Las manchas solares

Las manchas solares son unas regiones de color oscuro que aparecen de forma temporal en la superficie del Sol. Su temperatura es más baja que su entorno, pero su actividad magnética es más elevada. Se observan periódicamente en el disco solar y son uno de los fenómenos más llamativos de nuestra estrella.

La temperatura de las manchas solares es de aproximadamente 4.000 °C, mientras que la temperatura de la superficie del Sol (fotosfera) es de 5.505 °C. Estas manchas aparecen debido al campo magnético del Sol, ya que impide que en ciertas regiones el calor pueda ascender. De esta forma se generan zonas frías y oscuras.

Imagen de manchas solares
Grupo de manchas solares etiquetada con el nombre de Región Activa 1520. Foto realizada el 10 de julio de 2012. Crédito de imagen: Alan Friedman.

Pese a encontrarse en la fase más tranquila de su existencia, la de la fusión de hidrógeno en helio (que lo convierte en miembro de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell), el Sol es en realidad un objeto muy vivo, dentro del cual se producen fenómenos todavía poco comprendidos.

Las manchas observadas en la antigüedad

Las manchas solares ya fueron observadas en la antigüedad sin que se sospechara su verdadera naturaleza. Incluso el astrónomo alemán Johannes Kepler fue engañado por una de esas manchas en el año 1604, pues la confundió con el planeta Mercurio transitando sobre el disco solar.

A partir del año 165 a.C., un notable número de observaciones sobre las manchas solares constan en los anales chinos, que para los astrónomos que se ocupan de la historia astronómica constituyen una fuente inagotable de informaciones. Los antiguos astrónomos chinos comparaban las manchas con manzanas o monedas y a veces conseguían seguir la misma mancha durante varios días.

También las crónicas japonesas y coreanas registran la observación de manchas solares. Pero la noticia más antigua de una mancha solar procede de Occidente, en el siglo IV a.C., y se atribuye a Teofrasto de Atenas, alumno de Aristóteles.

En tiempos más recientes, fue el astrónomo Galileo Galilei quien redescubrió estas manchas del Sol. Lo hizo en el curso de una extraordinaria campaña de observación iniciada en 1609, cuando construyó su primer anteojo. Este redescubrimiento dio lugar a una larga controversia con el jesuita Christoph Scheiner. La observación de las manchas solares contribuyó a la crisis del modelo del universo según el cual las estrellas eran esferas perfectas.

El aspecto de las manchas solares

Las manchas solares tienen un aspecto oscuro, no porque sean negras sino porque son más frías que las zonas circundantes de la fotosfera. La zona más oscura de las manchas se llama sombra. A su alrededor hay una zona de luminosidad intermedia llamada penumbra.

En la sombra, la temperatura es de unos 4.000 °C, mientras que en la penumbra es similar a la de la fotosfera. La luminosidad de la sombra es cerca del 32% de la luminosidad de la superficie solar, y la luminosidad de la penumbra es de un 80%. Por ello, ambas deberían aparecer muy brillantes. Lo que las hace parecer oscuras es el contraste con la fotosfera.

Foto de una mancha solar tomada por el Telescopio Óptico Solar (SOT) de Hinode
Mancha solar captada por el Telescopio Óptico Solar (SOT) de Hinode. Se puede observar la granulación de la fotosfera y las estructuras alargadas que dan forma a la penumbra.
Crédito de imagen: NASA/JAXA.

La disminución de la temperatura en las manchas está ligada a los intensos campos magnéticos que se producen en estas regiones. Dichos campos magnéticos impiden el movimiento convectivo regular del material solar en estado de plasma que trata de llegar a la superficie atravesando las distintas capas que forman el Sol.

Algunas manchas solares pueden ser de forma circular, pero la mayoría son de forma irregular. El tamaño de una de estas manchas puede ser tan grande como nuestro planeta, la Tierra. Y un grupo de manchas puede llegar hasta los 120.000 km de longitud, es decir, diez veces más que la Tierra.

En resumen: las manchas solares pueden tener un tamaño realmente notable, desde 7.000 hasta 50.000 km, hasta el punto de poder observarse a simple vista; siempre, naturalmente, que se proteja la vista con filtros.

