Manchas solares
Las manchas solares son áreas oscuras en el Sol , cuya temperatura se reduce en unos 1500 K en comparación con las áreas circundantes de la fotosfera . Se observan en el disco solar (con la ayuda de instrumentos ópticos y, en el caso de manchas grandes, a simple vista) en forma de manchas oscuras. Las manchas solares son áreas donde campos magnéticos fuertes (de hasta varios miles de gauss ) ingresan a la fotosfera . El oscurecimiento de la fotosfera en puntos se debe a la supresión de los movimientos convectivos de la materia por el campo magnético y, como consecuencia, a una disminución en el flujo de transferencia de energía térmica en estas áreas.
El número de manchas solares (y el número de Wolf asociado a él ) es uno de los principales indicadores de la actividad magnética solar .
En estrellas más frías ( clase K y más frías), se observan manchas de un área mucho mayor que en el Sol [3] .
Historia del estudio
Los primeros informes de manchas solares se remontan al año 800 a. mi. en china _
Las manchas se dibujaron por primera vez en 1128 en la crónica de Juan de Worcester [4] .
La primera mención conocida de las manchas solares en la literatura rusa antigua se encuentra en la Crónica de Nikon , en registros que datan de la segunda mitad del siglo XIV [5] :
había una señal en el cielo, el sol era como sangre, y según ella los lugares son negros
- (1365)
ser una señal al sol, los lugares son negros al sol, como clavos, y la oscuridad era grande
- (1371)A partir de 1610 comienza la era de la investigación instrumental del Sol. La invención del telescopio y su variedad especial para observar el Sol, el helioscopio , permitió a Galileo , Thomas Harriot , Christoph Scheiner y otros científicos considerar las manchas solares. Galileo, aparentemente, fue el primero entre los investigadores en comprender que las manchas son parte de la estructura solar, en contraste con Scheiner, quien las consideraba como planetas que pasaban frente al Sol. Esta suposición permitió a Galileo descubrir la rotación del Sol y calcular su período. Más de una década de controversia entre Galileo y Scheiner se dedicó a la prioridad del descubrimiento de las manchas y su naturaleza, sin embargo, lo más probable es que tanto la primera observación como la primera publicación no pertenezcan a ninguno de ellos [6] .
Los primeros estudios se centraron en la naturaleza de las manchas y su comportamiento [4] . A pesar de que la naturaleza física de las manchas no estuvo clara hasta el siglo XX , las observaciones continuaron. En el siglo XIX ya había una serie de observaciones de manchas solares lo suficientemente larga como para notar variaciones periódicas en la actividad del Sol. En 1845, D. Henry y S. Alexander de la Universidad de Princeton realizaron observaciones del Sol utilizando un termómetro especial ( en : termopila ) y determinaron que la intensidad de la emisión de manchas, en comparación con las regiones circundantes del Sol, se redujo. [7 ] .
Emergencia
Los puntos surgen como resultado de perturbaciones en secciones individuales del campo magnético del Sol. Al comienzo de este proceso, los tubos del campo magnético “se abren paso” a través de la fotosfera hacia la región de la corona, y el fuerte campo suprime el movimiento convectivo del plasma en los gránulos , evitando la transferencia de energía desde las regiones internas hacia el exterior en estos. lugares. Primero, aparece una antorcha en este lugar , un poco más tarde y hacia el oeste, un pequeño punto, llamado tiempo , de varios miles de kilómetros de tamaño. En unas pocas horas, el valor de la inducción magnética crece (en valores iniciales de 0,1 Tesla ), aumenta el tamaño y el número de poros. Se fusionan entre sí y forman uno o más puntos. Durante el período de mayor actividad de las manchas, la magnitud de la inducción magnética puede llegar a 0,4 Tesla.
La vida útil de las manchas alcanza varios meses, es decir, se pueden observar grupos individuales de manchas durante varias revoluciones del Sol. Fue este hecho (el movimiento de las manchas observadas a lo largo del disco solar) el que sirvió de base para probar la rotación del Sol y permitió realizar las primeras mediciones del período de revolución del Sol alrededor de su eje.
Las manchas suelen formarse en grupos, pero a veces hay una sola mancha que vive solo unos días, o un grupo bipolar: dos manchas de diferente polaridad magnética, conectadas por líneas de campo magnético. El punto occidental en un grupo bipolar de este tipo se denomina "principal", "cabeza" o "punto P" (del inglés anterior ), el oriental se denomina "esclavo", "cola" o "punto F" (del inglés Inglés siguiente ).
Solo la mitad de las manchas viven más de dos días y solo una décima parte, más de 11 días.
Al comienzo del ciclo de 11 años de actividad solar, aparecen manchas en el Sol en latitudes heliográficas altas (del orden de ±25–30°) y, a medida que avanza el ciclo, las manchas migran hacia el ecuador solar, alcanzando latitudes de ±5–10° al final del ciclo. Este patrón se llama " Ley de Spörer ".
