Propagación – Conceptos – Parte 2

Propagación – Conceptos – Parte 2

¿Pero qué son las manchas solares?

Las manchas solares son zonas oscuras que crecen y decaen en la superficie visible del sol, en el nivel más bajo de la atmósfera solar, la región llamada “fotosfera”. Las manchas solares son el rasgo más conocido y fácilmente observable del Sol. Su naturaleza dinámica se hace evidente cuando se observa que diariamente varía su cantidad y tamaño. Las manchas solares son más oscuras que su área circundante, porque en ellas la temperatura la atmósfera solar es menor que la temperatura media de la superficie solar (aproximadamente 6000 grados Kelvin). O sea, la atmósfera sobre la zona de una mancha, es más fría que la atmósfera que la circunda.

La aparición y el aspecto de las manchas solares se deben a los cambios de los campos magnéticos que existen en el interior del sol y en su atmósfera. Como sucede en la tierra, el sol sufre los efectos de la rotación diferencial (esto es, la zona del ecuador gira con una velocidad tangencial mayor que la de los polos, las líneas del campo geomagnético se van “enrollando” por debajo de la superficie del sol. Las inestabilidades en el proceso crean algunas regiones del campo magnético muy intenso.

Esta intensificación del campo, tiende a expulsar el material que está en su interior. (El aumento de la intensidad del campo tiende a energizar las partículas que se hallan en su interior, las que tienden a escapar hacia la superficie.) La forma de la estructura magnética que aflora del interior del sol y el material que emerge, impiden el flujo de calor y el equilibrio térmico.

El material forma como una burbuja que sube a la superficie del sol a una temperatura menor. Como está a menor temperatura, la energía electromagnética que irradia es menor, brilla menos, que la zona circundante y por lo tanto, se la ve más oscura. Así nace una mancha solar.

Una mancha solar se ve primero como un diminuto punto oscuro que se denomina “poro”. Algunos poros experimentan una evolución que puede durar entre varias horas hasta algunos días. No todos los poros se desarrollan llegando a constituir una auténtica mancha solar. En una primera fase, el poro se hace más oscuro y más grande, pero sin rasgos internos observables. Otros puntos pueden aparecer y desaparecer alrededor del primero.

Obtención de índices de actividad solar.

Los índices de actividad solar permiten caracterizar la actividad solar presente en un determinado momento. Se utilizan una gran cantidad de índices, dependiendo en gran parte de la faceta de la actividad solar que se desee estudiar. En el Observatorio y en el taller, calculamos y estudiamos los tres índices más usados: el número de Wolf (también conocido simplemente con el nombre de “número de manchas solares”), el índice de Beck (o Nuevo Número de Área) y el índice de McIntosh. A continuación se describe brevemente cada uno de los índices, se explica la forma de calcularlos.

· Número de Wolf.

El “número de manchas solares” fue introducido por Rudolf Wolf en 1848. Es una manera simple y ampliamente utilizada de caracterizar la actividad solar, si bien puede resultar inexacta y de uso limitado para investigaciones físicas.

El número de Wolf (R) se define como: R = k (10 g + f) , R = SSN

Donde g es el número de grupos de manchas (ver más abajo), f es el número total de manchas, y k es el llamado “factor de reducción”, que se explica más abajo. De esta forma, si hay una sola mancha en el Sol, R = 11; si hay un grupo que contiene cinco manchas, R = 15; por otro lado, cinco manchas independientes dan R = 55.

En base a lo antedicho, pueden realizar un juego matemático. Como ven la función de número de Wolf es una función lineal, donde las incógnitas son llamados dos números “g” y “f”. El de numero de grupos g y el numero de manchas f. Efectuando el despeje de términos, podemos obtener el valor de ”k“ trabajado y verán que efectuando los reemplazos de los valores antes mencionados se obtiene que k = 1. Si se llama a lo incluido entre paréntesis (10g + f) = C, se obtiene la ley de Hook, que es una ley lineal. También pueden estudiarlo con ℓim. Haciendo tender a ∞ y podrán encontrar que 0 ‹ k › 1 y pensando verán que uno es posible y el otro, podría ser posible en una mancha clasificada como plage. Les dejo estos pensamientos…

Ahora ustedes abran observado, que muchos laboratorios dan el valor de R = SSN = – 1. Para que ese valor C = -1, los valores de g = 0 y f = -1. Estimo que este seria el caso de las manchas denominadas plage, que no están en la cara visible del Sol y estamos en el “Sol Negro”, según Kristien Mariama Neilins o “Sol Impoluto” según Alonso Mostazo Plano EA3EPH, o “Sol Quieto” como lo he nombrado el que escribe.

A continuación pego una lectura de las manchas solares observadas en el 05/08.

Active region	Date numbered	SECspot count	STARspot count	Location at midnight	Area	Classification	Comment
10965	2007.07.28			S12W28			plage
S706	2007.07.29			S08W52
Total spot count:		0	0
SSN:		0	0

Observaran que esta una Mancha N° 10965, observada el 28/07/07 en la ubicación S12W28, que no se da ni Área, ni Clasificación y en Observaciones se dice que es “plage” u emergente.

El Área esta dado por cuatro números por ejemplo 0010, comento que he escrito a la NASA y a Observatorio, para que me definan como se numeran la Áreas, pero no he tenido respuesta, habiendo efectuado las reiteraciones. La Clasificación son tres letras por ejemplo:

AXX .- Poro o grupo pequeño de poros . Sin penumbra . Mancha individual

Índices K: Se refiere a los Índices de actividad magnéticas por ejemplo tormentas solares que influyen negativamente en la propagación de las ondas de radio.

Refiriéndome a los Índices Geomagnéticos. Ellos constituyen unas series de datos que ayudan a describir las variaciones del campo geomagnético o alguna de sus componentes, en lugares determinados o a escala planetaria.

Desde el año 1932 se cuenta con los datos de los Índices Kp y Ap y estos se vienen registrando desde el año 1957.

Ahora nos dedicaremos a explicar lo referente al Índice K y Kp.

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