thumb|350px|Un primer plano de mancha solar en luz ultravioleta, tomada por la nave espacial TRACE. thumb|350px|Una mancha solar visible a simple vista y tomada sin ningún equipo especial.
Una mancha solar es una región del Sol que tiene una temperatura más baja que sus alrededores, y con una intensa actividad magnética. Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más.
La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parecen oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera; así la umbra tiene una temperatura de 4000 K, mientras que la penumbra alcanza los 5600 K, evidentemente inferiores a los aproximadamente 6000 K que tienen los gránulos de la fotosfera.
Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4, donde σ=5,67•10–8 W/m²K4; véase constante de Stefan-Boltzmann), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera.
La oscuridad de una mancha solar es solamente un efecto de contraste; si pudiéramos ver una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría unas 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésimas de hemisferio solar visible.
Historia Las primeras observaciones sistemáticas de manchas solares fueron hechas por astrónomos chinos a partir del 28 a. C., si bien existen noticias puntuales anteriores desde el sigloIV a. C. Entre los años 28 a. C. y 1638 d. C. registraron un total de 112 manchas. Probablemente podían ver los grupos de manchas más grandes cuando la intensa luz del sol era filtrada por el polvo que el viento había llevado desde los desiertos del Asia central.
En Occidente la noticia más antigua sobre una mancha solar aparece en la Vida de Carlomagno, escrita en 807 d. C. En los siglos siguientes las observaron astrónomos musulmanes como Averroes y, ya en el sigloXV, también italianos.
En 1610 los astrónomos David Fabricius y su hijo Johannes observaron manchas mediante telescopios. David publicó una descripción en junio de 1611. Galileo Galilei les enseñó manchas solares a astrónomos en Roma, y Schneider las observó probablemente durante dos o tres meses. La amarga disputa subsiguiente por la prioridad del descubrimiento entre Galileo y Schneider, ninguno de los cuales sabía del trabajo de los Fabricius, fue, por tanto vana.
Las manchas solares tenían mucha importancia en el debate sobre la naturaleza del sistema solar. Se demostraba que el Sol giraba y sufría cambios, contrariamente a la enseñanza de Aristóteles. Los detalles de su claro movimiento no tenían una explicación sencilla excepto en el sistema heliocéntrico de Copérnico.
La evolución de una mancha solar Las manchas solares aparecen, crecen, cambian de dimensiones y de aspecto y luego desaparecen tras haber existido tras una o dos rotaciones solares, es decir durante uno o dos meses, aunque su vida media es aproximadamente dos semanas.
Suelen aparecer por parejas. Primero se observa una formación brillante, la fácula, y luego un poro, un intersticio entre la granulación de la fotosfera que empieza a oscurecerse. Al día siguiente ya hay una pequeña mancha, mientras en el poro gemelo a unos pocos grados de distancia aparece otra mancha. A los pocos días ambas manchas tienen el aspecto característico: una región central oscura llamada sombra con temperaturas alrededor de 2500 K y brillo un 20 % de la fotoesfera, rodeada de una zona grisácea y con aspecto filamentoso, la penumbra, con temperaturas alrededor de 3300 K y brillo un 75 % de la fotoesfera. Los filamentos claros y oscuros tienen una dirección radial. Los gránulos de la penumbra tienen también forma alargada de tamaños 0,5” a 2” y sus tiempos de vida son mucho mayores que los gránulos ordinarios desde 40 minutos a 3 horas. Junto a estas dos manchas principales aparecen otras más pequeñas. Todas las manchas tienen movimientos propios con velocidades de hasta centenares de kilómetros por hora. El grupo de manchas alcanza su máxima complejidad hacia el décimo día.
Las dos manchas principales de cada grupo se comportan como si fuesen los polos de un enorme y potente imán ya que entre ambos existe un campo magnético con una intensidad entre 0,2 y 0,4 T mientras que el campo magnético terrestre tiene una intensidad de solo 0,05 mT. La mancha que está al oeste solar se llama conductora y la que está al este solar conducida. En casi todos los grupos el eje entre las dos manchas no se dispone en la dirección este-oeste, sino que la mancha conductora está en ambos hemisferios más cercana al ecuador.
Se ha observado que a bajas altitudes existe un flujo de materia desde la sombra hacia la penumbra a una velocidad de 2000 m/s (efecto Evershed) y de fuera hacia adentro en altitudes mayores como la cromosfera (efecto Evershed inverso).
Clasificación de las manchas
El esquema McIntoch ha reemplazado al esquema Zúrich en la clasificación de las manchas. Se utiliza un código de tres letras que describe la clase del grupo de mancha (sencilla, doble, compleja), el desarrollo penumbral de la mancha mayor y la compacidad del grupo. La letra A se reserva para los poros. La mayor parte de estos solo llegan al estadio B. Las manchas que llegan a desarrollarse alcanzan su mayor área al cabo de una decena de días y luego empiezan a degenerar de modo que la mancha seguidora desaparece por regla general primero. El esquema de Monte Wilson se utiliza para describir el campo magnético que puede ser sencillo, bipolar o complejo.
