MANCHAS SOLARES II parte

Por Miguel Guerrero

Analizando sus observaciones sistemáticas del número de grupos de manchas o de los días en que el Sol aparecía sin ellas, realizadas durante el período 1826-1843, Heinrich G. Schwabe, un astrónomo aficionado de Dassau, descubrió el ciclo de actividad de las manchas. Schwabe estableció un período de 10 años mientras que el valor medio considerado actualmente es de 11,4 años.

La frecuencia e importancia de este ciclo varía como hemos dicho con un período de unos 11 años, pasando de valores mínimos a valores máximos, y posteriormente a nuevos valores mínimos. Como los ciclos de las distintas manifestaciones de actividad, son bastante similares, a menudo, en vez de hablar de ciclos de actividad de las fáulas, de las manchas, de las protuberancias, etc., se habla simplemente de "ciclo de actividad solar", por tanto se considera al ciclo de actividad de las manchas como un indicador concluyente del ciclo de actividad solar.

Por convención la época de inicio de un ciclo corresponde a su primera fase de mínimo. Siempre por convención los ciclos se numeran atribuyendo al número 1 al que tuvo inicio en 1755. Actualmente estamos cerca del máximo del ciclo 23.

Una particularidad notable de las manchas solares es su asociación por parejas. Este emparejamiento acusado no sólo por su vecindad inmediata, sino, además por la presencia en cada caso de un campo magnético local, cuyas polaridades opuestas se denuncian en los respectivos núcleos, pero con orientación invertida en el hemisferio contrario. Esta característica periódica de los grupos de manchas se conoce como ley de Hale que como hemos dicho se relaciona con el comportamiento de los campos magnéticos de las regiones activas. Esta ley describe el hecho de que en los ciclos impares de actividad (según la convección que ya hemos hablado, que atribuye el número 1 al ciclo iniciado en 1755) la parte anterior o "p" (según el sentido de la rotación solar y por tanto de dirección oeste para un observador vuelto hacia el Sol) de los grupos de manchas presenta polaridad magnética positiva en el hemisferio norte y negativa en el hemisferio sur. En cambio, la parte siguiente o 'f' tiene polaridad magnética negativa en el hemisferio norte y positiva en el sur.

La ley de Hale permite por tanto verificar con un alto grado de precisión si grupos de manchas a altas latitudes durante la fase de mínimo del ciclo de actividad pertenecen o no al nuevo ciclo, es decir, si son, por decirlo así, la retaguardia del viejo ciclo o la vanguardia del nuevo.

No toda la superficie fotosférica manifiesta la misma aptitud para la producción de manchas. Existe una marcada tendencia en no manifestarse en los casquetes polares ni en un estrecho cinturón ecuatorial. En cambio, son zonas preferentes de dos amplias rebanadas -una por hemisferio- que abarcan toda la superficie comprendida entre los 10 y los 40 grados de latitud. Dentro de esas zonas y al comienzo de cada ciclo, las primeras manchas suelen hacer su aparición en latitudes cada vez más bajas. De modo que al inicio de cada ciclo, o temporada de actividad, pueden verse manchas cerca del ecuador a latitudes de 10° al N y al S, correspondientes al ciclo anterior, y otras hacia los 40°, del ciclo nuevo.

La polaridad magnética sobre la superficie solar

La evolución típica de un grupo de manchas comienza con la aparición en una región activa, donde los campos magnéticos son más compactos y tienen una intensidad que puede llegar a ser miles de veces la del campo magnético terrestre, de uno o más poros. Estos poros constituyen la primera fase de la evolución de una mancha. La mayoría de las manchas no superan esta fase, y desaparecen al cabo de un día. Pero algunos poros siguen evolucionando: sus dimensiones aumentan, y se va desarrollando alrededor de una zona oscura (la sombra) una zona más clara (la penumbra). La presencia de la penumbra distingue, por definición, a las manchas de los poros. Posteriormente se forman una o varias manchas que se expanden rápidamente. Algunos días después empieza a desarrollarse un poco más hacia el este, en la región activa, una o varias manchas pequeñas que como ya hemos visto van indicadas con el símbolo "f' (del inglés following = siguiente), para distinguirlas de las de símbolo `p (también del inglés preceeding = precedente), aparecidas anteriormente. En los primeros días de vida del grupo las manchas p y f tienden a alejarse las unas de las otras en sentido longitudinal. El grupo sigue aumentando, y las manchas p y f siguen distanciándose hasta que, al décimo día, las manchas alcanzan su superficie máxima y el grupo su máxima extensión. Mientras tanto, entre las manchas p y las manchas f pueden aparecer otras manchas. La disgregación del grupo es más lenta. En efecto, cada mancha tiene una velocidad de expansión distinta, pudiendo llegar a ser de cien millonésimas de hemisferio al día, mientras que la velocidad de desintegración suele ser de unas seis millonésimas al día. Durante la lenta desintegración del grupo, las manchas p y f tienden a aproximarse. Las manchas f suelen desaparecer antes que las p, que forman una única mancha redonda, la cual va empequeñeciendo lentamente hasta desaparecer al cabo de dos o tres meses. Durante todo el período en que es visible, la mancha aumenta de tamaño, aparecen tras ella otras manchas más pequeñas, y a veces aparece entre ellas un filamento. Después, el centro activo alcanza su superficie máxima y permanece en esta etapa durante algunos días, para decrecer seguidamente y al final desaparecer. Esta evolución no es frecuente que exceda de tres o cuatro meses, ni inferior a ocho o diez días.