George Ellery Hale y las manchas solares

En el año 1908, el astrónomo de Estados Unidos George Ellery Hale descubrió que las manchas solares son la sede de intensos campos magnéticos. Hale era director del observatorio del Monte Wilson, en California, donde operaba entonces el mayor telescopio del mundo.

Hale también es conocido por haber inventado en 1889 el espectroheliógrafo, un instrumento utilizado para el estudio de la superficie del Sol. A su memoria está dedicado además el famoso telescopio de 5 metros de diámetro que se encuentra en el Observatorio Palomar.

Con el nombre de Hale Observatories se designa el conjunto de observatorios formado por los observatorios del Monte Wilson, el Observatorio Palomar y el Observatorio Yerkes, que operaron juntos durante muchos años.

Formación y evolución de las manchas

La observación continuada del Sol ha permitido a los astrónomos reconstruir la evolución de las manchas solares, desde su formación hasta su desaparición. Actualmente se realiza este seguimiento gracias a las telecámaras que trabajan sin interrupción para poder detectar fenómenos imprevistos.

Todo comienza cuando empieza a formarse una región más oscura en un cierto punto de la fotosfera, de varios miles kilómetros de diámetro, llamada poro. La mayor parte de estos poros se disuelven en un día, aproximadamente.

En cambio, algunos poros se dilatan hasta adoptar las características de una mancha o bien se rodean de una modesta penumbra, y adquieren un tamaño considerable. La penumbra es el requisito que distingue un poro de na mancha solar.

La vida media de una mancha es de un par de semanas, durante las cuales evoluciona con variaciones continuas de forma y tamaño. Pero las manchas tienden a formarse por pares o grupos, los cuales pueden tener una vida media de hasta tres meses.

Además, las manchas se mueven por la superficie del Sol a causa de un movimiento propio o debido a que el Sol tiene una rotación no uniforme. Al no ser un cuerpo rígido, el Sol gira más deprisa en las zonas próximas al ecuador que en las regiones polares. Su periodo de rotación es de 25 días en el ecuador y 34 días en los polos.

El ciclo solar

Desde comienzos del siglo XVIII se sabe que la intensidad y la frecuencia de las manchas solares sigue un proceso cíclico que dura unos 11 años. Esto significa que durante dicho periodo, las manchas presentes en el disco del Sol aumentan hasta alcanzar un máximo y luego disminuyen, regresando a los niveles iniciales.

La duración media de un ciclo solar es de 11,7 años, pero un ciclo individual puede durar entre 7 y 15 años. Además, también el número máximo de manchas de cada ciclo puede variar mucho.

En la fase de mínimo solar, el Sol se presenta a menudo sin huellas de manchas, durante largos periodos de tiempo (días o semanas). En cambio, en la fase de máximo solar se pueden observar una o dos decenas de grupos además de manchas aisladas. El próximo máximo ocurrirá en 2024.

Diagrama de las manchas solares
Diagrama con los ciclos solares durante 400 años. Se puede ver la media anual del número de manchas solares durante el ciclo solar.

Aunque todavía no está del todo comprendido, el ciclo solar parece el resultado de la interacción entre el campo magnético del Sol y la región convectiva presente en las capas más externas.

Intensos campos magnéticos

Las manchas solares son sede de intensos campos magnéticos. Una mancha típica tiene un campo de intensidad igual a 0,25 teslas. La tesla es la unidad de medida que se utiliza para esta magnitud física. Para tener una idea de lo que suponen 0,25 teslas, el campo magnético terrestre tiene una intensidad inferior a 0,0001 tesla.

Además, las manchas presentan la característica de tener campos magnéticos que siguen regularidades muy precisas. Por ejemplo, si se forman un par de manchas en el hemisferio norte del Sol, la que va delante, en el sentido de rotación del Sol, suele tener una polaridad opuesta a la que va detrás. En el otro hemisferio, los campos magnéticos están invertidos respecto a los anteriores.

Cuando acaba un ciclo y comienza otro, las polaridades de ambos hemisferios se invierten. Un ciclo solar completo que comprenda también esta inversión de polaridades magnéticas dura 22 años.

