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MANCHAS SOLARES

MANCHAS SOLARES

¿QUÉ ES?

Una mancha solar es una región del Sol que tiene 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.

HISTORIA DE LAS MANCHAS SOLARES

A lo mejor no sepas que desde hace mucho tiempo, los humanos han observado las manchas solares. De hecho, estos registros datan de hace tanto tiempo que podemos conectar el número de manchas solares con la actividad solar. Algunas veces se pueden ver grandes manchas solares a simple vista, especialmente cuando el Sol es visto a través de la niebla o cerca del horizonte durante un amanecer o atardecer. (ADVERTENCIA: ¡Nunca veas directamente hacia el Sol!. ¡Hasta un pequeño vistazo puede dañar tus ojos!). El primer registro escrito de las manchas solares fue hecho por astrónomos chinos alrededor de 800 AdC. Los astrólogos de la corte en la antigüa China y Korea, que creían que las manchas solares eran presagios de eventos importantes, mantuvieron registros esporádicos durante cientos de años de las manchas solares. En diciembre de 1128, un monje Inglés llamado John de Worchester, realizó el primer dibujo de manchas solares. Poco después de la invención del telescopio varios astrónomos los utilizaron para realizar observaciones de las manchas solares. Esto sucedió alrededor de 1600. Los astrónomos de esa era no estaban muy seguros de qué eran las manchas solares. Algunos pensaban que eran siluetas de planetas aún no descubiertos cruzando frente al Sol, otros creían que eran nubes oscuras en la atmósfera del Sol. El movimiento de las manchas solares a través de la faz del Sol permitió que los astrónomos realizaran, a principios de 1600, los primeros estimados del período de rotación del Sol (aproximadamente 27 días).

EVOLUCION DE LAS MANCHAS SOLARES

Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas.Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotosfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20 % de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75 % de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de sólo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al Ecuador.Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera.

CLASIFICACION DE LAS MANCHAS SOLARES

El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zurich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos sólo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.

BIBLIOGRAFIAS

http://es.wikipedia.org/wiki/Mancha_solar http://es.wikipedia.org/wiki/Mancha_solar#La_evoluci.C3.B3n_de_una_mancha_solar http://www.windows2universe.org/sun/activity/sunspot_history.html&lang=sp