¿Qué cambios experimentó el número de manchas solares entre 1985 y 2000?
Una mancha solar es una mancha solar.
En la fotosfera del sol, hay algunos flujos de aire arremolinados, como un disco poco profundo con un centro cóncavo que parece negro. Estas corrientes de aire arremolinadas son manchas solares. Las manchas solares en sí no son oscuras. La razón por la que parece negra es porque su temperatura es uno o dos mil grados más baja que la fotosfera. Contra la fotosfera más brillante, se convierte en una mancha solar oscura y aparentemente sin luz.
Las manchas solares se componen de la umbra y la penumbra. La umbra es una parte especialmente oscura. La penumbra no es demasiado oscura, pero está formada por muchas texturas fibrosas con estructura en espiral. Cuando aparece una estructura de vórtice en el gran grupo de manchas solares, indica que el Sol sufrirá cambios drásticos. La actividad de las manchas solares se ha observado desde hace miles de años. El ciclo promedio de actividad de las manchas solares es de 11 años. Durante los primeros cuatro años aproximadamente, las manchas solares continuaron produciéndose y aumentando, y su actividad se intensificó. El año en el que el número de manchas solares alcanza su máximo se denomina pico de actividad solar. Durante los siguientes siete años aproximadamente, la actividad de las manchas solares se debilitó gradualmente y el número de manchas solares se hizo cada vez menor. Un año en el que el número de manchas solares es extremadamente bajo se denomina año de valle solar. Según las normas internacionales, el ciclo de las manchas solares comienza en 1755 como primera semana y se organiza secuencialmente a partir de entonces. 1999 es la semana 23.
Llamarada solar
El 1 de septiembre de 1859, dos astrónomos británicos observaron el sol con telescopios de alta potencia. Al mismo tiempo, cerca de un gran grupo de manchas solares de formas complejas, vieron un gran destello brillante que emitía una luz deslumbrante. Este trozo de luz pasó sobre el grupo de manchas solares y su brillo se fue debilitando lentamente hasta desaparecer. Esta es la actividad más intensa en una erupción solar. Debido a que este tipo de llamarada es tan poderosa que puede verse bajo luz blanca, también se le llama "destello de luz blanca". Las llamaradas de luz blanca son extremadamente raras y sólo son posibles durante los períodos de máxima actividad solar. Los brotes generalmente solo duran unos minutos y los brotes individuales pueden durar varias horas. Cuando se produce una llamarada, se libera una gran cantidad de energía. La energía total liberada por una gran llamarada llega a 1.026 julios, lo que equivale a la energía total de una bomba de hidrógeno de 100 mil millones de megatones. Las llamaradas primero estallan en la corona inferior y luego descienden a la cromosfera. Con telescopios cromosféricos se observan llamaradas posteriores o llamaradas secundarias.
Las llamaradas se dividen en cuatro niveles según su área, aumentando gradualmente de 1 a 4, y las menores a 1 se denominan subllamaradas. La característica distintiva de las llamaradas es que existen muchos tipos de radiación, incluida no solo la luz visible, sino también las ondas de radio, los rayos ultravioleta, los rayos infrarrojos, los rayos X, los rayos gamma, etc. Después de que la gran cantidad de rayos ultravioleta y X irradiados por la llamarada lleguen a la Tierra, interferirán gravemente con la absorción y reflexión de las ondas de radio por la ionosfera, provocando que parte o la totalidad de las ondas de radio de onda corta sean absorbidas y la onda corta será débil o incluso completamente interrumpido.
Al observar el Sol a través de un telescopio óptico general, observamos las actividades de la fotosfera (la capa más interna de la atmósfera del Sol). A menudo se pueden ver muchas manchas oscuras en la fotosfera, llamadas manchas solares. El tamaño, número, ubicación y forma de las manchas solares en la superficie del sol varían de un día a otro. Las manchas solares son áreas locales de fuertes campos magnéticos formadas por el movimiento violento de la materia fotosférica y son un símbolo importante de la actividad fotosférica. La observación a largo plazo de las manchas solares revelará que hay muchas manchas solares en algunos años, pocas en otros años y, a veces, no hay manchas solares en el Sol durante varios días o docenas de días. Los astrónomos han notado desde hace tiempo que hay un intervalo de aproximadamente 11 años desde el año con más (o menos) manchas solares hasta el año siguiente con más (o menos) manchas solares. En otras palabras, el período de actividad promedio de las manchas solares es 11, que es también el período de actividad de todo el sol. Los astrónomos llaman al año en que el Sol está más oscuro el "año pico de actividad solar" y al año en que las manchas solares están en su punto más bajo lo llaman "año de actividad solar tranquila".
