En 1851, en Dessau, Schwabe anunció que los cambios en el número de manchas solares ocurren periódicamente, determinando un período de 10 años. Este descubrimiento de Schwabe recibió el merecido reconocimiento en 1857, cuando se le otorgó la medalla de oro de la Sociedad Astronómica de Londres. El presidente, en su discurso con motivo de este evento, dijo: “Durante doce años dedicó sus esfuerzos a satisfacer sus propios intereses, los seis siguientes a satisfacer los intereses de la humanidad y, por último, los tres últimos a la ciencia”.
Las manchas solares aparecen y desaparecen con bastante regularidad, lo cual es en sí mismo muy interesante, pero también significa algo más, ya que evidentemente indica la existencia de ciertos cambios en el interior del Sol, regulares y periódicos en su naturaleza, dependientes de condiciones físicas y mecánicas aún no del todo aclaradas.
El astrónomo de Zúrich R. Wolf (1816–1893) se dedicó a sistematizar las observaciones de manchas solares acumuladas durante dos siglos y medio. Mediante el análisis de todo el material dejado por los observadores, logró establecer un período más preciso de actividad solar. Este período era, en promedio, de once años. Al mismo tiempo, Wolf determinó los años de máxima y mínima cantidad de manchas —los máximos y mínimos de actividad solar— para todo el período anterior de observaciones. Los números obtenidos como resultado del análisis de las observaciones los denominó relativos —r— y los calculaba para cada día de observación según la fórmula r = K (10g + f), donde g significa el número de grupos y manchas individuales observadas en un momento dado, f es el número total de manchas contadas en esos grupos y por separado, y K es un coeficiente que depende del observador y de su instrumento.
Esta fórmula sigue utilizándose hoy en día, aunque, por supuesto, no permite expresar con absoluta precisión el estado de la superficie solar. Este estado se determina además por toda una serie de otras formaciones grandiosas, relacionadas de una u otra manera con las manchas: la magnitud, el número y el carácter de las erupciones y protuberancias solares, flóculos, llamaradas, etc. La curva —esta es la principal ciclo de actividad del Sol, que en promedio es de once años, pero con desviaciones individuales de once años en uno u otro sentido.
Estos principales ciclos de actividad solar se destacan con mayor claridad y, gracias a ellos, el curso de la curva del proceso de formación de manchas adquiere un carácter ondulatorio con una alternancia gradual de puntos de máximos y mínimos. Si tomamos cualquiera de estos ciclos desde un punto mínimo hasta el siguiente punto mínimo, tendremos una onda —un ciclo completo de actividad solar—, que, por ejemplo, equivale a once años. Al examinar el curso de este ciclo, observaremos que el aumento hacia el máximo no ocurre de manera gradual, sino a saltos.
En otras palabras, la curva desde el punto mínimo hasta el punto de máximo no asciende suavemente y luego desciende hasta el punto mínimo, sino que experimenta numerosas sacudidas. El tamaño de estos saltos aumenta a medida que se intensifica el proceso de formación de manchas y alcanza sus valores más altos en el momento del máximo. Así, el curso de la curva ondulatoria del proceso de formación de manchas está plagado de una gran cantidad de pequeñas ondas con puntas agudas en la parte superior y profundos —a veces igualmente agudos— valles en la parte inferior.
Al observar la curva de formación de manchas, se nota que solo se asemeja vagamente a una sinusoide. En detalle, esta curva se parece al curso diario de la temperatura de un paciente con fiebre tifoidea, similar a los dientes de una sierra semicircular. Aquí se observan subidas y bajadas bruscas, cambios y alteraciones. Todo esto son pequeñas oscilaciones que componen una grande —el ciclo de once años de actividad solar—. Al examinar estos saltos en forma de dientes, es fácil ver que todos ellos, a medida que el ciclo avanza desde el mínimo hasta el máximo, aumentan gradualmente en número y altura; esto significa que las manchas aparecen en la superficie del Sol con mayor frecuencia, en mayor cantidad y tienen una vida más larga. Por lo tanto, la cantidad de energía que irradian también aumenta gradualmente, a saltos, a medida que el ciclo avanza desde el mínimo hasta el máximo.
Estos saltos en la aparición y desaparición de manchas son, al parecer, los responsables de muchos de los efectos que se desarrollan en la Tierra dependiendo de la formación de manchas.
