Unha mancha solar é unha rexión do Sol cunha temperatura máis baixa cós seus arredores, e cunha intensa actividade magnética.
Unha mancha solar típica consiste nunha rexión central escura, chamada "umbra", rodeada por unha "penumbra" máis clara. Unha soa mancha pode chegar a medir ata 12.000 km (case tan grande como o diámetro da Terra), pero un grupo de manchas pode atinxir 120.000 km de extensión e mesmo máis. A penumbra está constituída por unha estrutura de filamentos claros e escuros que se estenden máis ou menos radialmente dende a umbra. Ambas (umbra e penumbra) parece escuras por contraste coa fotosfera, simplemente porque están máis frías do que a temperatura media da fotosfera; así a umbra ten unha temperatura de 4.000 K, mentres que a penumbra acada os 5.600 K, evidentemente inferiores aos aproximados 6.000 K que teñen os gránulos da fotosfera. Pola lei de Stefan-Boltzmann, en que a enerxía total radiada por un corpo negro (como unha estrela) é proporcional á cuarta potencia da súa temperatura efectiva (E = σ T4 ,onde σ = 5.67051 x 10−8 W/m2/K4 ), a umbra emite aproximadamente un 32% da luz emitida por unha área igual da fotosfera e analogamente a penumbra ten un brillo dun 71% da fotosfera. A escuridade dunha mancha solar é soamente un efecto de contraste; se puidésemos ver unha mancha tipo, cunha umbra do tamaño da Terra, illada e á mesma distancia có Sol, brillaría unha 50 veces máis cá Lúa chea. As manchas están relativamente inmóbiles con respecto á fotosfera e participan da rotación solar. A área da superficie solar cuberta polas manchas mídese en termos de millonésima do disco visible.
A historia As primeiras referencias claras ás manchas solares foron feitas polos astrónomos chineses no 28 a. C., os cales probablemente poderían ver os grupos de manchas máis grandes cando a intensa luz do Sol era filtrada polo po que o vento levara dende os desertos da Asia central.
Logo observáronse telescopicamente en 1610 polos astrónomos Johannes e David Fabricius, quen publicou unha descrición en xuño de 1611. Para rematar Galileo estivera ensinando as manchas solares a astrónomos en Roma, e Christoph Scheiner estivera observando as manchas probablemente durante dous ou tres meses.
As manchas solares tiñan moita importancia no debate sobre a natureza do sistema solar. Mostraban que o Sol viraba e mostraban cambios solares, contrariamente ao ensino de Aristóteles. Os detalles do seu claro movemento non tiñan unha explicación sinxela agás no Sistema heliocéntrico de Copérnico.
A evolución dunha mancha solar As manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensións e de aspecto e logo desaparecen tras existir tras unha ou dúas rotacións solares, é dicir durante un ou dous meses, aínda que a súa vida media é aproximadamente dúas semanas.
Adoitan aparecer por parellas. Primeiro obsérvase unha formación brillante, a fácula logo un poro un intersticio entre a granulación da fotoesfera que empeza a escurecerse. Ao día seguinte xa hai unha pequena mancha, mentres na poro xemelgo a uns poucos graos de distancia aparece outra mancha. Aos poucos días ambas manchas teñen o aspecto característico unha rexión central escura chamada sombra con temperaturas ao redor de 2.200 °C. e brillo un 20% da fotoesfera, rodeada dunha zona grisalla e con aspecto filamentoso a penumbra con temperaturas ao redor de 3000 °C. e brillo un 75% da fotoesfera. Os filamentos claros e escuros teñen unha dirección radial. Os gránulos da penumbra teñen tamén forma alargada de tamaños 0,5º a 2º e os seus tempos de vida son moito maiores que os gránulos ordinarios dende 40 min a 3 h. Xunto a estas dúas manchas principais aparecen outras máis pequenas. Tódalas manchas teñen movementos propios con velocidades de ata centenares de km/h. O grupo de manchas acada a súa máxima complexidade cara ao décimo día.
As dúas manchas principais de cada grupo compórtanse coma se fosen os polos dun enorme e potente imán xa que entrambos existe un campo magnético cunha intensidade entre 2.000 e 4.000 gauss mentres que o campo magnético terrestre ten unha intensidade de só medio gauss. A mancha que está ao oeste solar chámase condutora e a que está ao leste solar seguidora. En case tódolos grupos o eixe entre as dúas manchas non se dispón na dirección leste-oeste senón que a mancha condutora está en ambos hemisferios máis próxima ao Ecuador.
Observouse que a baixas altitudes, existe un fluxo de materia dende a sombra cara á penumbra a unha velocidade de 2 km/s (efecto Evershed) e de fóra cara a dentro en altitudes maiores como a cromosfera (efecto Evershed inverso).
Clasificación das manchas O esquema McIntoch substituíu o esquema Zúric na clasificación das manchas. Utilízase un código de tres letras que describe a clase do grupo de mancha (sinxela, dobre, complexa) o desenvolvemento penumbral da mancha maior e a compacidade do grupo. A letra A resérvase para os poros. A maior parte destes só chegan ao estadio B. As manchas que chegan a desenvolverse alcanzan a súa maior área ao cabo dunha decena de días e logo empezan a dexenerar de modo que a mancha seguidora desaparece por regra xeral primeiro. O esquema de Monte Wilson utilízase para describir o campo magnético que pode ser sinxelo, bipolar ou complexo.
