Manchas Solares << Voltar

Mancha solar é uma região na superfície (photosfera) do Sol que é marcada por uma temperatura menor do que em seus arredores. A atividade magnética na região é intensa, esta inibe a convecção, cujas temperaturas superficiais são mais baixas. Embora emitam bastante luz e suas temperaturas girem em torno de 4.000-4.500 K, o contraste com a região circunvizinha, em torno de 5.778 K dá a impressão,ou ilusão óptica de que as manchas são bem mais escuras do que a superfície que as rodeiam. Para se ter uma idéia da ilusão, a luz emitida das regiões internas às manchas solares é mais brilhante do que um arco voltaico. Desde 1979, as medidas estão sendo obtidas de satélites artificiais, e estão disponíveis para estudo. Observando-se as medidas e fotos arquivadas, se nota que ao serem mais escuras, seria natural supor que haveria menos radiação solar. Entretanto, nas áreas circunvizinhas se observa um maior brilho , o que acaba por indicar que ao haver mais mais manchas, o Sol, em sua luminosidade total se torna mais radiante, embora  a variação observada seja muito pequena, cerca de  0.1%. Este valor somente foi possível após as medidas efetuadas do espaço a partir da década de 1980. 

O chamado ''efeito Wilson'' nos diz que as manchas solares sãodepressões na superfície do Sol, pois se usando o ''efeito Zeeman'' nas observações , percebe-se que estas vêm em pares , ou casais, com polaridade magnética oposta. De ciclo ao ciclo, as polaridades (com respeito à rotação solar) de manchas se deslocam entre norte sul ao sul norte. Aparecem geralmente aos grupos. Observações recentes do obervatório solar  (SOHO) que estuda as ''ondas'' que se propagam através da fotosfera, revelam muitas vezes uma  detalhada estrutura interna abaixo das manchas mostrando que há uma estrutura energética poderosa debaixo de cada mancha, dando forma de um vortex girando que concentra e alinha o campo magnético. As Manchas Solares, muitas vezes têm estruturas muito parecidas com  tempestades ou furacões terrestres.

George Ellery Hale, define  que os campos magnéticos e as manchas solares estão intrinsicamente ligados. Hale sugere que o período do ciclo do Sol é 22 anos, cobrindo duas reversões polares do campo magnético solar do dipolo.  Horace W. Babcock propôs um modelo qualitativo para a dinâmica das camadas exteriores do Sol. O modelo Babcock explica o comportamento descrito pela lei de Spörer, e queos efeitos, em geral são devido aos campos magnéticos que são torcidos pela rotação do Sol.

As ''manchas solares'' são chamadas em inglês Sunspots, são relacionadas frequentemente à atividade magnética intensa tal como os laços e a reconecção  coronal.. Já foram observados fenômenos similares em estrelas, são chamados geralmente starspots. Os números de manchas têm sido registrados desde 1.700 d.C. e estimados até aproximadamente 11.000 a.C. Os ciclos solares têm uma variação nos máximos e mínimos, a tendência atual aponta para picos ascendentes. A última atividade mapeada similar à atual remonta de 8.000 anos ao passado.
Embora os detalhes da geração do sunspot sejam ainda um tanto uma matéria da pesquisa, está completamente desobstruído que os sunspots são as contrapartes visíveis dos tubos magnéticos do fluxo na zona convective do sol que começam a “ferida acima” pela rotação diferencial. Se o stress nos tubos do fluxo alcançar um determinado limite, ondulam acima completamente como uma faixa de borracha e puncionam a superfície do sun. Em pontos da punctura o convection é inibido, o fluxo da energia das diminuições interior do sun, e com ele a temperatura de superfície.
As manchas solares podem ser divididas em:

* umbra (temperaturas em torno de 2.200°C)
* penumbra (temperaturas em torno de 3.000°C)

As linhas do campo magnético podem se repelir, fazendo com que as manchas se dispersem rapidamente, sua duração é aproximadamente duas semanas. No início de um ciclo, as manchas tendem a aparecer nas latitudes mais elevadas e movem-se para o equador enquanto o ciclo aproxima o máximo a isso se dá o nome de lei de Spörer.
A observação do chamado ''diagrama  borboleta''  demonstra o comportamento previsto pela ''lei de Spörer''.  

Os ciclos de atividade duram em média onze anos, e o seu ponto de atividade mais elevadaé chamado  máximo solar, por conseqüência, o ponto da atividade   mais baixa é o mínimo solar . 
 A duração do ciclo solar gira em torno de 11 anos e meio. Este período é ligado a uma variação no campo magnético solar que muda a polaridade.
 

1