LAS MANCHAS SOLARES

Típicamente una mancha solar consta de una región central oscura denominada sombra o umbra, rodeada por una zona más clara o penumbra consistente en filamentos claros y oscuros que parten de forma aproximadamente radial de la sombra. En promedio el diámetro de la penumbra suele ser unas dos veces y media mayor que el de la sombra, pero en grupos muy desarrollados puede llegar a representar hasta el 80% del total de la extensión de la mancha. Si la mancha es de reducidas dimensiones no posee penumbra y en tal caso se denomina poro.

Aspecto de una mancha solar. Sobre el fondo de la granulación fotosférica aparecen los filamentos de la penumbra y en su interior la sombra. También son visibles algunos poros. Fotografía de J.M. Gómez. telescopio de 15 cm,   Observatorio del Teide.

El que las manchas parezcan negras es solamente un efecto de contraste; si se pudiera aislar su luz, una mancha de dimensiones moderadas como por ejemplo el diámetro de la Tierra, pese a la distancia que se encuentra el Sol de nosotros, nos alumbraría con una intensidad 50 veces superior a la de la Luna llena. La diferencia de intensidad de las manchas se debe a que su temperatura es unos 2.000 grados inferior a la de la fotosfera circundante. Se originan como resultado de la manifestación de fuertes campos magnéticos verticales que afloran al nivel de la fotosfera con una intensidad entre 1.000 y 4.000 Gauss, es decir, hasta 10.000 veces mayores que el campo magnético en la superficie de la Tierra.

El tamaño de las manchas es muy variado, desde poco más de un millar de kilómetros (poro aislado) hasta más de 100.000 kilómetros en los grupos bien desarrollados. Las manchas suelen aparecer en grupos; típicamente un grupo consiste en dos manchas de polaridad magnética opuesta, extendidas en el sentido de los paralelos, con múltiples manchitas y poros en la parte intermedia. Siguiendo la clasificación de Zürich, una mancha bien desarrollada pasa por todos los tipos: A, B, C, D, E, F, G, H, J, para terminar finalmente en el A, aunque esto sucede únicamente en contadas ocasiones. En realidad el tipo F es escaso y normalmente las manchas evolucionan pasando del tipo E al G. Es más, un alto porcentaje sólo llega a desarrollarse hasta el tipo D y la mayoría se quedan en los estados A, B y C. Por otra parte, la duración de una mancha puede ser de unas pocas horas para un poro, a varios meses para los grupos más evolucionados. El nacimiento y posterior desarrollo puede ser muy rápido, pasando de los tipos A, B, C, D, E hasta llegar al F en una semana o a lo sumo unos 10 días, en tanto que el declive (paso por los tipos G, H y J) puede ser considerablemente más largo. Así no es raro ver persistir una mancha del tipo H o J durante un par de rotaciones solares.

CLASIFICACION DE ZÜRICH DE LOS GRUPOS DE MANCHAS

Se basa en si el grupo tiene una distribución monopolar o bipolar, en la existencia o no de penumbra y en este último caso si se halla presente en uno o en ambos extremos, así como a la extensión del grupo en grados de longitud heliográfica.

Como sea que en ocasiones las diferencias de un tipo a otro (D y E, E y F, F y G, H y J) únicamente pueden establecerse por la extensión en longitud del grupo, es recomendable utilizar una plantilla que muestre los meridianos y paralelos del Sol y por proyección determinar el tamaño de los grupos que puedan resultar conflictivos. De este modo se evitarán también errores subjetivos de clasificación como, por ejemplo, el muy extendido de anotar como de tipo F a las manchas E "compactas". Es imprescindible un buen conocimiento de la clasificación de Zürich antes de iniciarse en otras clasificaciones, como la de McIntosh.

Clasificación de Zürich o de Waldmaier de las manchas solares. Se muestran cuatro ejemplos de cada tipo.

Este enlace muestra el aspecto diario del Sol en luz integral. Puede utilizarse para identificar los grupos y tipos de manchas solares.

 Grup d'Estudis Astronòmics