Manchas solares y Agujeros coronales

Manchas Solares

En un plasma, tanto el tamaño como los voltajes de las celdas de ánodo dependen de la densidad de corriente cerca el ánodo. Las celdillas (anode tufts) aparecen y/o desaparecen, según convenga, para mantener cierta relación requerida entre los +iones y el número de electrones en la corriente total. Esta propiedad de las celdas de ánodo fueron descubiertas, cuantificadas y reportadas por Irving Langmuir hace aproximadamente 50 años.

En el modelo de Sol Eléctrico, como en cualquier otra descarga de plasma, las celdillas desaparecen allá donde el flujo de electrones entrantes involucrados sobre un área dada de la superficie del Sol no es lo suficientemente fuerte como para requerir el apantallamiento producido por la DL (doble capa). En cualquiera de tales lugares, las celdas de ánodo colapsan y permiten ver por debajo la verdadera superficie del ánodo del Sol. Puwesto que en esas zonas no se producen descargas en modo arco, se muestran más oscuras que e área que las rodea por lo que son llamadas “manchas solares“. Por supuesto, si una cantidad enorme de energía se produjera en el interior del Sol, la mancha sería más brillante y caliente que la fotosfera que la rodea. El hecho de que las manchas solares sean más oscuras y frías fortalece la opinión de que prácticamente nada ocurre en el interior del Sol. Al interior de la mancha solar se le denomina umbra (sombra).

La tecnología actual, a bordo de las sondas solares SOHO y sobre todo de la SDO, nos proporciona unos detalles asombrosos del Sol. Lo podemos comprobar en la siguiente fotografía de una mancha solar. Se aprecia claramente la estructura de la fotosfera,  las celdas de ánodo y los arcos de descarga de plasma.

Mancha solar

Zonas bien diferenciadas de una típica mancha solar

Puesto que realmente una mancha solar es una ausencia de celdas de ánodo (las DLs), no existe ningún aumento de voltaje (región desde a hasta b en la gráfica de energía que hemos visto antes) que normalmente limite el flujo local de iones positivos que abandonan la superficie del ánodo. En las manchas solares por lo tanto fluyen un gran número de iones hacia la corona inferior del Sol. Tal flujo constituye una gran corriente eléctrica y, como tal, produce un fuerte campo magnético localizado cerca de la mancha solar.

La corona solar es difícil de ver excepto durante los eclipses de Sol y en las imágenes de rayos-X. Esto es debido a que la corona es un plasma en modo “normal luminiscente”, mientras que las celdas de ánodo (la fotosfera) está en modo “arco eléctrico”, mucho más brillante. En algunas imágenes de rayos X del Sol, podemos apreciar “agujeros coronales” -amplias regiones de la corona más oscuras. Las regiones brillantes en las imágenes de rayos-X de la corona indican zonas más calientes, áreas más energéticas. Estas están por encima de las regiones de  manchas solares.

Agujeros Coronales
Agujero Coronal

Agujero Coronal. Crédito: SDO /AIA

El agujero coronal es una región de baja densidad de masa coronal, que se extiende sobre la superficie donde el campo magnético solar se abre libremente hacia el espacio exterior.

Un agujero coronal es un fenómeno solar variable, que puede durar desde semanas hasta meses. Se trata de áreas extensas y menos brillantes (menos calientes) con menos densidad coronal. Para observarlas es preciso hacerlo dentro de longitudes de onda de UV ó de Rayos-X. En ocasiones pueden ser tan extensas coma la cuarta parte de la superficie del Sol. Estos agujeros tienen su origen en grandes células de campos magnéticos unipolares en la superficie del Sol. Sus líneas de campo se exienden por todo el Sistema Solar. Estas líneas abiertas de campo permiten un flujo saliente contínuo de viento solar a gran velocidad. Los agujeros coronales suelen ser más numerosos en los periodos que siguen a máximos de actividad solar.

Las tres imágenes siguientes corresponden a una región de manchas solares, fotografiada con tres diferentes filtros, y muestran básicamente, en este orden, las zonas activas de la superficie solar desde dentro hacia afuera, es decir, la fotosfera, la cromosfera y el inicio de la corona solar:

  1. La superior muestra la fotosfera -tomada en el espectro visible- donde, en la sombra de las manchas podemos ver la superficie verdadera del Sol (más oscura y fría). Los +iones fluyen hacia afuera a través de las manchas.
  2. La imagen central está tomada en el ultravioleta y muestra la transición con la cromosfera.
  3. La imagen inferior es una imagen en rayos-X que muestra la violenta actividad en la corona inferior del Sol. Esta actividad es debida al flujo de +iones acelerados que escapan del Sol y colisionan en su camino con átomos en la alta atmósfera (corona inferior).
Observación de una mancha solar

Efecto de los iones positivos fluyendo hacia afuera, a través de las manchas solares

Hay también fuertes corrientes eléctricas que fluyen en y por encima de la superficie del Sol en la pared interior de las manchas solares, debido a la diferencia de voltaje entre las celdas de ánodo cercanas y la zona central de las manchas (donde no hay celdas). Esta región se denomina zona de penumbra. Por supuesto, estas corrientes producen campos magnéticos. Debido a que en los plasmas, las corrientes eléctricas retorcidas de Birkeland circulan en la dirección de los campos magnéticos, el plasma luminiscente en estas regiones muestra a menudo las complicadas formas de estos lazos de campo magnético relacionados con las manchas. Recuerden… ¡las corrientes de Birkeland se trenzan!

penumbra de una mancha solar

Penumbra. Corrientes de Birkeland siguiendo la caída de potencial desde la fotosfera hacia el interior del agujero de la mancha solar

Pares Trenzados De Plasma

Corrientes de Birkeland trenzadas. Detalle de la penumbra (pared) de la mancha solar