujo solar, índice A e índice K en una barra de herramientas.
  • La vista más nítida del sol
  • Actualización diaria de manchas solares e imagen del Sol (www.spaceweather.com)
  • Explicación animada de las manchas solares en la fotosfera. Archivado el 16 de noviembre de 2015 en Wayback Machine (Universidad del Sur de Gales).

Datos de manchas solares

  • "Reconstrucción del número de manchas solares de 11.000 años" . Directorio maestro de cambio global . Archivado del original el 2 de noviembre de 2015. Consultado el 11 de marzo de 2005 .
    • "Actividad inusual del Sol durante las últimas décadas en comparación con los 11.000 años anteriores" . WDC para Paleoclimatología . Consultado el 11 de marzo de 2005 .
  • "Número de manchas solares desde la antigüedad hasta la actualidad según NOAA/NGDC" . Directorio maestro de cambio global . Archivado del original el 14 de septiembre de 2015. Consultado el 11 de marzo de 2005 .
    • "Números de manchas solares" . Servicios de datos solares NOAA NGDC ( FTP ) . Consultado el 21 de junio de 2010 .(Para ver los documentos, consulte Ayuda:FTP )
      • Número Internacional de Manchas Solares : máximos y mínimos de manchas solares desde 1610 hasta la actualidad; cifras anuales desde 1700 hasta la actualidad; cifras mensuales desde 1749 hasta la actualidad; valores diarios desde 1818 hasta la actualidad; y número de manchas solares por hemisferio norte y sur. También se incluye la predicción de manchas solares de McNish-Lincoln. 
      • Número de manchas solares en Estados Unidos (1945-presente)
      • Datos antiguos sobre manchas solares desde el 165 a. C. hasta el 1684 d. C.
      • Números de manchas solares por grupo (reevaluación de Doug Hoyt) 1610–1995
  • Wilson, Robert M. (abril de 2014). Comparación de las variaciones del número de manchas solares, el número de grupos de manchas solares y el área de las manchas solares, 1875–2013 . Huntsville, AL: Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, Centro de Vuelos Espaciales Marshall . Recuperado el 13 de marzo de 2015 .