Manchas Solares: ¿Qué Son?, Ciclos y más

Las Manchas Solares, son regiones oscuras que pueden ser visualizadas en nuestra estrella central del sistema solar que es nada más y nada menos que el Sol, las mismas pueden llegar a medir en su menor tamaño un diámetro igualmente parecido al Planeta Tierra y las más grandes compuestas por un Grupo de Manchas pueden medir unos 120000 K.

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¿Qué es una Mancha Solar?

Una mancha solar consiste en una zona del Sol que posee una clase de temperatura mucho más baja que en los contornos, y con una fuerte e intensa actividad magnética. Una Mancha Solar distintiva es aquella que se trata de una zona central que es oscura, denominada como “Umbra”, la cual está contenida por una especie de “Penumbra” mucho más clara.

Tan solo una mancha solar puede llegar a tener un tamaño de 12.000 kilómetros lo cual es prácticamente el diámetro que tiene nuestro planeta tierra, sin embargo, un grupo de manchas solares logran alcanzar un tamaño de unos 120.000 km de amplitud e incluso más.

La penumbra se encuentra constituida por una clase de estructura de filamentos que son claros y hasta oscuros que son extendidos aproximadamente desde la umbra. Las dos que hemos mencionado, es decir, la penumbra y la umbra se ven oscuras por el tipo de contraste que posee la fotosfera, lo cual sucede únicamente porque las mismas se encuentren en temperaturas frías que en el caso de la temperatura media de la fotosfera que es mucho más caliente.

De esa manera la umbra posee una clase de temperatura que es de unos 4 mil K (Unidad de temperatura Kelvin) entre tanto que la penumbra logra alcanzar a los 5.600 K (Kelvin), que son indudablemente por debajo de los más o menos 6 mil K (Kelvin) que poseen los gránulos de la fotosfera.

Por medio de la Ley de Stefan-Boltzmann, la completa energía total que llega a ser radiada por un cuerpo negro como una especie de estrella que es proporcional a la ¼ potencia de su temperatura suele ser efectiva por lo que se traduce de la siguiente manera:

E = σT4, donde σ=5,67•10–8 W/m2K4

La umbra es la que emite más o menos un 32 % de la luz por una región igual de la fotosfera y que es análogamente la penumbra la que posee una clase de brillo de un 71 % más de la fotosfera. La oscuridad dada por una Mancha Solar es únicamente una secuela de contraste; si se pudiera ver a una mancha clase, que contenga una umbra que sea del tamaño del Planeta Tierra, que esté aislada y al mismo recorrido de separación del Sol, esta va a brillar por unas 50 veces más que la Propia Luna llena.

Las manchas se encuentran relativamente inmóviles, es decir, que no se mueven en comparación a la fotosfera (La fotosfera o fotósfera se trata de la superficie brillante que delimita a un cuerpo espacial ya sea una estrella o el Sol, en este caso estamos hablando del Sol) y que son las que participan en el movimiento de la rotación solar. La región de la superficie solar que está cubierta por las mismas manchas solares se puede llegar a medir en cuanto a términos de millonésima de visible unos 100 Km (Kilómetro) de espesor.

La Historia

Las principales observaciones realizadas a estas manchas solares llegaron a ser ejecutadas por los astrónomos de origen Chino a comienzos del año 28 a. C., lo que podemos decir que hay noticias exactas desde el siglo IV a. C. Entre lo que llego a ser el año 28 a. C. y el año 1638 d. C se llegaron a registrar un total de unas 112 manchas.

Posiblemente podían llegar a ver los grupos de las manchas más enormes cuando la luz del sol de forma intensa llegaba a ser filtrada por el polvo que el mismo viento había sido llevado desde los llamados desiertos del Asia Central.

En las regiones del occidente la noticia de mayor antigüedad sobre una clase de mancha solar es aquella que aparece en la Vida y obra de Carlomagno, la cual se encuentra escrita en el año 807 d. C. En los posteriores siglos las mismas manchas llegaron a ser observadas por los astrónomos de origen musulmán tales como los Averroes y para el siglo XV, fueron observadas por los astrónomos italianos.