Las manchas solares son un tipo de actividad solar en la fotosfera del sol y son el fenómeno más básico y obvio de la actividad solar. Generalmente se cree que las manchas solares son en realidad un enorme vórtice de gas caliente en la superficie del sol con una temperatura de unos 4.500 grados centígrados. Parece unas manchas oscuras porque es más fría que la temperatura de la superficie de la fotosfera del sol. Las manchas solares rara vez se mueven solas. A menudo aparecen en grupos. El ciclo de actividad es de 11,2 años. Provocará daños al campo magnético terrestre y a diversos productos electrónicos y aparatos eléctricos. Las manchas solares son un tipo de actividad solar en la fotosfera solar y son el fenómeno más básico y obvio de la actividad solar. Generalmente se cree que las manchas solares son en realidad un enorme vórtice de gas caliente en la superficie del sol con una temperatura de unos 4.500 grados centígrados. Parece unas manchas oscuras porque es más fría que la temperatura de la superficie de la fotosfera del sol. Las manchas solares rara vez se mueven solas. A menudo aparecen en grupos. El ciclo de actividad es de 11,2 años.
Provocará daños al campo magnético terrestre y a diversos productos electrónicos y aparatos eléctricos.
Características de las manchas solares
Las manchas solares bien desarrolladas están compuestas por un núcleo más oscuro y una parte circundante más brillante, con una depresión de unos 500 kilómetros en el medio. Las manchas solares suelen aparecer en pares o grupos, y la mayoría están compuestas por dos manchas solares principales. Las situadas en el oeste se denominan “manchas solares principales” y las situadas en el este se denominan “manchas solares siguientes”. Una mancha solar pequeña mide unos 1.000 km y una mancha solar grande puede alcanzar los 200.000 km.
La formación de manchas solares está estrechamente relacionada con el campo magnético solar. ¿Pero cómo llegó a existir? Los astrónomos aún no han encontrado una respuesta definitiva a esta pregunta. Cuantas más manchas solares haya, más antiguo puede ser el sol (en los últimos años se ha descubierto que las manchas en las enanas rojas ocupan la mitad de la superficie, véase el tercer número de "China" de 2005), y también puede ser una característica común de la vida útil de todas las estrellas. Las manchas solares pueden ser desechos nucleares del sol (como los de los reactores nucleares humanos). Ocurre aproximadamente una vez cada 11 años. Puede ser que las manchas solares se muevan hacia arriba y hacia abajo dentro y en la superficie del sol (como Yuanxiao hirviendo en una olla). La baja temperatura de las manchas solares también debería ser una prueba de ello. desperdicio de materiales (como la ceniza de carbón en las estufas de carbón generalmente no se pueden producir altas temperaturas), la temperatura alrededor de las manchas solares debería ser más alta que en los lugares normales del Sol (la razón de este cambio). Debido a la baja densidad y rotación del sol, las manchas solares se mueven hacia latitudes más bajas. Así como las placas continentales en la Tierra se mueven hacia latitudes más bajas, hay depresiones de 500 kilómetros donde hay manchas solares. Esta puede ser la razón por la cual la temperatura es baja y ya no se expande. Además, es especialmente importante que las manchas solares afecten al campo magnético, no al campo magnético.
Observación de la historia
El registro más antiguo de manchas solares en el mundo se encuentra en "Huainanzi" escrito en China alrededor del año 140 a.C. Los registros de las manchas solares en el año 28 a.C. están más detallados en "Hanshu·Cinco Elementos".
En la década de 1840, un astrónomo aficionado alemán descubrió el ciclo de las manchas solares de 10 a 11 años. Mediante observaciones a largo plazo, también se descubrió que la distribución latitudinal de la actividad de las manchas solares en la superficie solar cambia con el tiempo. Inicialmente, casi todas las manchas solares se encuentran a una latitud de 30°. Cuando la actividad solar es intensa, suele aparecer a las 15 horas, se desplaza gradualmente hacia latitudes bajas y desaparece a las 8 horas. Antes de que las manchas solares del ciclo anterior desaparecieran por completo, las manchas solares del ciclo siguiente aparecieron cerca de los 30° de latitud norte. Si se utiliza la latitud de las manchas solares como ordenada y el tiempo como abscisa, entonces el mapa de distribución de las manchas solares es muy similar al mapa de distribución de las mariposas, por lo que se denomina diagrama de mariposa. Muchos expertos han estudiado el significado del diagrama de mariposa, pero hasta ahora no hay una conclusión clara.
La periodicidad de las manchas solares
Los astrónomos llevan contando las actividades de las manchas solares desde 1755 y han determinado que el periodo medio de actividad de las manchas solares es de 11,2 años. El año con menos manchas solares es el año inicial de un ciclo, llamado "año de mínimo solar", y el año con más manchas solares se llama "año de máximo de manchas solares".