EVOLUCIÓN DE LA REGIÓN ACTIVA: NOAA 11092 – NOAA 11101

Jorge Luis del Rosario García

Introducción

La evolución de las manchas solares y su duración sobre la fotosfera solar es muy variable. Por regla general los grupos de manchas no sobreviven a una  rotación solar, es decir, que no suelen superar más de 28 días de actividad. Sin embargo, algunos grupos de manchas solares logran permanecer visibles en la fotosfera durante más de una rotación.

Observaciones

Desde el comienzo del ciclo 24 no se había observado ninguna mancha solar que se mantuviera en la fotosfera por más de una rotación solar, hasta la aparición del grupo de manchas de la región NOAA 11092, por lo que podríamos considerar que ésta es la primera del ciclo 24.

El día 28 de julio de 2010 pude observar por el limbo este la aparición de un grupo de manchas solares en la región NOAA 11092 según podemos ver en la figura -1, el día 16 de la rotación de Carrington número 2099. A pesar de que el día 27 de julio de 2010 también pude observar, no fui capaz de ver el grupo de manchas solares, también es verdad que la calidad de la observación de ese día no fue muy buena, realizada entre nubes y con una ligera brisa que provocaba una turbulencia sobresaliente.

La aparición del grupo en el hemisferio solar visible nos muestra que el mismo está bastante desarrollado, es decir, que no apareció ese día ya que presentaba una tipología H según la clasificación tipológica de Zürich. Y por supuesto, el grupo de manchas se encontraba rodeado de fáculas. Fáculas del tipo b según la clasificación de Gericke.

Fig.-1: Observación del día 28-07-2010.	Fig.-2: Observación del día 02-08-2010.	Fig.-3: Observación del día 09-08-2010.

El día siguiente, 29 de julio de 2010, ya se podía considerar un perfecto sumidero de tipo J.

Lo interesante de esta región llegó el día 1 de agosto de 2010 y sobre todo el día 2 de agosto, días en los cuales aparecen poros a su alrededor, reactivando nuevamente la actividad del grupo de manchas, pudiendo recalificarse nuevamente como tipo H, como podemos ver en la figura - 2. Esta reactivación pudo haber sido debida a un “proton event” suave de unos: (< 5pfu a 10 MeV) producido al noroeste de la región. Dicha explosión llegó a tener conexión magnética con la Tierra.

Ya el día 4 de agosto de 2010 volvía a ser de  tipo J puro, sin poros que lo acompañaran. Aunque el día 3 de agosto de 2010 no pude hacer la observación, por lo que no sé si tal vez ya éste día había perdido esa actividad extra.

Los días 8 y 9 se agosto de 2010 se pudo ver el grupo completamente rodeado de fáculas del tipo a, al acercarse al limbo oeste. El grupo de manchas prosiguió sin cambios hasta el día 10 de agosto de 2010, día en el que desapareció por dicho limbo solar, como se muestra en la figura – 3.

Hasta el día 24 de agosto de 2010 se volvió a ver el grupo reaparecer por el limbo este nuevamente como se muestra en la figura - 4, el día 15 de la rotación de Carrington 2100. Y por su puesto con aspecto de grupo tipo J. Esta nueva aparición de la región activa la hizo con la denominación de NOAA 11101.

Por su latitud y longitud heliográfica podemos concluir que se pueda tratar de la misma mancha solar que la de la región activa NOAA 11092 de la rotación anterior.

El día 29 de agosto de 2010 la mancha solar NOAA 11101 se divide en dos debido a un puente de luz del tipo f o del tipo g según la clasificación propuesta por Hilbrecht. Dicho puente de luz se pudo observar hasta el 2 de septiembre de 2010. A partir de ese día ya no fue posible  observarlo, tal vez, causado por el efecto Wilson que ese día empezó a dejarse notar en la mancha solar debido a su proximidad al limbo oeste.

Fig.-4: Observación del día 24-08-2010.	Fig.-5: Observación del día 29-08-2010.	Fig.-6: Observación del día 05-09-2010.

Por último, el día 5 de septiembre de 2010 la mancha solar alcanza el limbo oeste solar desapareciendo tras el mismo, según podemos ver en la figura - 6, no siendo observable el día 6 de septiembre de 2010. Y por supuesto en días anteriores se pudo ver la región rodeada de fáculas, esta vez del tipo a.