Basándose en los cambios en la intensidad y cantidad de manchas solares, Schwabe, como vimos, consideraba que el intervalo de tiempo entre máximos era de diez años. Lamont calculó el mismo valor y obtuvo para él 10,43 años. Wolf consideraba que el período de oscilaciones del número de manchas era de 11,111 años, con una variabilidad media de ±2,03 años. Ch. Young (1834–1908) creía que el verdadero ciclo de formación de manchas no superaba los 12–14 años. A. Wolfer consideraba que, en promedio, el período de formación de manchas era de 11,124±0,030 años. S. Newcomb (1835–1909) lo aceptó como 11,13 años. Finalmente, Michelson (1852–1931) se inclinaba a reconocer un período superior a 11,4 años, pero H. Turner (1861–1930) consideraba que actualmente solo se puede hablar de un período de 11,4 años.
Schuster sometió el material numérico sobre las manchas durante 150 años a un análisis armónico. Según su investigación, junto al ciclo de 11,125 años, existe una serie de períodos secundarios cuya sucesión es la causa de las diversas alteraciones observadas en el período principal. Estos períodos secundarios tienen valores de 4,38; 4,80; 8,36 y 13,50 años. Al investigar la cuestión del período de once años durante 1750–1900, Schuster descubrió que en los primeros 75 años este período se divide en dos: 9,25 años y 13,75 años, y en el conjunto de 75 años equivale a 11,1 años.
Es interesante señalar que Turner analizó las observaciones magnéticas de Greenwich para el período de 1841 a 1904 y descubrió que, además del período principal relacionado con las manchas solares, existe otro período secundario de 9,26 años. Deseando encontrar el mismo período en la actividad solar, Turner reanalizó todos los datos de Wolf y Wolfer desde 1610. Aunque no encontró períodos de 9,26 años, estableció la presencia de otro período de actividad solar de 13 años. Este período se caracteriza por el hecho de que, a pesar de su baja intensidad, está bastante bien definido.
Finalmente, en 1927, Oppenheim sometió los números de Wolf a un nuevo análisis y descubrió que la curva de su curso se expresa mediante la siguiente función: r = C + C2 cos [φ1 + λxm – cos (mφ1 – εm)], φ = 360°/П, 25iV = 360 ° / 450. De este modo, la formación de manchas es un fenómeno muy complejo. Sólo en promedio una pe – R y s. 7. Latitudes medias del Sol (curva punteada ch) y áreas medias de manchas (curva roja) de 1854 a 1912. Al comienzo de cada nuevo ciclo solar, después del mínimo, las manchas aparecen en las latitudes más altas en las que pueden encontrarse, t. Según “el aumento del número de manchas desde el mínimo hasta el máximo, la zona del máximo de otra frecuencia de manchas se desplaza hacia el ecuador solar hasta ±30° de latitud, donde las manchas desaparecen finalmente hasta el mínimo”. Tras el inicio del mínimo, los fenómenos se repiten en el mismo orden (según Spoerer) 72 Capítulo IV el período equivale a 11 años. En realidad su duración a veces alcanza 17 años, y a veces sólo 7. También es un fenómeno muy significativo en el ciclo de la cantidad de manchas solares reconocer que el desarrollo del máximo, su período y su declive no son siempre estrictamente fijos, sino que varían gradualmente debido a causas aún desconocidas. Por lo tanto, al determinar y predecir cualquier punto específico del período se debe ser extremadamente cauteloso. Los quiebres en la actividad solar, que marcan los puntos de mayor ascenso y menor descenso, pueden determinarse sólo después de varios meses, y a veces un año o más, comparándolos con datos de actividad solar de un período más o menos prolongado. El pronóstico disponible hasta ahora para determinar el ciclo de 11 años sólo puede darse con una precisión de 1‑2 años, pero incluso eso en algunos casos ya significa mucho. Además de los intentos de descubrir pequeños ciclos de actividad solar, se han realizado investigaciones para determinar si existen también períodos largos en la actividad solar. Ya en 1746, cuando no se conocía nada sobre los períodos, Meran señaló la posible existencia de grandes períodos en la actividad solar. Más tarde la misma idea la compartió Loomis. Wolf trató de encontrar tal período, determinándolo en 55,5 años. Jung supuso que existe una oscilación de 60 años que se une a la oscilación principal de 11 años. A. Ganski identificó una de 72 años. M. Lockyer encontró en la actividad solar un período de 35 años, y Schuster calculó mediante