Autor: Antonio Fernández González
Una mancha solar es una región temporal de la atmósfera del Sol que se caracteriza por tener una temperatura más baja que su entorno y una intensa actividad magnética. Las manchas solares se originan debido a perturbaciones en el campo magnético del Sol. Efecto de torsión: El Sol experimenta una rotación diferencial, lo que significa que su ecuador gira más rápido que los polos. Esto estira y retuerce las líneas de su campo magnético interno. Ascenso de flujo: Los tubos de flujo magnético retorcido se vuelven boyantes y ascienden hacia la superficie solar (fotosfera). Bloqueo térmico: Al emerger, la intensa presión magnética inhibe la convección, el mecanismo por el cual el plasma caliente del núcleo asciende. Al frenarse este flujo de calor, la zona se enfría. Diferencia térmica: Al enfriarse a unos 3.500 °C–4.000 °C (frente a los 5.500 °C de la fotosfera circundante), la región emite menos luz por unidad de área, lo que por contraste óptico la hace lucir oscura. Estructura y Evolución Una mancha solar completamente desarrollada se divide visualmente en dos partes: una zona central oscura llamada umbra (donde el campo magnético es perpendicular) y una zona periférica más clara y filamentosa llamada penumbra (donde el campo magnético es más inclinado). Generalmente, se forman en parejas bipolares (una mancha con polaridad magnética norte y otra con polaridad sur). Posteriormente la mancha alcanza su máxima extensión superficial y estabilidad. Puede persistir desde unos días hasta varios meses. Finalmente, el campo magnético se debilita progresivamente. Las fuerzas de convección circundantes fragmentan la estructura hasta que desaparece por completo