Los grupos de manchas solares están orientados aproximadamente paralelos al ecuador solar, sin embargo, existe cierta inclinación del eje del grupo con respecto al ecuador, que tiende a aumentar para los grupos ubicados más lejos del ecuador (la llamada " ley de Joy ").
Propiedades
La temperatura media de la fotosfera solar es de unos 6000 K (la temperatura efectiva es de 5770 K, la temperatura de radiación es de 6050 K). La región central, más oscura, de las manchas tiene una temperatura de solo unos 4000 K, las regiones exteriores de las manchas, que bordean la fotosfera normal, tienen entre 5000 y 5500 K. A pesar de que la temperatura de las manchas es más baja, su sustancia sigue emitiendo luz, aunque en menor grado que el resto de la fotosfera. Es precisamente por esta diferencia de temperatura que cuando se observa, se tiene la sensación de que las manchas son oscuras, casi negras, aunque en realidad también brillan, pero su brillo se pierde contra el fondo de un disco solar más brillante.
La parte central oscura de la mancha se llama sombra . Por lo general, su diámetro es de aproximadamente 0,4 del diámetro de la mancha. A la sombra , la intensidad del campo magnético y la temperatura son bastante uniformes, y la intensidad del resplandor en luz visible es del 5 al 15% de la magnitud fotosférica. La sombra está rodeada de penumbra , que consta de fibras radiales claras y oscuras con una intensidad de brillo del 60 al 95% de la fotosférica. [ocho]
La fotosfera del Sol en el área donde se encuentra el punto se encuentra aproximadamente 500-700 km más profundo que el límite superior de la fotosfera circundante . Este fenómeno se denomina " depresión wilsoniana ".
Las manchas solares son las áreas de mayor actividad en el Sol. Si hay muchos puntos, existe una alta probabilidad de que las líneas magnéticas se vuelvan a conectar : las líneas que pasan dentro de un grupo de puntos se recombinan con líneas de otro grupo de puntos que tienen la polaridad opuesta. El resultado visible de este proceso es una llamarada solar . Un estallido de radiación, al llegar a la Tierra, provoca fuertes perturbaciones en su campo magnético, interrumpe el funcionamiento de los satélites e incluso afecta a objetos ubicados en el planeta. Debido a las violaciones del campo magnético de la Tierra, aumenta la probabilidad de aurora boreal en latitudes geográficas bajas. La ionosfera de la Tierra también está sujeta a fluctuaciones en la actividad solar, lo que se manifiesta en un cambio en la propagación de ondas de radio cortas.
Clasificación
Las manchas se clasifican según la vida útil, el tamaño y la ubicación.
Etapas de desarrollo
La mejora local del campo magnético, como se mencionó anteriormente, ralentiza el movimiento del plasma en las células de convección, ralentizando así la transferencia de calor a la fotosfera solar. El enfriamiento de los gránulos afectados por este proceso (alrededor de 1000 °C) conduce a su oscurecimiento y a la formación de una sola mancha. Algunos de ellos desaparecen después de unos días. Otros se desarrollan en grupos bipolares de dos puntos con líneas magnéticas de polaridad opuesta. A partir de ellos se pueden formar grupos de muchas manchas que, en caso de un mayor aumento de la zona de penumbra , se unen hasta cientos de manchas, alcanzando un tamaño de cientos de miles de kilómetros. Después de eso, hay una disminución lenta (durante varias semanas o meses) en la actividad de las manchas y su tamaño se reduce a pequeños puntos dobles o simples.
Los grupos de manchas solares más grandes siempre tienen un grupo asociado en el otro hemisferio (norte o sur). Las líneas magnéticas en tales casos salen de puntos en un hemisferio y entran en puntos en el otro.
Tamaños de grupos de puntos
El tamaño de un grupo de puntos suele caracterizarse por su extensión geométrica, así como por el número de puntos incluidos en él y su superficie total.
En un grupo, puede haber de uno a cien y medio o más lugares. Las áreas de grupo, que se miden convenientemente en millonésimas del área del hemisferio solar (m.s.p.), varían desde varios m.s.p. hasta varios miles de m.s.p.
El área máxima para todo el período de observaciones continuas de grupos de manchas solares (desde 1874 hasta 2012) tuvo el grupo No. 1488603 (según el catálogo de Greenwich), que apareció en el disco solar el 30 de marzo de 1947, en el máximo del 18 Ciclo de 11 años de actividad solar . Para el 8 de abril, su superficie total alcanzó los 6132 m.s.n.m. (1.87 10 10 km², que es más de 36 veces el área del globo ). [9] En su fase de máximo desarrollo, este grupo constaba de más de 170 manchas solares individuales. [diez]
Ciclicidad
El ciclo solar está relacionado con la frecuencia de las manchas solares, su actividad y su vida útil. Un ciclo cubre aproximadamente 11 años. Durante los períodos de actividad mínima de manchas solares, hay muy pocas manchas solares o ninguna, mientras que durante los períodos de máxima actividad puede haber varios cientos de ellas. Al final de cada ciclo, la polaridad del campo magnético solar se invierte, por lo que es más correcto hablar de un ciclo solar de 22 años.
