Las manchas constituyen la manifestación más obvia del ciclo de actividad solar. Están formadas por una zona central muy oscura (la umbra) rodeada por un anillo más brillante (la penumbra). La penumbra es un conglomerado de pequeños filamentos que se extienden desde la umbra hasta el sol en calma. Los chinos ya conocían las manchas hace miles de años,pues algunas son tan grandes que pueden ser observadas a simple vista. Sin embargo, su estudio sistemático no comenzó hasta la invención del telescopio en 1610. Desde entonces hemos aprendido mucho sobre su naturaleza, origen, y evolución.
Sabemos, por ejemplo, que las manchas son regiones de la atmósfera solar donde existen campos magnéticos intensos. Los campos magnéticos impiden al plasma moverse libremente, reduciendo la eficacia del transporte de energía por convección. Ello hace que las manchas sean más frías que sus alrededores. Sobre el fondo brillante del Sol en calma las manchas aparecen oscuras, pero es sólo una impresión, ya que la temperatura en su interior alcanza valores de hasta 5000 grados centígrados.
También sabemos que las manchas son responsables de gran parte de los fenómenos violentos que ocurren en la cromosfera y la corona solar, las capas más externas de nuestra estrella. Las observaciones ultravioletas y de rayos X obtenidas por los satélites Yohkoh, SOHO y TRACE nos muestran bucles coronales cuyos pies están anclados en las manchas. Los bucles representan líneas de campo magnético, como si fueran limaduras de hierro esparcidas alrededor de un imán. Cuando estos bucles interaccionan entre sí se producen reconexiones de campo magnético que liberan grandes cantidades de energía en muy poco tiempo y dan lugar a fulguraciones en la cromosfera y expulsiones de masa coronal.
Las partículas energéticas lanzadas al espacio durante una expulsión de masa coronal pueden llegar a la Tierra, donde dificultan las comunicaciones por radio y amenazan la integridad de los satélites en órbita. Además, producen las famosas auroras boreales. Actualmente se están dedicando grandes esfuerzos en predecir las expulsiones de masa coronal por los efectos que tienen sobre la Tierra, pero para poder hacerlo con fiabilidad es necesario entender bien la estructura y procesos físicos que ocurren en los pies de los bucles, es decir, en las manchas. Todavía nos encontramos muy lejos de esta situación ideal: por el momento, ni siquiera hemos identificado los bloques básicos que forman las manchas solares.
*****Una compleja estructura*****
Sabemos, por ejemplo, que las manchas son regiones de la atmósfera solar donde existen campos magnéticos intensos. Los campos magnéticos impiden al plasma moverse libremente, reduciendo la eficacia del transporte de energía por convección. Ello hace que las manchas sean más frías que sus alrededores. Sobre el fondo brillante del Sol en calma las manchas aparecen oscuras, pero es sólo una impresión, ya que la temperatura en su interior alcanza valores de hasta 5000 grados centígrados.
También sabemos que las manchas son responsables de gran parte de los fenómenos violentos que ocurren en la cromosfera y la corona solar, las capas más externas de nuestra estrella. Las observaciones ultravioletas y de rayos X obtenidas por los satélites Yohkoh, SOHO y TRACE nos muestran bucles coronales cuyos pies están anclados en las manchas. Los bucles representan líneas de campo magnético, como si fueran limaduras de hierro esparcidas alrededor de un imán. Cuando estos bucles interaccionan entre sí se producen reconexiones de campo magnético que liberan grandes cantidades de energía en muy poco tiempo y dan lugar a fulguraciones en la cromosfera y expulsiones de masa coronal.
Las partículas energéticas lanzadas al espacio durante una expulsión de masa coronal pueden llegar a la Tierra, donde dificultan las comunicaciones por radio y amenazan la integridad de los satélites en órbita. Además, producen las famosas auroras boreales. Actualmente se están dedicando grandes esfuerzos en predecir las expulsiones de masa coronal por los efectos que tienen sobre la Tierra, pero para poder hacerlo con fiabilidad es necesario entender bien la estructura y procesos físicos que ocurren en los pies de los bucles, es decir, en las manchas. Todavía nos encontramos muy lejos de esta situación ideal: por el momento, ni siquiera hemos identificado los bloques básicos que forman las manchas solares.
*****Una compleja estructura*****
La penumbra, con su estructura filamentosa a muy pequeña escala, es la región más compleja de las manchas. El desdoblamiento Zeeman de las líneas espectrales nos indica que el campo magnético es vertical en el centro de la umbra y se va inclinando cada vez más en la penumbra, hasta que se hace prácticamente horizontal en el borde externo de la mancha (imagen de abajo. superior). Sin embargo, hay grandes variaciones a una misma distancia de la umbra: Title y colaboradores descubrieron en 1993 que los filamentos brillantes y oscuros pueden mostrar diferencias de hasta 20 grados en la inclinación del campo. Estas variaciones ocurren a muy pequeña escala, del orden de unos cientos de kilómetros.
Los campos magnéticos más horizontales de la penumbra están asociados con un flujo continuo de materia descubierto en 1908 por Evershed y que lleva su mismo nombre. Se trata de un movimiento radial del gas desde la umbra hasta el borde externo de la penumbra. El flujo Evershed desplaza las líneas espectrales hacia el rojo en la cara de la mancha más próxima al limbo solar y hacia el azul en la cara que mira al centro del Sol (imagen abajo. inferior). Los campos magnéticos más verticales de la penumbra no parecen estar asociados a ningún movimiento de gas.
Estos resultados se han obtenido a través del análisis de observaciones polarimétricas de líneas espectrales visibles e infrarrojas con resoluciones espaciales del orden del segundo de arco (725 km sobre la superficie del Sol). La pobre resolución espacial se debe a que se necesitan tiempos de exposición de varios segundos para alcanzar bajos niveles de ruido, pero impide distinguir los filamentos individuales que se observan en imágenes monocromáticas de alta resolución. Es necesario, por tanto, hacer algunas aproximaciones para explicar la estructura fina de la penumbra. Lo normal es suponer que en cada píxel coexisten dos atmósferas magnéticas no resueltas, que darían cuenta de las propiedades de los filamentos brillantes y oscuros. Cuando se analizan los datos de esta manera se encuentran dos atmósferas con propiedades magnéticas y cinemáticas muy diferentes (imagen abajo). Una de ellas tiene campos intensos y verticales, mientras que la otra posee campos más débiles y horizontales. La segunda atmósfera es la única que muestra desplazamientos Doppler (la huella del flujo Evershed).
Las simulaciones numéricas realizadas por Schlichenmaier y colaboradores modelan el comportamiento de un tubo de flujo magnético inicialmente en equilibrio en la frontera que separa la mancha de sus alrededores no magnéticos. El tubo es calentado por la radiación que viene del exterior, se expande y asciende a la superficie por flotabilidad. Al emerger se observa como una estructura brillante con menor campo que sus alrededores, ya que el campo disminuye durante la expansión para conservar el flujo magnético. Además, la presión gaseosa crece dentro del tubo para mantener el equilibrio horizontal de fuerzas. El gradiente de presión resultante mueve el plasma a lo largo del tubo y produce un flujo Evershed de varios kilómetros por segundo. Este modelo es capaz de reproducir muchas de las propiedades de los filamentos penumbrales.
Además, explica sorprendentemente bien los resultados obtenidos a partir del análisis de las observaciones polarimétricas: la atmósfera con campos débiles y horizontales representaría los tubos de flujo penumbrales, mientras que la otra atmósfera parece describir el campo ambiente que rodea a los tubos.
