Presentamos un breve apunte orientativo para entender un poco mejor la clasificación de las regiones activas según las características de sus manchas solares. Esperamos que les resulte de interés.
Todos los datos han sido obtenidos de la lectura de los artículos citados al final de este artículo, cuya consulta recomendamos. Los datos biográficos de los autores citados han sido obtenidos principalmente de Wikipedia.
Morfología general de las manchas solares:
En la fotosfera (vista en luz blanca y con un filtro adecuado o por proyección) encontramos las llamadas manchas solares, que aparecen agrupadas en las denominadas regiones activas (AR por las siglas en inglés). Normalmente a cada región se le asigna un número de orden secuencial tal y como se van registrando.
En cada mancha solar podemos destacar dos zonas bien diferenciadas, la parte más oscura o umbra y una especie de halo más claro llamado penumbra.
En algunas manchas no se puede observar una penumbra bien definida. En otras, en la penumbra se pueden ver unas líneas o filamentos radiales que siguen las líneas del campo magnético.
Las áreas de umbra se encuentran a unas temperaturas de 4000K (3727ºC), las de penumbra a 5600K (5327ºC), mientras que la superficie de la fotosfera está a 5800K (5527ºC). Las fáculas visibles como zonas más brillantes en la fotosfera solar se encuentran a 6000K (5727ºC).
El ver zonas más oscuras y más brillantes se debe a la conocida como ley de Stefan-Boltzmann.
La ley de Stefan-Boltzmann establece que un cuerpo negro emite radiación térmica con una potencia proporcional a la cuarta potencia de su temperatura.
La ley fue deducida en 1879 por el físico austriaco Jožef Stefan (1835-1893) basándose en las mediciones experimentales realizadas por el físico irlandés John Tyndall (1820-1893). La ley fue derivada en 1884 por Ludwig Boltzmann (1844-1906).
Las manchas solares pueden tener formas muy diversas y durar desde unas pocas horas hasta varias semanas. Durante el máximo del ciclo solar (cada once años aproximadamente) hay regiones de manchas que reaparecen y se numeran nuevamente, aunque se conoce (y se cita) su origen en manchas preexistentes. La duración depende del campo magnético, el equilibrio con el plasma circundante y el tamaño y complejidad de las propias manchas.
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| Imagen de la AR3590, el 23 de febrero de 2024 |
El tamaño de las regiones de manchas solares:
El tamaño de los grupos de manchas solares se mide en "millonésimas de hemisferio solar" (MH), es decir una unidad es una parte de un millón, siendo el millón el tamaño del hemisferio solar.
Como ejemplo, un grupo de manchas solares que mida 2000MH corresponde a un 0,2% del hemisferio solar. Por ponerlo en unidades más comprensibles, unos 10 MH equivalen a 30 millones de km². El tamaño del planeta Tierra equivaldría unos 170MH
Una de las regiones de manchas más grandes que hemos podido observar fue la región AR3664 (ó AR13664), que tuvo el 10 de mayo de 2024 un tamaño de 2400MH. Fue comparada con la región observada por Richard Carrington en 1859.
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| Imagen de la fotosfera solar, a 10 de mayo de 2024. |
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| Ampliación de la AR3664. Falso color |
El Número de Wolf, cantidad de manchas solares:
Fue ideado por el astrónomo suizo Johann Rudolf Wolf (1816-1893) en 1848. Tambien se cita como el International Sunspot Number (ISN) o Número de Zúrich.
Se trata de dar una cifra correspondiente a la cantidad de manchas solares observables. Se pueden tomar registros diarios para conocer la evolución de la cantidad de manchas. Con este dato se pudo calcular que el máximo de manchas solares se produce cada once años aproximadamente (en realidad 10,4883 años).
Se calcula mediante la fórmula siguiente:
R=k(10g+s)
Donde
R representa el número de manchas solares relativo, número de Wolf o ISN.
s representa el número de focos de manchas individuales (cada poro y cada umbra cuenta como un foco distinto), se asigna un valor de 1 por cada uno.
g representa el número de grupos de manchas solares (cada AR), se asigna un valor de 10 por cada una.
k representa un factor de corrección del observatorio (tipo de instrumentación, condiciones, etc.). Se puede asignar un valor de 1 por defecto.
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| Número de Wolf desde 1750. De Wikipedia |
Clasificación de las manchas solares:El observatorio Mount Wilson en California (EE. UU.) estableció una serie de reglas para que cada región de manchas solares tuviese una clasificación magnética. Esta clasificación fue ideada por el astrofísico solar George Ellery Hale (1868-1938) en 1919.
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α
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Alfa
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Un grupo de manchas
solares unipolares.
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β
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Beta
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Un grupo de manchas
solares que tiene una polaridad positiva y negativa (o bipolar)
con una división simple entre las polaridades.