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En el año 1610 los astrónomos llamados David Fabricius y su hijo Johannes fueron los que observaron estas manchas por medio de los Telescopios. David fue la persona que publicó un documento en el mes de junio del año 1611. El reconocido astrónomo llamado Galileo Galilei fue la persona en enseñarles a la gran mayoría de los astrónomos de Roma sobre las manchas solares y fue Schneider las que las observó posiblemente en el transcurso de unos 2 o 3 meses siguientes.

La lamentable pelea siguiente por la clase de otorgamiento que se le iba a dar al que hubiese hecho el descubrimiento de las manchas en el sol entre el filósofo Galileo y Schneider, llegó a ser duradera, eso sin contar que ninguno de ellos conocía sobre las investigaciones de los Fabricius, por lo que la misma llegó a ser completamente en vano. Las manchas solares poseían una gran importancia en el debate sobre el entorno del sistema solar.

Se había llegado a demostrar que el Sol llegaba a girar y solía sufrir ciertos tipos de cambios, lo que era contrario a las ilustraciones del gran Aristóteles. Los detalles de dicho movimiento los cuáles eran claros no llegaban a tener ninguna clase de explicación lógica que fuese sencilla a excepción la que era dada por el sistema heliocéntrico de Copérnico.

Conozca más sobre la Estructura del Sol, y verá como es que dichas manchas solares son normales en esta gran estrella central de nuestro sistema solar.

Origen de las Manchas Solares

En las manchas solares existe una clase de campo magnético que posee una fuerza de unos 0,3 T. A pesar de que los detalles de la elaboración de las manchas solares aún son asunto de investigación, por lo que se encuentra muy claro que las manchas solares consisten en el aspecto visible de una especie de tubo de flujo magnético que es formado en la parte inferior de la fotoesfera.

En todos ellos la presión y también la densidad suelen ser menores y por esto se alzan y se enfrían. Cuando el tubo de fuerza es quebrado en la superficie de la fotosfera se presenta la fácula que es una especie de zona con un 10 % mucho más brillante que el resto de la superficie. Por convección existe un flujo de energía que procede desde el interior del sol.

El tubo magnético es enroscado por medio de la rotación diferencial. Si la tracción en el flujo del tubo es alcanzada por ciertos tipos de límite, el tubo magnético se riza como lo llegaría a hacer una venda de caucho. La transmisión del flujo de dicha energía desde lo más profundo del interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie.

Las recientes observaciones realizadas por el satélite “SOHO” utilizando las ondas sonoras que transitan por medio de la fotosfera del Sol le permiten formar una clase de imagen detallada de lo que es la estructura interior de las manchas solares, debajo cada una de estas manchas solares se forma un tipo de vórtice rotatorio, esto es lo que hace que se agrupen todas las líneas del campo magnético que este posee.

Las manchas solares se han de comportar en ciertos momentos con aspectos de manera parecida a los huracanes que son formados aquí en nuestro planeta tierra.

La Evolución de una Mancha Solar

Las manchas solares se presentan, se desarrollan, se alteran en cuanto a sus dimensiones y a su aspecto y después vuelven a desaparecer luego de haber estado tras una serie de 1 o 2 rotaciones solares, esto quiere decir, que ha estado presente sobre la superficie solar por un tiempo de 1 o 2 meses, a pesar de que su aproximada vida media es de 2 semanas como mínimo.

Las manchas aparecen por Parejas. Primero podemos observar una especie de formación luminosa, que es la fácula después un poro, que se trata de una clase de intersticio entre la granulación de la fotosfera (la capa del Sol) que es la que comienza a oscurecerse.

En el siguiente día ya existe una mancha solar que es mínima, entre tanto que en el poro medio que está a unos cuantos grados de recorrido se presenta otra mancha solar. En tan solo unos pocos días las 2 manchas poseen un tipo de aspecto muy característico que es:

Una región central que está oscura la cual es denominada sombra con unas temperaturas que oscilan los 2.500 Km y una especie de brillo de un 20 % de la fotoesfera, lo que hace un cerco de una zona como grisácea y con un tipo de aspecto filamentoso, la penumbra, con unas temperaturas que están alrededor de los 3.300 Km y el brillo de un 75 % de la fotoesfera. Para conocer como es la rotación de los planetas sobre esta estrella central podemos aprender sobre la Órbita del sistema solar y así conocer cuando poder observar estas manchas solares.

En el caso de los filamentos claros y los oscuros que poseen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra asumen igualmente una representación alargada de aproximadamente un tamaño de 0,5” a 2” y los tiempos de vida suelen ser mucho más grandes que los gránulos ordinarios que van desde los 40 minutos a las 3 horas.

Junto a dichas manchas principales luego aparecen otras más que son más pequeñas. Todas las manchas poseen unos movimientos propios con unas velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora (km/h). El grupo de las manchas logran alcanzar una complejidad máxima aproximadamente en el décimo día.

Las manchas principales de cada uno de los grupos se comportan como si llegasen a tener sus polos de un gran y fuerte imán debido a que entre los dos existe una clase de campo magnético con una especie de intensidad entre los 0,2 y los 0,4 T entre tanto que el campo magnético de la tierra posee una clase de intensidad de tan solo unos 0,05 mT.

La mancha que se encuentra en la parte oeste del sol es denominada conductora y la que se encuentra al sentido del este solar se le llama conducida. En la gran mayoría de los grupos el eje entre las 2 manchas no se ha dispuesto de una dirección este-oeste sino más bien que la mancha conductora se encuentre en los dos hemisferios que están más próximos al ecuador.

Se ha logrado observar que a unas altitudes bajas se ve un pequeño flujo de materia que va desde la sombra hacia la parte de la penumbra a una rapidez de unos 2.000 m/s que es conocido como el efecto Evershed y de fuera hacia la parte central en unas altitudes que son mayores como la denominada cromosfera que es llamado como el efecto Evershed inverso.

Clasificación de las Manchas

El tipo de manual de Mcintosh ha logrado cambiar otro manual de Zúrich en lo que es la clasificación de las manchas solares. Se usa una clase de cifrado de 3 letras que describe la especie del grupo de mancha ya sea doble, sencilla o compleja, el proceso penumbral de la mayor mancha y también la compacidad de dicho grupo.

Las manchas solares que llegan a producirse logran alcanzar la región mayor al paso de unos cuantos días y después comienzan a declinar de manera que la mancha que ha sido seguida desaparece primero por regla general. El esquema de Monte Wilson se usa para poder describir el tipo de campo magnético que puede ser fácil, bipolar o incluso complejo.

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Las Manchas y la Rotación Solar

La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre lo que ha sido el disco es lo que permite poder deducir que la estrella central del sistema solar posee un tiempo de rotación de más o menos unos 27 días. No en todo el Sol rota a una velocidad igualitaria, puesto que no se trata de un tipo de cuerpo rígido, de esa forma en el ecuador el tiempo de rotación es de unos 25 días el cual va a unos 40° de latitud que se da en unos 28 días y en el caso de los polos esta rotación suele ser mucho más grande.

Variación de la Actividad Solar

La cantidad de manchas solares ha llegado a ser medido desde 1.700 y existen unas estimaciones de unos 11 mil años atrás. La clase de tendencia de no hace mucho tiempo es ascendente desde el año 1900 a los años 60. Un hombre llamado Heinrich Schwabe llegó a ser el primero que pudo observar la variación cíclica del número de las manchas solar entre los años 1826 y 1843 y fue también el que llevó a Rudolf Wolf a hacer unas observaciones sistemáticas que empiezan en el año 1848.

El retraso en poder reconocer esta clase de periodicidad del Sol es a causa del comportamiento extraño del Sol en el transcurso del siglo XVII. El número de Wolf consiste en una especie de expresión que mezcla las manchas individuales y también a los grupos de manchas y que le permite tabular una actividad solar.

Wolf igualmente trato por todos los medios de hacer una investigación que puede guardar en los registros históricos en un esfuerzo por lograr establecer una especie de base de datos con todas las variaciones cíclicas del pasado.

De igual manera llegó a establecer una base de datos del ciclo de las manchas solares hasta el año 1700. Aparte del ciclo de los 11 años se ha logrado comprobar la existencia de 1 ciclo de aproximadamente unos 80 años en el transcurso de la mitad del cual el número de manchas ha llegado a ser demasiado superior a la otra mitad.

Wolf fue el que estableció una especie de base de datos del ciclo hasta el año 1700, a pesar de que la tecnología y las técnicas para las observaciones solares de manera cuidadosas se encontraban ya disponibles en el año 1610. El famoso Gustav Spörer fue la persona que pensó que la razón para que Wolf llegase a ser incapaz en poder extender el ciclo consistía en que había una clase de período de unos 70 años entre el año 1640 y el año 1715 en el que extrañamente se lograron observar una serie de manchas solares.