Las manchas y la rotación solar La medición del desplazamiento de las manchas solares sobre el disco ha permitido deducir que el Sol tiene un periodo de rotación de aproximadamente 27 días. No todo el Sol gira a la misma velocidad, puesto que no es un cuerpo rígido, así en el ecuador el periodo es de 25 días, a 40° de latitud es de 28 días y en los polos es aún mayor. A esto se le conoce como rotación diferencial.
Variación de la actividad solar thumb|350px|400 años de actividad solar. thumb|350px|Reconstrucción de 11 000 años de manchas solares. El número de manchas solares ha sido medido desde 1700 y hay estimaciones de 11 000 años atrás. La tendencia reciente es ascendente desde 1900 a los años sesenta.
Heinrich Schwabe fue el primero que observó la variación cíclica del número de manchas solar entre 1826 y 1843 y llevó a Rudolf Wolf a hacer observaciones sistemáticas que comienzan en 1848. El retraso en reconocer esta periodicidad del Sol se debe al comportamiento muy raro del Sol durante el . El número de Wolf es una expresión que combina manchas individuales y grupos de manchas y que permite tabular la actividad solar.
Wolf también estudió el registro histórico en un esfuerzo por establecer una base de datos con las variaciones cíclicas del pasado. Estableció una base de datos del ciclo hasta 1700. Aparte del ciclo de 11 años se ha comprobado la existencia de un ciclo de unos 80 años durante la mitad del cual el número de manchas es bastante superior a la otra mitad.
Wolf estableció una base de datos del ciclo hasta 1700, aunque la tecnología y técnicas para las observaciones solares cuidadosas estaban ya disponibles en 1610. Gustav Spörer pensó que la razón para que Wolf fuera incapaz en extender el ciclo era que había un período de 70 años entre 1640 y 1715 en el que raramente se observaron manchas solares. Los registros históricos de manchas solares indican que después de su descubrimiento en 1611 hubo dos máximos separados 30 años y luego la actividad declinó hasta un nivel muy bajo hacia 1640 y así se mantuvo hasta 1715, en que hemos recuperado el ciclo tal como lo conocemos.
No se pudo apreciar el significado de la ausencia porque tras el descubrimiento de las manchas solares hubo 34 años de actividad y luego 70 sin ella, ¿quién podía decir lo que era normal? La investigación sobre las manchas solares estaba inactiva durante los siglosXVII y principios del XVIII debido al Mínimo de Maunder durante el cual ninguna mancha solar fue visible; pero después de la reasunción de la actividad solar, Heinrich Schwabe en 1843 descubrió cambio periódico undecenal en el número de manchas solar.
Edward Maunder en 1895 y 1922 realizó estudios cuidadosos para descubrir que el problema no era la falta de datos observacionales sino la ausencia real de manchas. Para ello agregó al cuadro la ausencia durante el mismo periodo de auroras polares ligadas siempre a los ciclos de actividad solar. Las auroras que son normales en las islas británicas y en Escandinavia desaparecieron durante los 70 años de inactividad de modo que al reaparecer en 1715 causaron admiración y consternación en Copenhague y Estocolmo.
Puesto que las manchas solares son más oscuras es natural suponer que más manchas solares signifiquen menos radiación solar. Sin embargo, las áreas circundantes son más luminosas y el efecto global es que más manchas solares se asocian a un sol más luminoso. La variación es pequeña (del orden del 0,1 %) y solo se estableció por medidas por satélite de la variación solar a partir de los años ochenta. Durante el mínimo de Maunder hubo unos inviernos anormalmente fríos e intensas nevadas tal como lo demuestran los registros históricos. La Tierra pudo haber refrescado casi 1 K.
En 1920 Douglas hizo un trabajo pionero sobre la datación con los anillos de los árboles. Observó una tendencia general cíclica en la velocidad de crecimiento cada una o dos décadas. Al estudiar maderas de la segunda mitad del sigloXVII observó la ausencia de la periodicidad. Douglas leyó en 1922 el artículo de Maunder y le escribió para comunicarle su hallazgo.
Los anillos de los árboles demuestran este enfriamiento pues son más delgados durante los periodos fríos y muestran concentraciones anormalmente altas de carbono radioactivo (14C). Este tipo particular de carbono se produce a grandes alturas sobre la atmósfera terrestre, debido a la radiación cósmica procedente de la galaxia. Sabemos que durante un mínimo solar, el campo magnético del sol protege menos a la tierra de la radiación cósmica que a la vez hace que los niveles de carbono-14 suban. Se ha sugerido que algunas de las glaciaciones fueron el resultado de prolongados periodos de falta de actividad solar.
Evolución de las manchas en un ciclo: diagrama de mariposa
Todas las manchas solares aparecen en ambos hemisferios en latitudes que van desde los 5° a los 40°. La actividad solar ocurre en ciclos de aproximadamente once años. El punto de actividad solar más alta durante este ciclo es conocido como el máximo solar, y el punto de actividad más baja es el mínimo solar. Al principio de un ciclo, las manchas solares tienden a aparecer en las latitudes más altas (unos 40°) y a medida que el ciclo se acerca el máximo aparecen manchas con mayor frecuencia y cada vez a menos latitud (cerca del ecuador), hasta que se alcanza el máximo. Mientras esto ocurre, aparecen las primeras manchas del ciclo siguiente a una latitud de unos 40°. A esto se llama la ley de Spörer.