As manchas e a rotación solar A medición do desprazamento das manchas solares sobre o disco permitiu deducir que o Sol ten un período de rotación de aproximadamente 27 días. Non todo o Sol xira á mesma velocidade, posto que non é un corpo ríxido, así no ecuador o período é de 25 días, a 40º de latitude é de 28 días e nos polos é aínda maior. A isto coñécese como rotación diferencial
Variación da actividade solar miniatura|dereita|350px|400 anos de actividade solar miniatura|dereita|350px| reconstrución de 11.000 anos de manchas solares. O número de manchas solares foi medido dende 1700 e hai estimacións de 11.000 anos atrás. A tendencia recente é ascendente dende 1900 aos anos sesenta.
Heinrich Schwabe foi o primeiro que observou a variación cíclica do número de manchas solar entre 1826 e 1843 e levou a Rudolf Wolf a facer observacións sistemáticas que comezan en 1848. O atraso en recoñecer esta periodicidade do Sol débese ao comportamento moi raro do Sol durante o século XVII. O número de Wolf é unha expresión que combina manchas individuais e grupos de manchas e que permite tabular a actividade solar.
Wolf tamén estudou o rexistro histórico nun esforzo por establecer unha base de datos coas variacións cíclicas do pasado. Estableceu unha base de datos do ciclo ata 1700. A parte do ciclo de 11 anos comprobouse a existencia dun ciclo duns 80 anos durante a metade do cal o número de manchas é bastante superior á outra metade.
Wolf estableceu unha base de datos do ciclo ata 1700, aínda que a tecnoloxía e técnicas para as observacións solares coidadosas estaban xa dispoñibles en 1610. Gustav Spörer pensou que a razón para que Wolf fose incapaz en estender o ciclo era que había un período de 70 anos entre 1640 e 1715 no que raramente se observaron manchas solares. Os rexistros históricos de manchas solares indican que logo do seu descubrimento en 1611 houbo dous máximos separados 30 anos e logo a actividade declinou ata un nivel moi baixo cara a 1640 e así se mantivo ata 1715, en que recuperamos o ciclo tal como o coñecemos.
Non se puido apreciar o significado da ausencia porque tralo descubrimento das manchas solares houbo 34 anos de actividade e logo 70 sen ela, quen podía dicir o que era normal?
A investigación sobre as manchas solares estaba inactiva durante o século XVII e principios do XVIII debido ao Mínimo de Maunder durante o cal ningunha mancha solar foi visible; pero logo da reasunción da actividade solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubriu un cambio periódico undecenal no número de manchas.
Edward Maunder en 1895 e 1922 realizou estudos coidadosos para descubrir que o problema non era a falta de datos observacionais senón a ausencia real de manchas. Para iso agregou ao cadro a ausencia durante o mesmo período de auroras polares ligadas sempre aos ciclos de actividade solar. As auroras que son normais nas Illas Británicas e en Escandinavia desapareceron durante os 70 anos de inactividade de modo que ao reaparecer en 1715 causaron admiración e consternación en Copenhagen e Estocolmo.
Posto que as manchas solares son máis escuras é natural asumir que máis manchas solar signifiquen menos radiación solar. Así a todo as áreas circundantes son máis luminosas e o efecto global é que máis manchas solar dan lugar a un sol máis luminoso. A variación é pequena (da orde de 0.1%) e só se estableceu por medidas por satélite da variación solar a partir dos anos oitenta. Durante o Mínimo de Maunder houbo uns invernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como o demostran os rexistros históricos. A Terra puido arrefriar case 1ºC.
En 1920 A.E. Douglas fixo un traballo pioneiro sobre a datación cos aneis das árbores. Observou unha tendencia xeral cíclica na velocidade de crecemento cada unha ou dúas décadas. Ao estudar madeiras da segunda metade do século XVII observou a ausencia da periodicidade. Douglas leu en 1922 o artigo de Maunder e escribiulle para comunicarlle o seu achado.
Os aneis das árbores demostran este arrefriado pois son mais delgados durante os períodos fríos e mostran concentracións anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono prodúcese a grandes alturas sobre a atmosfera terrestre, debido á radiación cósmica procedente da galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar o vento solar é máis feble e hai un 10% máis de 14C ca cando o Sol está activo. Suxeriuse que algunhas das glaciacións foron o resultado de prolongados períodos de falta de actividade solar.
Evolución das manchas nun ciclo: Diagrama de Bolboreta miniatura|300px| Diagrama de Bolboreta mostrando a lei de Spörer Tódalas manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van dende os 5º aos 40º.
A actividade solar ocorre en ciclos de aproximadamente once anos. O punto de actividade solar máis alta durante este ciclo é coñecido como o Máximo Solar, e o punto de actividade máis baixa é o Mínimo Solar. Ao principio dun ciclo, as manchas solares tenden aparecer nas latitudes máis altas (uns 40º) e a medida que o ciclo se achega ao máximo aparecen manchas con maior frecuencia e cada vez a menos latitude (preto do ecuador), ata que se acada o máximo. Mentres isto ocorre aparecen as primeiras manchas do ciclo seguinte a unha latitude duns 40º. A isto chámase a lei de Spörer.
Hoxe sábese que hai varios períodos no índice da mancha solar (número de Wolf) o máis importante ten 11 anos de duración media. Este período tamén se observa na maioría das outras expresións da actividade solar e únese profundamente a unha variación no campo magnético solar que cambia a polaridade con este período.
George Ellery Ale une os campos magnéticos e as manchas solares para dar unha comprensión moderna da aparición das manchas solares. Ale suxeriu que o período de ciclo de mancha solar é de 22 anos, cubrindo dous investimentos do campo do dipolo magnético solar. Horace W. Babcock propuxo a un modelo cualitativo despois para a dinámica das capas exteriores solares. O Modelo Babcock explica a conduta descrita pola lei de Spörer, así como outros efectos, debido a campos magnéticos que se retorcen pola rotación do Sol.
Orixe das manchas solares miniatura|dereita| Un primeiro plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada pola nave espacial TRACE.