Evolución de las Manchas en un Ciclo: Diagrama de Mariposa

Todas las manchas solares aparecen en los 2 hemisferios en unas latitudes que van desde los 5° a los 40 °. La actividad solar suele ocurrir en unos ciclos de más o menos unos 11 años. El punto de actividad solar más elevada en el transcurso de dicho ciclo es mayormente conocido como el máximo solar, y el punto de la actividad más baja es el mínimo solar.

Al comienzo de un ciclo, las manchas solares suelen aparecer en unas latitudes más elevadas algunos de ellos a unos 40° y a una medida que el ciclo se aproxima al máximo en donde se presentan unas frecuencias mayores y en cada momento hay menos latitud que es cerca al ecuador, hasta que se logra alcanzar el máximo.

Entre tanto que esto sucede, aparecen las manchas solares primeras del ciclo posterior a una latitud de unos 40°. A todo esto, se le denomina como la Ley de Spörer. Actualmente se conoce que existen diversos tipos de períodos en el índice de una mancha solar de acuerdo al número de Wolf que es el más importante, el cual una mancha solar ha podido tener una duración de unos 11 años de duración media.

Este tipo de período igualmente es observado en gran parte de las otras expresiones de la actividad solar y se combina de manera profunda a una diferenciación en el campo magnético solar que llega a cambiar la polaridad con este mismo período.

La Observación de las Manchas por los Aficionados

Las manchas solares son observables hasta incluso por medio de cualquiera de los Tipos de Telescopios ya sean grandes o pequeños a través de la proyección. En ciertos momentos como lo son los ocasos pueden legar a ser observadas las manchas solares a una simple vista.

Podemos destacar que los rayos solares pueden lograr ocasionar daños severos en los ojos de las personas lo que producen cegueras permanentes. Nunca se tiene que mirar de forma directa al sol ya que esta acción pude:

Ocasionar un daño grave y permanente en la retina del ojo, hasta incluso antes de poder notar algún tipo de daño en la misma. Lo más recomendable es proyectar una imagen del Sol encima de una pantalla. Igualmente es aceptable usar una especie de filtro solar, sin embargo, el mismo debe de ser de Mylar que es el que abarca todo el perímetro del telescopio y no solamente el filtro ocular del mismo ya que estos suelen calentarse demasiado y hasta se pueden romper de forma espontánea.

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Relación de las Manchas Solares y Fenómenos Terrestres

Se ha intentado asociar el ciclo de unos 11 años de las manchas solares con unas manifestaciones cíclicas de nuestro planeta, como las alteraciones del clima, los periodos de precipitaciones y los de sequía, una variación en lo que es la longitud del día. Ya han podido observar una clase de correlación clara entre el tipo de crecimiento de los anillos de la actividad solar.

Por otra parte, las escasas correlaciones de esta clase son lógicamente confiables, lo que parece ser debido a las leves variaciones del flujo de la energía total que es emanada por el propio Sol y a unas elevadas perturbaciones magnéticas que son las que podrían llegar a afectar la parte de arriba de la atmósfera terrestre.

Mucho más clara podría ser la relación con el estado de la ionosfera de nuestro planeta. Esto es lo que puede ayudar a la predicción de las condiciones de una expansión de la onda corta o todas las comunicaciones por los satélites. Se puede para ese momento hablar de un tipo de clima espacial.

Sucesos Destacables

El día 1 de septiembre del año 1859 el Sol llegó a emanar una especie de señal brillante fuertemente, que en nuestro planeta llegó a interrumpir con el servicio telegráfico. La aurora boreal que es ocasionada en la atmósfera de nuestro planeta llego a ser mucho más visible en ciertos lugares del planeta como, por ejemplo:

  • La Habana
  • Hawái
  • Roma

Una clase de actividad parecida se logró percibir en el hemisferio sur. Dicha señal luminosa de mayor poder fue observada por el instrumental de un gran satélite que comenzó el día 4 de noviembre del año 2003 a las 19:29 horas UTC, y que llego a saturar todos los instrumentos en el transcurso de los 11 minutos. La Región 486 al parecer hubo una clase de flujo de rayos X. Las diversas observaciones holográficas y también visuales son las que indican una especie de actividad continuada en el Sol.


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