Los fenómenos de la superficie del Sol

Las primeras observaciones visuales y la larga serie de posteriores datos fotográficos han revelado una increíble cantidad de detalles. Es lamentable que no se pueda obtener tan variada información para ninguna otra estrella.
Telescopios transportados en globo a 27.000 metros, y muy por encima de la mayoría de las perturbaciones de la atmósfera terrestre, revelan con magnifico detalle los gránulos fotosféricos con diámetros desde 500 a unos 1600 kilómetros. Presentan un aspecto de panales de brillantes manchas rodeadas por bordes más oscuros. Un gránulo particular tiene una vida de sólo pocos minutos. Por las observaciones del efecto Doppler resulta patente que la región central brillante de un gránulo es una elevada columna de gas caliente que se enfría por radiación, sumiéndose luego el gas más oscuro en torno al borde del gránulo para ser calentado de nuevo y alzarse otra vez. Estos gránulos son un mecanismo importante para el transporte de calor desde el interior del Sol.

Fenómenos de la superficie del SolLos rasgos más evidentes son las manchas solares. Las más pequeñas miden unos 1600 km de diámetro y las mayores alcanzan hasta los 150000 km, pero éstas son raras. Esas manchas son aproximadamente circulares en su estructura y consistentes en dos partes bien definidas. La región central más oscura es el núcleo y el anillo exterior más brillante es la penumbra. El núcleo es unos 1500 grados más frío que la fotosfera exterior a la penumbra.
Debido a su temperatura mucho más baja, el núcleo irradia un menor flujo luminoso que la fotosfera y es más oscuro por contraste. Pero si se pudiera ver sólo el núcleo, sería intensamente brillante.
La mayoría de las manchas se presentan a pares o en grupos dominados por dos grandes manchas. La linea que une los centros de un par es aproximadamente paralela al ecuador solar. Por observaciones de las manchas se sabe que el Sol no tiene una rotación de cuerpo sólido. Su período en el ecuador es de 25 días y aumenta a 27,5 días en la latitud de 30 grados. Puesto que raramente se ven manchas más allá de esta latitud, el período de rotación se extrae de las observaciones del efecto Doppler en limbos opuestos del Sol. El período aumenta a 35 días en la latitud de 75 grados. Casi todas las manchas se encuentran entre las latitudes de 5 y 35 grados en cada hemisferio. Son escasas en la estrecha región ecuatorial y en las zonas polares.
La vida de las manchas va desde un lapso tan corto como un día a unos meses para las de gran tamaño. Una mancha se observa primero como una oscura mota de unos 1500 kilómetros a través de la fotosfera. La mayoría de las manchas se desvanecen en uno o dos días, pero las que persisten pueden desarrollarse en grupos de unos 400 000 kilómetros de una parte a otra. Uno de los aspectos más interesantes de las manchas solares es su polaridad magnética. Se observan campos de fuerzas comparables a los de un imán permanente de elevada cualidad.