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γ
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Gamma
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Una región compleja en la
que las polaridades positivas y negativas están distribuidas de
manera tan irregular que no se pueden clasificar como un grupo
de manchas solares bipolares.
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β-γ
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Beta-Gamma
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Un grupo de manchas
solares bipolares pero lo suficientemente complejo como para que
no se pueda trazar una línea entre puntos de polaridad opuesta.
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δ
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Delta
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Las sombras de polaridad
opuesta en una sola penumbra.
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β-δ
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Beta-Delta
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Un grupo de manchas
solares con una configuración beta magnética general pero
contiene una (o más) manchas solares delta.
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β-γ-δ
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Beta-Gamma-Delta
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Un grupo de manchas
solares con una configuración magnética beta-gamma pero que
contiene una (o más) manchas solares delta.
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γ-δ
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Gamma-Delta
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Un grupo de manchas
solares con una configuración gamma magnética pero que
contiene una (o más) manchas solares delta.
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Las regiones de clase δ son las más interesantes, ya que pueden producir mayor actividad. Suelen ser muy grandes y presentar formas complejas. Además suelen tener filamentos asociados, con lo cual sus erupciones son candidatas a producir eyecciones de masa coronal.
Aunque seguimos usando esta clasificación, existen clasificaciones posteriores más adecuadas a la descriptiva de las regiones de manchas solares.
Una de ellas es la clasificación de Zúrich, desarrollada por el astrónomo suizo Max Waldmeier (1912-2000) en 1938, a partir de la modificación de una clasificación anterior del astrónomo jesuita británico Aloysius Laurence Cortie (1859-1925).
La más utilizada ahora mismo por la mayoría de observatorios solares es la clasificación de McIntosh, establecida por el astrónomo estadounidense Patrick S. McIntosh (1940-2016), presentada en 1966. Se trata de una actualización de la clasificación de Zúrich y se la representa como Z-McI.
En esta clasificación se utilizan tres letras para describir cómo es la región de manchas. La primera letra indica el tipo de grupo (A, B, C, D, E, H), la segunda letra describe la penumbra de la mancha principal (x, r, s, a, h) y tercera letra describe la distribución de las manchas (x, o, i, c).
Clasificación de
McIntosh
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Primera letra (mayúscula)
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Segunda letra (minúscula)
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Tercera letra (minúscula)
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A
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Un simple poro o grupo de
poros sin configuración bipolar
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x
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Sin penumbra (es decir,
solo un poro)
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x
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Mancha individual (sin
otras manchas en el grupo)
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B
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Grupo de poros con una
configuración bipolar
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r
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Penumbra rudimentaria o
irregular, a menudo brillante
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o
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Distribución abierta
(manchas separadas)
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C
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Grupo bipolar en el que
una de las manchas posee penumbra
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s
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Penumbra simétrica, casi
circular, con filamentos radiales
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i
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Distribución intermedia
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D
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Grupo bipolar cuyas dos
manchas principales poseen penumbra. Al menos una de ellas
tiene una estructura simple. Generalmente, la longitud del
grupo es <10º
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a
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Penumbra asimétrica o
compleja
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c
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Distribución compacta
(manchas juntas)
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E
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Gran grupo bipolar cuyas
dos manchas principales poseen penumbra y, generalmente, una
estructura compleja. Numerosas manchas más pequeñas se sitúan
entre ellas
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h
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Penumbra de tipo s pero de
gran diámetro
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H
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Mancha unipolar con
penumbra
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Recomendamos el artículo “La clasificación de McIntosh de las Manchas Solares. Un análisis en profundidad.” de David González, del Grupo Astronómico Silos. Dejamos el enlace al final de este artículo.
Por ejemplo, una AR clasificada como Hsx nos indica que tenemos sólo una mancha individual, unipolar con una penumbra simétrica con filamentos radiales.
Otra clasificación más reciente es el llamado índice de clasificación de Malde (propuesto por el astrónomo noruego Dr. Kjell Inge Malde, fundador del Worldwide Solar Observing Network – CV Helios Network).
También se le conoce como clasificación CV-Helios. Asigna unos valores numéricos a las diferentes combinaciones de McIntosh, los cuales se usan para describir los cambios y evolución de cada región de manchas. Hay 60 números CV para las 60 combinaciones de tres letras posibles.
Dejamos al final del artículo el enlace a CV Helios Network.
En este último caso y siguiendo con el ejemplo anterior, a una región Hsx (sólo una
mancha individual, unipolar con una penumbra simétrica con filamentos
radiales) se le asigna un número CV de 10.
A partir de esta última clasificación, se han venido recogiendo los datos conjuntos en las tablas de características de las regiones activas (AR) presentadas por Space Weather Live. También dejamos el enlace al final.
Una captura de pantalla de Space Weather Live, con la correspondencia y descripción:
Algunos enlaces para saber más:
