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Manchas Solares

El Sol es mucho más y, además de ser la fuente de energía gracias a la cual existe la vida en la Tierra, es una estrella. Una estrella igual que las que vemos por las noches y que, como esas estrellas, tiene una gran actividad que también suele pasar desapercibida.

Parte de esa actividad se debe a las manchas solares. Quizá uno de los fenómenos más llamativos e interesantes para los físicos solares, astrónomos aficionados y todo aquel que haya tenido la oportunidad de ver el Sol, proyectado en una pantalla blanca o una pared, a través de un telescopio.

Las manchas solares son zonas más frías de la superficie el Sol. Mientras que la superficie del Sol está a una temperatura de aproximadamente 5778 K (5504,85 oC), las manchas solares están a una temperatura de entre 1500 K a 2000 K (1226,85 oC a 1726,85 oC).

El Sol, al igual que todas las estrellas, está formado está por gases. Esto hace que se comporte como un fluido. Cuando un fluido rota, las diferentes partes de ese fluido rotan a diferentes velocidades. Por ejemplo, en el ecuador, y las regiones cercanas, la velocidad es mayor que en los polos.

Al mismo tiempo, el Sol no es una estructura homogénea, es decir, está formado por diferentes capas, desde el núcleo dónde se genera la energía, hasta las capas más externas como la fotosfera, que es la capa que vemos cuando miramos al Sol, o incluso más allá de la fotosfera, donde se encuentran otras capas como son la cromosfera, que solo la podemos ver con filtros especiales o en eclipses de Sol, y la corona que todavía sigue siendo un misterio ya que no sabemos por qué la temperatura es tan alta en ella.

Por debajo de la fotosfera, el transporte de la energía y la radiación, que se genera en el núcleo a través de reacciones de fusión nuclear, se realiza de dos maneras. En la zona más cercana al núcleo se encuentra una zona radiativa, en la que la energía se transporta por radiación, es decir, los fotones generados en las reacciones nucleares son absorbidos y reemitidos muchas veces, durante años, hasta que llegan a la siguiente capa. En la zona más cercana a la fotosfera, el transporte se realiza por convección en una zona llamada zona convectiva. En la zona convectiva, el transporte es turbulento e inhomogéneo.

Estructura del Sol (Fuente. Wikipedia)

La convección se produce porque cuando un fluido se calienta, sus moléculas se aceleran y su temperatura aumenta. Esto hace que la densidad disminuya y “pesen” menos por lo que ascienden. Al ascender, se enfría y las moléculas se desaceleran por lo que descienden.

La convección hace que las líneas de campo magnético, se orienten a través de los meridianos del Sol, es decir, generan un campo magnético poloidal que se orienta de norte a sur. Sin embargo, la rotación diferencial hace que, en las zonas más cercanas al ecuador del Sol, el campo magnético se deforme hasta que adquiere una forma toroidal o, en un lenguaje menos topológico, una forma de rosquilla. Es decir, la rotación diferencial hace que el campo magnético se oriente en la dirección de los paralelos del Sol, de este a oeste.

Las fuerzas de Coriolis hacen que, cuando una gran masa se mueve en una dirección norte-sur en el seno de un cuerpo que está girando, debido a la rotación del cuerpo, esta se desvia hacia el oeste o este.

El campo magnético toroidal que teníamos, debido a las fuerzas de Coriolis, intenta volver a recuperar su forma poloidal, es decir se retuerce hasta conseguir esa forma. Esta forma poloidal del campo magnético dará lugar a las manchas solares

a) Campo magnético poloidal. b) Campo magnético poloidal que se vuelve toroidal debido a la rotación diferencial. c) Campo magnético toroidal que se vuelve poloidal en los extremos debido a la fuerza de Coriolis (Fuente. El Sol y la Tierra, una relación tormentosa)

En el Sol, el campo magnético tiende a concentrarse en tubos magnéticos. Estos tubos magnéticos son trasladados a la fotosfera, recuerda que es la capa del Sol que podemos ver, por la convección, ya convertidos de nuevo en campos poloidales, como vemos en la imagen anterior (están orientados en la dirección norte-sur) debido a la rotación diferencial, convección y fuerza de Coriolis que hemos visto. La convección, que tenía el efecto de enviar lo caliente hacia arriba y lo frío hacia abajo, empuja el campo magnético hacia fuera ya que, por muy campo magnético que sea, el gas cargado eléctricamente que lo genera está ahí y tira de él, es decir, sufre un efecto de flotabilidad ya que la presión en parte inferior es mayor que en la superior.

Cuando este empuje hace que el tubo surja por encima de la fotosfera, la convección queda inhibida, hay nada que transportar, la convección transporta energía. Se llega a un punto donde no hay nada que transportar más arriba de la fotosfera, es decir, no hay energía, ni luz, ni calor, ni nada que transportar. En ese momento el gas que se estaba transportando hasta la fotosfera y que no puede pasar de ahí, porque no se puede transportar más allá, se enfría y adquiere un color más oscuro que el gas que le rodea y surge una mancha solar.

El descubrimiento del ciclo de las manchas solares lo hizo un astrónomo aficionado, Heinrich Schwabeen en 1843 [1].

Manchas solares [2].

[1] https://acelerandolaciencia.wordpress.com/2017/08/15/el-sol-su-campo-magnetico-y-las-manchas-solares

[2] https://slideplayer.es/slide/3586983/

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