Las manchas solares tienden a aparecer simultáneamente en los dos hemisferios a latitudes simétricas respecto al ecuador. Estas regiones de formación de manchas se desplazan de unos 45° hasta unos 5° en el curso de un ciclo solar.

La actividad del Sol

Hay constancia histórica de periodos intermitentes, pero de larga duración, en los cuales la actividad del ciclo solar parece desaparecer. En tales periodos, el Sol permanece en un estado mínimo sin rastros de manchas. El periodo más reciente en el cual se ha dado esta situación se llama Mínimo de Maunder: comenzó en torno a 1630 y duró unos 75 años.

Se habla en general de «Sol en reposo» cuando muestra escasez de manchas y otras manifestaciones. En cambio, se habla de «Sol activo» cuando hay gran actividad, ya sea en forma de manchas y fáculas —regiones más brillantes que el resto de la fotosfera— que se presenta cerca de los bordes del Sol, ya sea en forma de protuberancias solares. Estas fases de máxima actividad solar también se advierten en la Tierra, pues perturban las transmisiones de radio y producen a menudo las fascinantes auroras boreales.

El número de Wolf

Wolf y Wolfer, dos astrónomos suizos del siglo XIX, idearon un sistema para expresar la intensidad de la actividad solar a través del número de manchas observables independientemente del observador y del instrumento utilizado.

El número que expresa esta medida, llamado número de Wolf e indicado por la letra \(R\), se calcula a través de la fórmula siguiente:

\[R=k(10g+s)\]
  • \(g\): número de grupos de manchas
  • \(s\): número total de manchas contenidas en los grupos
  • \(k\): coeficiente que varía con el instrumento

Para Wolf, que disponía de un anteojo de 75 mm, k era igual a 1. Por ejemplo, el máximo del ciclo solar de 1816 correspondía a un número de Wolf igual a 48,7, mientras que el máximo de 1957 correspondía a un valor de 210,3.

Cómo observar las manchas solares

La observación de las manchas solares está al alcance de cualquier instrumento de aficionado. En algunos casos, sobretodo durante la puesta de Sol, son incluso visibles a simple vista. Pero es importante señalar que jamás se debe mirar directamente al Sol, ni con un telescopio sin protección. Es importante protegerse los ojos de la intensa luminosidad del Sol, ya que puede causar graves daños a la vista.

Si se usa un telescopio, se pueden usar filtros. Existen dos tipos: los filtros Mylar, que son más seguros porque tapan todo el objetivo del telescopio, con lo que la luz que entra ya está atenuada, y los filtros de ocular, que son menos seguros porque a menudo son dañados por el calor.

Otra técnica de observación de las manchas es la técnica de proyección por ocular, en la cual la imagen del disco solar suministrada por un telescopio se proyecta en una pantalla blanca, en vez de mirarse directamente a través del ocular.

Telescopio proyectando el Sol en una cartulina
Técnica de proyección por ocular a través de un telescopio en una cartulina. Crédito de imagen: Steve Ringwood.

También hay que tener precaución al usar este método, porque al estar usando un telescopio sin filtro, la imagen proyectada podría apuntar a los ojos de cualquiera que pudiese interponerse en el camino y causar quemaduras irreversibles.

La clasificación de las manchas solares

Existen varios esquemas para clasificar manchas y grupos según sus estadios de desarrollo y su evolución. Primero se desarrolló la clasificación de Zurich, que se ha usado durante muchos años. Esta clasificación tiene el inconveniente de estar basada en la evolución, por lo que queda inservible cuando una mancha solar que está declinando puede renacer, pasando de una G a una D de nuevo.

Patrick McIntosh diseñó una revisión de la clasificación de Zurich. Esta clasificación consiste en un esquema de tres letras. La primera hace referencia a la clasificación de Zurich pero sin la G y la J (la G se incluye en el grupo E o F y la J en el grupo H). La segunda se refiere al tamaño de las penumbra y manchas (6 tipos). La tercera hace referencia a la distribución de las manchas dentro del grupo (4 tipos). La combinación de los 3 datos permiten definir 60 tipos distintos de manchas solares.

Referencias bibliográficas

  1. Alan Friedman: https://alanfriedman.tumblr.com/
  2. NAOJ: http://hinode.nao.ac.jp/en/gallery/