Manchas Solares

MANCHAS SOLARES

Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de lafotosfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamadasombra con temperaturas alrededor de 2.500 K y brillo un 20% de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, lapenumbra, con temperaturas alrededor de 3.300 K y brillo un 75% de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.

Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.

Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2.000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso)

El ciclo de las manchas solares, en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años. Sin embargo, el complejo modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del Sol.

De las parejas de manchas solares del hemisferio norte, la mancha que guía a su compañera en la dirección de rotación tiene un campo magnético en sentido opuesto al de la mancha solar dominante del hemisferio sur. Cuando comienza un nuevo ciclo de 11 años, se invierte el sentido del campo magnético de las manchas solares dominantes de cada hemisferio. Así pues, el ciclo solar completo incluyendo la polaridad del campo magnético, dura unos 22 años. Además, las manchas solares se suelen dar en la misma latitud en cada hemisferio. Esta latitud varía de los 45 a los 5° durante el ciclo de las manchas solares.

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CLASIFICACIÓN DE LAS MANCHAS SOLARES

Grupo unipolar: Mancha o grupo reducido con una separación máxima entre umbras o penumbras igual a 3º. En el caso de manchas con penumbra (tipo H) las separaciones se miden respecto al punto de la penumbra principal más cercano.

Grupo bipolar: Dos o más manchas que forman un grupo alargado en dirección este-oeste de más de 3º de extensión. Normalmente habrá un espacio cerca del centro del grupo que lo divide en dos partes. Los grupos bipolares con una mancha principal grande deben tener una extensión mayor de 5º (más de 2.5º para la penumbra y más de 3º de separación máxima entre manchas por ser bipolar).

CLASIFICACION DE ZURICH MODIFICADA - Z

A. Grupo unipolar sin penumbra. Representa tanto el comienzo como el final en la evolución de un grupo. Extensión menor o igual a 3º.

B. Grupo bipolar sin penumbra en ninguna mancha. Extensión mayor de 3º.

C. Grupo bipolar con penumbra en uno de los extremos, casi siempre alrededor de la mayor de las

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