Tiempo de ciclo
Aunque el ciclo de actividad solar promedio dura alrededor de 11 años, existen ciclos de 9 a 14 años de duración. Los promedios también cambian a lo largo de los siglos. Así, en el siglo XX, la duración media del ciclo era de 10,2 años.
La forma del ciclo no es constante. El astrónomo suizo Max Waldmeier argumentó que la transición de mínima a máxima actividad solar ocurre más rápido cuanto mayor es el número máximo de manchas solares registradas en este ciclo (la llamada " regla de Waldmeier ").
Inicio y fin de ciclo
En el pasado, el inicio del ciclo se consideraba el momento en que la actividad solar estaba en su punto mínimo. Gracias a los métodos de medición modernos, se ha hecho posible determinar el cambio de polaridad del campo magnético solar, por lo que ahora el momento del cambio de polaridad de las manchas se toma como el comienzo del ciclo.
La numeración de ciclos fue propuesta por R. Wolf . El primer ciclo, según esta numeración, se inició en 1749. En 2009, comenzó el ciclo solar 24.
| número de ciclo | Año y mes de inicio | Año y mes de máximo | Número máximo de puntos |
|---|---|---|---|
| Dieciocho | 1944-02 | 1947-05 | 201 |
| 19 | 1954-04 | 1957-10 | 254 |
| veinte | 1964-10 | 1968-03 | 125 |
| 21 | 1976-06 | 1979-01 | 167 |
| 22 | 1986-09 | 1989-02 | 165 |
| 23 | 1996-09 | 2000-03 | 139 |
| 24 | 2008-01 | 2012-12* | 87* |
- Datos de la última fila - Pronóstico
Hay un cambio periódico en el número máximo de manchas solares con un período característico de unos 100 años ("ciclo secular"). Los últimos mínimos de este ciclo fueron alrededor de 1800-1840 y 1890-1920. Hay una suposición sobre la existencia de ciclos de duración aún mayor.
Véase también
Notas
- ↑ Fuente . Consultado el 1 de junio de 2008. Archivado desde el original el 21 de octubre de 2008.
- ↑ Estado del Sol 13 de diciembre de 2006 . Consultado el 6 de julio de 2020. Archivado desde el original el 5 de marzo de 2021.
- ↑ Una mancha gigante en la estrella HD 12545 . Fecha de acceso: 13 de diciembre de 2008. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2009.
- ↑ 1 2 Grandes momentos en la historia de la física solar (inglés) (enlace inaccesible) . Grandes Momentos en la Historia de la Física Solar . ???. Consultado el 26 de febrero de 2010. Archivado desde el original el 11 de marzo de 2005.
- ↑ DO Svyatsky. Astronomía de la antigua Rusia Archivado el 12 de octubre de 2011 en Wayback Machine .
- ↑ Notes on Sunspots de Galileo Galilei (inglés) (enlace no disponible) . Las cartas del gran Galileo sobre las manchas solares . ???. Consultado el 26 de febrero de 2010. Archivado desde el original el 23 de noviembre de 2009.
- ↑ Henryk Arctowski. Sobre las erupciones solares y los cambios en la constante solar (ing.) . - 1940. - Vol. 26 , núm. 6 _ - Pág. 406-411 . -doi : 10.1073/ pnas.26.6.406 .
- ↑ Priest E. R. Magnetohidrodinámica solar. - M. : Mir, 1985. - S. 71-73.
- ↑ Observatorio Real, Greenwich - USAF/NOAA Sunspot Data . Consultado el 6 de julio de 2020. Archivado desde el original el 16 de julio de 2020.
- ↑ Base de datos interactiva sobre actividad solar en el sistema "Catálogo de actividad solar" de Pulkovo . Consultado el 15 de noviembre de 2012. Archivado desde el original el 8 de julio de 2011.
Literatura
- Obridko VN Manchas solares y complejos de actividad. — M .: Nauka , 1985. — 256 p.
- Sunspots / Livshits M. A. // Space Physics: Little Encyclopedia / Consejo editorial: R. A. Sunyaev (Jefe de edición) y otros - 2.ª ed. - M .: Enciclopedia soviética , 1986. - S. 634-636. — 783 pág. — 70.000 copias.
Enlaces
- Manchas solares hoy
- Base de datos conjunta de campos magnéticos de manchas solares: incluye imágenes de manchas solares de 1957-1997
- Imágenes de manchas solares de Locarno Monti - cubre el período 1981-2011
- Los científicos han creado un modelo informático de las manchas solares
- ¿Cómo se forman las manchas solares? (¿Cómo se forman las manchas solares?)
- Viaje bajo una mancha solar
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