Los siguientes enlaces nos permiten ver una animación de este periodo de actividad en el hemisferio visible del Sol día a día, la primera son los dibujos míos, mientras que la segunda son las imágenes tomadas por Javier Ruiz Fernández:

Animación con las observaciones mías: animación - JDR.wmv

Animación con las imágenes de Javier Ruiz Fernández: animación - JRF.wmv

Análisis

Para el estudio estadístico de las posiciones de las regiones activas he utilizado los datos obtenidos por los distintos observadores que vuelcan sus trabajos en Parhelio (http://www.parhelio.com/posic.html ). Para este trabajo en particular, los datos los he tomado de las observaciones de los siguientes astrónomos:

Para cada día se promedian las latitudes y las longitudes heliográficas del grupo de manchas solares obtenidas por cada uno de los astrónomos que observó ese día en concreto. Este promedio genera una desviación que representaremos a través de la desviación estándar. Los días en los que hay pocas observaciones y están las mías, la desviación aumenta bastante debido a que mi observación es por proyección y con plantilla, evidentemente existe un error subjetivo bastante grande que hace que las observaciones se desvíen mucho respecto de lo esperado, dependiendo de la observación puede haber errores de hasta 2º. Los resultados obtenidos se representan a continuación en las siguientes gráficas:

Fig.-7: Graficas de la variación de la longitud y la latitud del grupo de manchas en las dos rotaciones (2099 – 2100).

En las gráficas se muestra claramente un intervalo de 15 días sin observaciones, este intervalo es debido a la desaparición por el limbo oeste de la región activa NOAA11092 (rotación 2099) y la aparición de la región activa NOAA11101 (rotación 2100) por el limbo este.

También podemos comprobar que el tránsito de ambas regiones por el disco visible del Sol dura entorno a 13 días, la NOAA11092 está sobre el disco solar desde el 28-07-2010 hasta el 09-08-2010 y la NOAA11101 está sobre el disco solar desde el 24-08-2010 hasta el 05-09-2010. Si a ese tránsito le sumamos el intervalo de 15 días entre la desaparición de la región NOAA11092 y la aparición de la región NOAA11101 tenemos aproximadamente la duración de la rotación solar, es decir unos 28 días.

Fig.-8: Posición media de ambos grupos de manchas.

Ahora promediamos la longitud y la latitud heliográfica para todos los días observados, dando un único par de coordenadas para cada región activa, de esta forma podemos comprobar que existe un aumento tanto en la longitud como en la latitud heliográfica, el aumento en la longitud es más apreciable que en la latitud, al calcular la diferencia entre ambas regiones activas obtenemos los siguientes valores:

Diferencia en Longitud = 1,22º ± 1,57º
Diferencia en Latitud = 0,49º ± 0,37º

El problema es que debido a la dispersión la propagación de los errores en longitud es mayor que el desplazamiento calculado, por lo que el resultado podría ser más que discutible, sin embargo, a pesar de que la propagación de errores en latitud también es alta, el desplazamiento en latitud es mayor, por lo que se puede aceptar con menos reparos.

Por otra parte, sería interesante estudiar la evolución de la actividad de la región, para ello usaremos las áreas de las manchas solares que forman la región activa.

En este estudio se han usado las áreas calculadas por Javier Ruiz Fernández, las cuales se hallan en la página de Parhelio ( http://www.parhelio.com/areas.html ) y las calculadas por mí, debemos tener en cuenta, como en los casos anteriores, la subjetividad de los datos obtenidos por mí, debido al método de observación utilizado, las medidas se toman sobre la plantilla más o menos a groso modo y se sustituyen en la siguiente ecuación:

Donde:
                Ai’ = Área medida sobre la plantilla en milímetros.
                ri = Distancia medida desde el centro del disco al centro de la mancha medida en milímetros.
                R = Radio de la plantilla medido en milímetros.

En la siguiente gráfica podemos ver la evolución de las áreas de las manchas solares de las regiones en estudio respecto al paso de los días, las áreas representadas son las medidas por ambos astrónomos y la media de los datos para cada día.

Como era de esperar, se aprecia la disminución del área de la mancha en su decaimiento.

Fig.-9: Variación del área de las manchas solares.

Conclusiones

Teniendo en cuenta las coordenadas heliográficas del grupo de manchas solares de la región NOAA 11092 y las del grupo de manchas solares de la región NOAA 11101 podemos pensar que se tratan del mismo grupo, ya que la tendencia del movimiento propio del grupo de manchas se mantiene en las dos rotaciones. Por otra parte, la evolución de la actividad del grupo de manchas solares mantiene su ritmo descendente en las dos regiones, como se muestra en la gráfica, hecho éste que también nos lleva a pensar que nuevamente se trata del mismo grupo me manchas solares.

En la rotación 2097, la 2098 y la 2101 los grupos de manchas solares que aparecieron próximos a la región en estudio se separaban de la misma de 10º a 20º, por lo que posiblemente pertenecían a la misma región activa, pero no se trataba de la misma mancha solar. Estos grupos de manchas solares pertenecen a las regiones NOAA 11087, NOAA11109 o NOAA11110.

Bibliografía:

• Compendium of practical astronomy II – Earth & Solar System. Ed.: Günter Dietmar Roth. 1994.).
• http://www.parhelio.com