Mancha Solar

Una mancha solar es una región del Sol con una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12 000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120 000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximados 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva, la umbra emite aproximadamente un 32% de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71% de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el Ecuador el periodo es de 25 días, a 40º de latitud es de 28 días y en los polos es aún mayor. A esto se conoce como rotación diferencial.

En las manchas hay un campo magnético con una intensidad de 0,3 T. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible del tubo de flujo magnético que se forma debajo de la fotosfera. En ellos la presión y densidad son menores y por esto se elevan y enfrían. Cuando el tubo de fuerza rompe la superficie de la fotosfera aparece la fácula que es una región un 10% más brillante que el resto. Por convección hay un flujo de energía desde el interior del sol. El tubo magnético se enrosca por la rotación diferencial. Si la tensión en el flujo del tubo alcanza cierto límite, el tubo magnético se riza como lo haría una venda de caucho. La transmisión del flujo de energía desde el interior del sol se inhibe, y con él la temperatura de la superficie. A continuación aparecen en la superficie dos manchas con polaridad magnética opuesta en los puntos en las que el tubo de fuerza corta a la fotosfera.