El ciclo solar

Gráficos para comprender mejor el ciclo solar

El Sol es una esfera de gas ionizado en movimiento, lo que genera campos magnéticos cuya intensidad es variable. El estudio de estos fenómenos, dentro de la magnetohidrodinámica, requiere métodos numéricos debido a la complejidad de sus ecuaciones.
La actividad solar, vista desde la Tierra, tiene sus limitaciones. Sigue un ciclo aproximado de 11 años, con variaciones en el número de manchas y de otras características. Los máximos en el número de manchas no siempre coinciden con los de otras propiedades debido a desfases y a la arbitrariedad de algunas mediciones históricas.
Este estudio se centra en los dos últimos ciclos solares completos (23 y 24), analizando la evolución temporal de diversas características: número y área de manchas, latitud (diagrama de Maunder), inversiones de la polaridad magnética, latitud de las protuberancias y de las fáculas. Los diagramas correspondientes permiten comprender mejor la manifestación de los ciclos solares.

Históricamente, la actividad solar se ha medido mediante un recuento diario de las manchas y un cómputo mensual suavizado. Aunque el método es arbitrario, es la única forma que tenemos de comparar los datos actuales con los del pasado.
Como se puede apreciar existen dos máximos en cada ciclo. Esto es debido a que primero se alcanza el máximo en un hemisferio solar y poco después en el otro. En los últimos ciclos el primer máximo ha correspondido al hemisferio Norte. Ocurre lo mismo en el ciclo actual (25).
Para delimitar el intervalo de los máximos y los mínimos, consideramos aquellos valores que superan o quedan por debajo del 80 % de máximos y mínimos del ciclo.
Al comparar los máximos y mínimos así definidos con otros criterios, comprobamos que los mínimos presentan una mayor coincidencia entre métodos, mientras que los máximos suelen mostrar desplazamientos apreciables. El máximo más alto en estos dos ciclos corresponde al hemisferio Sur.

El cálculos de las áreas de las manchas solares se establecen en millonésimas del disco solar.
Como observamos, los máximos en las áreas no coinciden exactamente con el número de manchas.
Como en el caso anterior aparecen dos máximos: primero en el hemisferio Norte y luego en el Sur.

El diseño del diagrama de Maunder (o diagrama mariposa) se ha establecido para todos los ciclos solares. Aquí mostramos el correspondiente a los dos últimos ciclos completos.
Al inicio de cada ciclo, coexisten manchas del nuevo ciclo en latitudes altas con manchas del ciclo anterior situadas cerca del ecuador.
En este contexto no resulta sencillo identificar los máximos, aunque seguimos el mismo criterio aplicado en los casos anteriores.

Las manchas solares son una manifestación del campo magnético que aflora a la fotosfera. Con frecuencia aparecen en parejas, de manera similar a los polos de un imán. Gracias a los magnetogramas, podemos determinar la polaridad magnética de las manchas.
El Sol rota de oeste a este, y las manchas se desplazan en ese mismo sentido. Cada región activa suele presentar una mancha delantera, denominada "p" (preceding), y otra posterior, denominada "f" (following).
La mancha "p" tiene la misma polaridad que su hemisferio y la "f" el contrario. Cuando el Sol alcanza su máximo, invierte su polaridad y también el de las manchas.
Ese cambio de polaridad es gradual. A veces pueden observarse en el mismo hemisferio manchas "p" con polaridades distintas. Con el paso del tiempo esa polaridad se estabiliza.

El Sol posee casquetes polares, pero lógicamente no están ocupados por hielo sino por polaridad magnética. Cada uno de ellos contiene una única polaridad y la mayor parte del tiempo, la polaridad en el Norte es opuesta a la del Sur. Solo durante el máximo del ciclo puede ocurrir que ambos tengan la misma polaridad, dependiendo del desfase en la actividad de los dos hemisferios.
Durante el mínimo del ciclo los casquetes alcanzan su máxima extensión, no apareciendo protuberancias en latitudes altas (por encima de 50º). Cuando el nuevo ciclo empieza y el número de grupos activos aumenta, los campos magnéticos polares van disminuyendo, y los casquetes reducen progresivamente su tamaño, permitiendo que las protuberancias alcances latitudes cercanas a los polos.

Las fáculas más brillantes se forman en latitudes medias y bajas y están asociadas a las regiones activas de los grupos de manchas. Sin embargo, otras aparecen en las regiones polares, y son pequeñas y de corta vida. En general, al telescopio aparecen como puntos brillantes y generalmente con un contraste bastante bajo, aunque siempre se pueden encontrar excepciones. Dadas sus características, se necesita una buena calidad de imagen para observarlas adecuadamente. Además su visibilidad depende de la inclinación del eje de rotación solar. En septiembre se verán mejor las fáculas boreales, pues el polo Norte se inclina hacia la Tierra, mientras que seis meses después (en marzo) la situación será la inversa y se detectarán mejor las fáculas australes.
Puesto que las fáculas aparecen en aquellas zonas donde hay un mayor campo magnético, su número nos aporta información sobre la intensidad de los campos magnéticos polares, y su evolución va en paralelo con la de los casquetes. Son más numerosas en el mínimo de actividad, cuando los casquetes son más extensos, y prácticamente desaparecen en el máximo del ciclo. Por supuesto, habrá también una variación anual que, como hemos visto, depende de la orientación del eje de rotación.