Cerca de los bordes del Sol, las manchas aparecen como cavidades en la fotosfera, constituyendo el efecto Wilson. El conjunto adopta cierta forma de embudo o depresión, en el que la sombra ocupa la región profunda. Por otra parte, se observa un transporte de materia por convección desde el centro de la mancha hacia la fotosfera, como si aquélla se vaciara en la fotosfera: el efecto Evershed (el mismo fenómeno se produce en sentido contrario en la cromosfera). Estos dos efectos se deben probablemente a la existencia de un campo magnético que tiende a retardar la convección y, por consiguiente, a enfriar la zona fotosférica interesada.

El diámetro de una mancha suele oscilar entre 7.000 y 50.000 km. Por tanto suele ser superior al terrestre. La superficie de la sombra suele ser algo menos del 20 % de la superficie total de la mancha.

Alrededor de la penumbra suelen aparecer extensas superficies más brillantes que la fotosfera, con amplias ramificaciones, que se denominan fáculas. Parece que se trata de nubes de gases a temperaturas superiores a las de la fotosfera y que están a cierta altura sobre ella. En ocasiones se ven aisladas, lo que muestra que no están necesariamente asociadas a las manchas. Las fáculas se pueden ver en regiones cercanas al borde ya que es allí donde se puede observar las capas superiores de la atmósfera solar. Contrariamente a lo que ocurre con las manchas, las fáculas pueden aparecer a latitudes altas. Pero las fáculas polares son muy pequeñas (su diámetro suele ser de unos tres segundos de arco) y duran poco (unos 15 minutos).

Fijando la atención en una mancha cualquiera y siguiéndola día a día, pronto se nota un cambio sensible en su posición diaria, que paulatinamente la desplaza hacia el Oeste hasta llegar al borde occidental del disco solar por donde desaparece, ocultándose a nuestras miradas. Si la vida de la mancha se prolonga lo suficiente, veremos su reaparición, al cabo de unos catorce días, por el limbo opuesto al que se ocultó, y proseguir su ruta en la misma forma ya observada. Por ser comunes tales desplazamientos a todos los accidentes observables en la superficie fotosférica, se supone lógicamente que el sol gira sobre sí mismo. Para determinar el tiempo empleado en una rotación completa, lo primero que se nos ocurre es contar el tiempo requerido por cualquiera de las manchas en ocupar dos veces sucesivas la misma posición respecto a un observador terrestre. Tenemos así el periodo de tiempo correspondiente a una revolución sinódica, que es de 27,25 días en la zona ecuatorial. No es éste, sin embargo, el verdadero tiempo de rotación del globo solar, puesto que si desde la Tierra se observa determinada mancha en un punto, como durante la rotación del Sol y hasta que ese punto vuelva a la misma posición inicial, la Tierra se ha trasladado en su órbita, lo que en realidad hemos medido es una revolución completa del Sol más el arco correspondiente al cambio de posición de la Tierra. Es preciso, pues, descontar el tiempo invertido por la Tierra en pasar de un punto a otro punto, para hacer el cómputo correcto de la rotación del Sol sobre su eje. Así deducimos el período verdadero (o sidéreo), que es ligeramente inferior al sinódico: 25,38 días.

Pero las cosas suelen complicarse tanto más cuanto más se ahondan en ellas. Por razón de su temperatura, el Sol no puede ser sólido ni líquido. A unos 6.000° todos los cuerpos conocidos, aun las sustancias más refractarias, como el carbono y el platino, no sólo se funden, sino que se vaporizan inmediatamente. Así pues, si en vez de limitamos a determinar la rotación solar en un punto de su ecuador, se repiten las observaciones para diferentes latitudes, hallaremos con Carrington que la velocidad de rotación decrece a medida que se consideran zonas de latitudes más altas. Tanto es así que en latitudes superiores a aquellas en que aparecen las manchas, el desplazamiento de las rayas espectrales debido al efecto Doppler muestra que aquel desplazamiento se efectúa a menor velocidad aún, de modo que los períodos de rotación del Sol según las latitudes es como sigue:

La enseñanza inmediata de esas variaciones es que el Sol no gira en bloque, como lo haría un sólido indeformable, sino como un cuerpo fluido, cuyas capas integrantes pueden deslizarse resbalando unas sobre otras, lo que corrobora el concepto aludido con anterioridad acerca de su estado fisico, por razón de la temperatura superficial.

ACTIVIDAD SOLAR EN JUNIO
El mes de junio se ha caracterizado por el fuerte aumento de la actividad solar sobre todo en los últimos días del mes. Se puede apreciar la evolución de un con
junto de grupos de manchas que se desarrolla desde el día 24 hasta el 29 que han sido los de mayor actividad. Esperemos que se mantenga esta progresión de la actividad hasta el día 11 de agosto y así poder disfrutar, los que nos quedamos aquí, de un bonito eclipse parcial.