Manchas solares en la fotosfera (SDO, NASA)
La palabra “fotosfera” significa “esfera de luz”, nombre muy apropiado pues se trata del punto a partir del cual los fotones son emitidos libremente debido a su baja densidad y por lo tanto supone la “piel” del Sol que emite “luz visible” que llega a nuestros ojos. Es la superficie visible del Sol (siempre, como hemos dicho, que se observe con los medios de protección adecuado y tiene unos 400 km de espesor.
El interés de la observación de la fotosfera radica en que ella podemos observar desde detalles finos como la granulación de la superficie o las fáculas (zonas más brillantes que el resto), hasta las mucho más visibles y llamativas Manchas Solares. Las manchas solares son áreas de la fotosfera que nos aparecen como más oscuras que el resto de la superficie solar debido únicamente a que están algo más frías (unos 4000 K) que ésta (5800 K), existiendo en muchas de ellas una zona de intersección, con temperatura y oscuridad intermedias, llamada penumbra.
A veces su tamaño puede ser superior incluso al de la Tierra. Se desplazan por la superficie solar debido al movimiento de rotación del Sol y van cambiando continuamente su fisonomía de forma parecida a la de los grandes eventos atmosféricos en nuestro planeta como borrascas, huracanes, etc, aunque su naturaleza es completamente distinta.
Umbra y penumbra en una mancha solar (JAXA)
La existencia de manchas solares se explica por el complicado mecanismo magnético del Sol. Al tratarse de una esfera de gas ionizado en rotación, el giro de sus cargas eléctricas genera un campo magnético de mucha más intensidad que el terrestre.
Pero la rotación del Sol es más rápida en el ecuador que en los polos, por lo que las líneas del campo magnético se retuercen, forman bucles, y originan lazos magnéticos en la superficie; esos lazos concentran en ciertos puntos las líneas de campo, dificultando el intercambio de calor en esos puntos, y originando un enfriamiento local que se traduce en la aparición de la mancha.
Los últimos ciclos solares: actualmente estamos en el no 25 (McIntosh / RB)
En cuanto a su contabilización, las manchas suelen ser agrupadas en las denominadas Regiones Activas, que engloban a varias manchas solares muy cercanas entre sí. Son estas regiones las que se numeran oficialmente y quedan registradas por dicho número, más que las manchas individuales, que no reciben ninguna designación especial. Para dicha contabilización se suele usar el llamado “Número de Wolf” (R), una sencilla ecuación que da mucho peso al número de grupos existentes de manchas (G), más que al número de manchas individuales (M): R = 10xG + M.
Este número se viene contabilizando por los astrónomos a diario desde hace casi tres siglos, tiempo suficiente para darnos cuentas de que ese número sufre oscilaciones cíclicas de una duración media de 11 años. Ese es el denominado ciclo solar, y está asociado al cambio de polaridad norte-sur del campo magnético del Sol. El interés de seguir la evolución del número de manchas solares radica en que está relacionado con una mayor o menor actividad solar. Ésta se traduce a su vez en la posibilidad de “tormentas magnéticas” que podrían llegar a afectar a nuestras comunicaciones e incluso a las redes eléctricas de nuestro planeta, constituyendo en estos casos un problema a tener en cuenta.