el método de periodogramas ciclos de un tercio de siglo, equivalentes a 33,375. Al establecimiento del período de 33 años en la actividad del Sol también llegó Litchner. Finalmente, Turner consideró posible concluir la existencia de un período prolongado de 266 años. Según este científico, cada 266 años ocurre un gran máximo de actividad solar. Wolf, en 1889, basándose en crónicas chinas medievales sobre auroras boreales, señaló varias fechas que podrían ser máximos importantes en la actividad solar. Torbellinos de tormentas solares 73 Estas fueron los años: 372, 840, 1078, PZZ y 1372. Basándose en los años 372 y 1372, en los que, según su suposición, hubo una actividad solar especialmente intensa, Wolf calculó una serie de períodos largos, a saber, 88,33 y 66,67 años. Luego Wolf sumó sucesivamente esos números a 372, obteniendo así una tabla de fechas de grandes máximos de actividad solar. Sin embargo, ahora las fechas propuestas por Wolf pueden ser cuestionadas. Pero, ¿qué son las manchas? ¿Se ha descifrado hoy su “gran secreto”, según Galileo? Quizá aún no, pero lo que sabemos sobre las manchas y su naturaleza en los últimos años es suficiente para formarnos una idea del gran valor de las manchas solares para la vida de la Tierra. Sobre el descubrimiento de la naturaleza de las manchas solares lucharon muchas mentes destacadas. Los primeros observadores imaginaban que las manchas eran planetas, los satélites más cercanos del Sol, que pasaban cerca de su superficie. Esa idea errónea fue demolida por Galileo, quien a su vez pensó que las manchas eran nubes que flotan en la atmósfera solar. Dergem creía que esas nubes provenían de erupciones de volcanes solares. J. Lalande las tomaba por cumbres de montañas solares que sobresalen en medio de un océano de fuego sobre la superficie de una isla luminosa que yace en el núcleo sólido central del Sol. V. Herschel consideraba que las manchas eran aperturas temporales en las nubes, a través de las cuales podíamos ver el interior. El material que permite juzgar con cierto grado de fiabilidad las épocas de actividad solar son los registros crónicos de auroras boreales. Estas, como se ha establecido, ocurren principalmente en latitudes conocidas cuando el Sol atraviesa una época de máximo. Otros datos son las grandes manchas solares, visibles a simple vista en épocas de máximos y registradas por cronistas (principalmente chinos). Este material fue dispersado en crónicas y crónicas de diversos pueblos. La sistematización de este material corresponde al científico alemán G. Fritz, quien en 1893 trabajó por primera vez los datos crónicos sobre auroras boreales, manchas solares visibles a simple vista, granizo y cosechas. Veinticinco años después, una labor similar fue realizada por D. O. Svyatsky en Rusia. En su trabajo también se tomaron en cuenta crónicas rusas. 14 Capítulo IV la superficie del núcleo central – la esfera. Su hijo D. Herschel dio a las manchas la siguiente explicación: las manchas son enormes torbellinos que se elevan a través de la atmósfera. A partir de 1868, compitieron dos teorías: la teoría de Abate A. Sekki y la teoría de E. Fay. El primero basó su teoría en la hipótesis de erupciones solares. El segundo consideró que la formación de manchas se debía a tormentas solares, y la propia estructura de las manchas era torbellinos. Este punto de vista inicial mantiene su fuerza hasta la actualidad. La teoría de Fay sostiene que, como resultado del movimiento relativo de partes adyacentes de la fotosfera, se forman remolinos que se convierten en ciclones y torbellinos, similares a los remolinos que se producen cuando una corriente rápida encuentra obstáculos en su camino. Estos remolinos tienen forma de embudos, en los que el cuerpo y el aire que flotan son arrastrados hacia el interior. De manera similar, como suponía Fay, ocurren ciclones y tornados terrestres. Comienzan en la parte superior y descienden en la atmósfera cada vez más bajo, hasta que la cima del torbellino alcanza la Tierra. Fenómenos de este tipo, pero solo torbellinos colosales, constituyen, según Fay, la esencia de una mancha solar. Una de las objeciones a la teoría de Fay fue la siguiente: si las manchas son torbellinos, deberían mostrar movimiento torbellino. Además, todas las manchas al norte del ecuador deberían girar en la misma dirección, en sentido antihorario visto desde la Tierra; las manchas del hemisferio sur del Sol