Manchas solares, gránulos y fáculass
 Gránulos en la superficie solar y mancha solar. (http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature1.shtml). Las películas en (http://www3.kis.uni-freiburg.de/~pnb/granmovtext1.html). |
Las manchas solares son probablemente el fenómeno solar más conocido, debido a que se pueden observar con los telescopios pequeños o a veces incluso a simple vista. Según el Libro de Han (terminado en el año 111 DC), que cubre la história de la antigua China durante los años 206 a.C. hasta 25 a.C., los astrónomos chinos observaron un grupo de manchas solares en el año 28 a.C., debido a que el polvo levantado por el viento de los desiertos cercanos actuó como un filtro, disminuyendo el brillo del Sol. Más observaciones de manchas solares se reportaron en los años 813 y 1129 DC. Los astrónomos Thomas Harriot, Johannes y David Fabricius y Christoph Scheiner fueron los primeros en observar las manchas solares a través de sus telescopios en los años 1610 y 1611. En 1612, Galileo Galilei mejoró mucho estas observaciones, siendo más sistemático que los demás en elaborar un registro de sus observaciones.
Manchas solares en la superficie solar observadas por SOHO en octubre del 2003 (http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/images/mdi20031028.html)
Debido a estas primeras observaciones, se estableció que el Sol rota y que esta rotación no es uniforme, sino que las partes más cercanas a su ecuador giran más rápido (28 días) que las regiones polares (hasta 35 días). El número de manchas solares en la superficie solar no es constante, sino que cambia con un período de aproximadamente 11 años. Los períodos con muchas manchas aparecen cuando el Sol está muy activo, mientras que durante la baja actividad solar hay veces que no se observa ninguna mancha solar. Las manchas solares aparecen en regiones donde el campo magnético es especialmente fuerte, por debajo de las llamadas regiones activas. Las manchas son aréas en la superficie solar con menos brillo que el resto del Sol. Están compuestas de una parte central llamada umbra, cuya temperatura es de 4, 000 K, y su brillo es solamente 30 % del brillo de la fotósfera. La umbra está rodeada por la penumbra que brilla con una intensidad de 70 % del resto del Sol y donde la temperatura alcanza “solamente” 5,000 K. Las manchas realmente no son negras. Nosotros las percibimos así debido al contraste que hacen con el resto de la fotósfera. Los tamaños de las manchas solares pueden alcanzar más de varias decenas de miles de kilómetros, o sea que son mucho más grandes que la Tierra. Pueden aparecer en pares o en grupos de muchas manchas pequeñas. Las manchas constituyen las bases de algunas de las enormes erupciones del Sol.
Los gránulos solares son consecuencia de la convección en la zona convectiva. En la fotósfera el plasma caliente deja de subir y regresa al interior solar, causando que toda la fotósfera aparezca cubierta de gránulos. En los centros de los gránulos el plasma sube y por eso son las partes más calientes y más brillantes. Los bordes de los gránulos son lugares con una temperatura menor a la parte central. Esto trae como consecuencia que el plasma regrese al interior solar. Los gránulos tienen tamaños típicos de alrededor de 1, 000 km y duran entre 8 y 20 minutos.
Las fáculas son regiones brillantes en la fotósfera solar, que se forman entre los gránulos solares y son producidas debido a las concentraciones del campo magnético.