Taca solar
Una taca solar és una regió del Sol que té una temperatura més baixa que les seues afores, i en una intensa activitat magnètica. Una taca solar típica consistix en una regió central obscura, cridada "umbra", rodejada per una "penombra" més clara. Una sola taca pot aplegar a medir fins a 12.000 km (casi tan gran com el diàmetro de la Terra), pero un grup de taques pot alcançar 120.000 km d'extensió i inclús algunes voltes més.
La penombra està constituïda per una estructura de filaments clars i obscurs que s'estenen més o menys radialment des de l'umbra. Abdós (umbra i penombra) semblen obscures per contrast en la fotosfera, simplement perque estan més fredes que la temperatura mija de la fotosfera; aixina l'umbra té una temperatura de 4000 K, mentres que la penombra alcança els 5600 K, evidentment inferiors als aproximadament 6000 K que tenen els grànuls de la fotosfera.
Per la llei de Stefan-Boltzmann, en que l'energia total radiada per un cos negre (com una estrela) és proporcional a la quarta potència de la seua temperatura efectiva (I = σT4, a on σ=5,67•10–8 W/m²K4; vore constant de Stefan-Boltzmann), l'umbra emet aproximadament un 32 % de la llum emesa per un àrea igual de la fotosfera i análogament la penombra té una lluentor d'un 71 % de la fotosfera.
L'obscuritat d'una taca solar és solament un efecte de contrast; si poguérem vore una taca tipo, en una umbra del tamany de la Terra, aïllada i a la mateixa distància que el Sol, lluiria unes 50 voltes més que la Lluna plena. Les taques estan relativament immòvils sobre la fotosfera i participen de la rotació solar. L'àrea de la superfície solar coberta per les taques es medix en térmens de millonèsimes de hemisferi solar visible.
El història
Les primeres observacions sistemàtiques de taques solars varen ser fetes per astrònoms chinencs a partir del 28 a. C., si be existixen notícies puntuals anteriors des del sigle IV a. C. Entre els anys 28 a. C. i 1638 d. C. varen registrar un total de 112 taques.[1] Provablement podien vore els grups de taques més grans quan l'intensa llum del sol era filtrada per la pols que el vent havia dut des dels deserts de l'Àsia central.
En Occident la notícia més antiga sobre una taca solar apareix en la Vida de Carlemany, escrita en 807 d. C. En els sigles següents les varen observar astrònoms musulmans com Averroes i, ya en el sigle XV, també italians.[1]
En 1610 els astrònoms David Fabricius i el seu fill Johannes varen observar taques per mig de telescopis. David va publicar una descripció en juny de 1611. Galileo Galilei els va ensenyar taques solars a astrònoms en Roma, i Schneider les va observar provablement durant dos o tres mesos. L'amarga disputa subsegüent per la prioritat del descobriment entre Galileo i Schneider, cap dels quals sabia del treball dels Fabricius, va ser, per tant vana.
Les taques solars tenien molta importància en el debat sobre la naturalea del sistema solar. Es demostrava que el Sol girava i sofria canvis, contràriament a l'ensenyança d'Aristóteles. Els detalls del seu clar moviment no tenien una explicació senzilla llevat en el sistema heliocéntrico de Copérnico.
L'evolució d'una taca solar
Les taques solars apareixen, creixen, canvien de dimensions i d'aspecte i després desapareixen despuix de haver existit despuix d'una o dos rotacions solars, és dir durant un o dos mesos, encara que la seua vida mija és aproximadament dos semanes.
Solen aparéixer per parelles. Primer s'observa una formació lluenta, la fácula, i després un poro, un intersticio entre la granulació de la fotosfera que escomença a enfosquir-se. Al sendemà ya hi ha una chicoteta taca, mentres en el poro bessó a uns pocs graus de distància apareix una atra taca. Als pocs dies abdós taques tenen l'aspecte característic: una regió central obscura cridada ombra en temperatures al voltant de 2500 K i lluentor un 20 % de la fotoesfera, rodejada d'una zona grisácea i en aspecte filamentoso, la penombra, en temperatures al voltant de 3300 K i lluentor un 75 % de la fotoesfera. Els filaments clars i obscurs tenen una direcció radial. Els grànuls de la penombra tenen també forma allargada de tamanys 0,5” a 2” i els seus temps de vida són molt majors que els grànuls ordinaris des de 40 minuts a 3 hores. Junt a estes dos taques principals apareixen atres més chicotetes. Totes les taques tenen moviments propis en velocitats de fins a centenars de quilómetros per hora. El grup de taques alcança la seua màxima complexitat cap al dècim dia.
Les dos taques principals de cada grup es comporten com si foren els pols d'un enorme i potent iman ya que entre abdós existix un camp magnètic en una intensitat entre 0,2 i 0,4 T mentres que el camp magnètic terrestre té una intensitat de sol 0,05 mT. La taca que està a l'oest solar es diu conductora i la que està a l'est solar conduïda. En casi tots els grups l'eix entre les dos taques no es dispon en la direcció este-oest, sino que la taca conductora està en abdós hemisferis més propenca a l'equador.
S'ha observat que a baixes altituts existix un fluix de matèria des de l'ombra cap a la penombra a una velocitat de 2000 m/s (efecte Evershed) i de fòra cap a dins en altituts majors com la cromosfera (efecte Evershed invers).
Vore també
Referències
- ↑ 1,0 1,1 «Invents i troballes d'una antiga civilisació».El Correu.Consultat el 25 de novembre de 2012.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Mancha solar» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.