deberían girar en dirección opuesta, similar a los ciclones terrestres. Al investigar esta cuestión, los astrónomos notaron que sólo un pequeño porcentaje de manchas muestra rastros de movimiento torbellino y que a menudo diferentes miembros de un mismo grupo de manchas, incluso distintas partes de una misma mancha, giran en direcciones opuestas. En aquel entonces esas observaciones sólo podían sacudir la teoría de Fay, pero al mismo tiempo son la mejor evidencia de la validez de su principio sobre la estructura torbellina de las manchas. A la teoría de Fay le ayudaron las teorías eléctricas de las manchas. Defensores acérrimos de la teoría torbellina de las manchas surgieron Ray y Helm. Sin embargo, para su reconocimiento definitivo faltaba claridad en algunos detalles. Sólo después del excelente trabajo del científico estadounidense J. Hale (D. Hale), publicado en 1908, la mayoría de los astrónomos volvió a la teoría torbellina. Finalmente, al año siguiente Hale pudo, basándose en numerosos estudios, concluir que las manchas solares “son, probablemente, torbellinos eléctricos”. Las brillantes obras de Hale iniciaron toda una serie de descubrimientos sobresalientes sobre la naturaleza de las manchas, realizados en el Observatorio Solar del Monte Wilson en California, así como en otros observatorios dedicados al estudio del Sol. La teoría de Hale ganó entre los astrónomos muchos seguidores entusiastas, sobre todo porque recibía cada día nuevas y nuevas confirmaciones. Fig. 8. Protuberancia solar de 235 000 km de altura. Fotografía tomada el 7 de julio de 1917 en el Observatorio Mount Wilson. Disco blanco – tamaños comparativos de la Tierra 76 Capítulo IU
Así pues, las manchas solares deben considerarse como torbellinos, similares a los remolinos en el mar, con expansiones en forma de embudo en la cima. El movimiento de la materia en tales torbellinos se produce de abajo hacia arriba, formando un vórtice ascendente. La velocidad del movimiento de la materia alcanza magnitudes enormes, y los gases que son arrastrados en el torbellino se enfrían debido a su rápida expansión al acercarse a la cima del vórtice. Las cimas de los torbellinos que han alcanzado gases enfriados se mueven en espiral con radios que aumentan rápidamente. Lo que vemos en forma de mancha es solo la cima, el final, el eco de los grandiosos procesos que ocurren en regiones inaccesibles a nuestra investigación. Sin duda, existe una causa que obliga a los gases del interior del Sol a fluir hacia arriba. Allí, en las capas inferiores del globo solar, se esconde una fuerza cósmica que impulsa todo este complejo y enorme remolino, que lleva el modesto nombre de mancha solar.
La causa que provoca los movimientos vorticosos de la materia fotosférica aún no puede considerarse establecida con firmeza. En esta dirección solo existen suposiciones más o menos fundamentadas. Quizá la causa más cercana sea el intenso calentamiento de la materia en las profundidades. Entonces, al volverse más ligera, como el aire en una chimenea, asciende. En su camino, debido al ascenso, los gases se enfrían y emergen en la superficie más fríos, aunque inicialmente estaban muy calientes. De esto se deduce que en la capa inferior, donde se origina el fenómeno, debe predominar una temperatura muy alta. Efectivamente, mientras que cerca de la superficie del Sol la temperatura no supera los 6000 °C, en las capas centrales alcanza aproximadamente 12 000 000 °C. Según los cálculos de R. Emden, la temperatura central del Sol es de 31 500 000 °C. H. Russell demostró que la mayoría de las estrellas tiene en su centro una temperatura muy cercana a los 32 000 000 °C.
La causa de tal calentamiento en las capas inferiores del Sol sigue siendo, por ahora, un enigma sin resolver. Este misterio se vuelve aún más incomprensible si tenemos en cuenta que las manchas aparecen en ciertas partes de la superficie solar y solo en las superficies solares. Ante este huracán, nuestras tormentas que arrasan árboles y casas no son más que imperceptibles suspiros de brisa.
Ya en 1892, Young, al estudiar espectroscópicamente la radiación de las manchas solares, descubrió un fenómeno notable, a saber: muchas líneas espectrales de las manchas solares resultaron ser dobles, mientras que el espectro del resto
5 (Según Hale) Fig. 10. Curva roja: protuberancias de 1910 a 1934. Curva punteada: manchas solares para el mismo período (según W. Brunner)
