El Sol: el centro que ordena las órbitas y hace posible la vida
Sin el Sol, los planetas no podrían seguir sus órbitas actuales y la Tierra no podría albergar la diversidad de vida que conocemos. La gravedad solar mantiene planetas, asteroides y cometas dentro de un sistema ordenado, mientras que la energía y las partículas emitidas por el Sol cambian sin cesar los ambientes de todo el sistema solar. El disco brillante que vemos cada día en el cielo es la estrella central que da forma a nuestro entorno cósmico y crea las condiciones necesarias para la vida.
El Sol es una estrella de hidrógeno y helio de unos 4.600 millones de años. Su propia gravedad mantiene unido su inmenso plasma. Alrededor del 99,8 % de la masa del sistema solar está concentrada en él, por lo que domina las órbitas planetarias y conserva en el núcleo la presión y la temperatura necesarias para brillar durante miles de millones de años. Dentro de unos 5.000 millones de años, cuando se agote el hidrógeno del núcleo, el Sol se hinchará hasta convertirse en una gigante roja y engullirá Mercurio y Venus. La Tierra dejará de ser habitable mucho antes y también podría acabar absorbida. Después, el Sol expulsará sus capas exteriores y quedará como una enana blanca; los planetas exteriores que sobrevivan orbitarán el resto enfriándose desde órbitas más amplias.
- Unos 15 millones de °C temperatura del centro del Sol, donde el hidrógeno se une y libera energía
- Unos 170.000 años tiempo que tarda la energía del centro en atravesar la zona radiativa y llegar a capas exteriores
- Unos 5.500 °C temperatura de la fotosfera, la capa que vemos como superficie solar
- Hasta varios millones de °C temperatura que puede alcanzar la corona, la atmósfera exterior del Sol
¿Cómo se desplaza hacia fuera la energía del centro del Sol?
En el núcleo, los núcleos de hidrógeno se unen para formar helio y una pequeñísima cantidad de masa se convierte en energía. Pero esa energía no viaja encerrada en un solo fotón que vuela directamente a la superficie. En la zona radiativa, la luz interactúa con partículas y cambia una y otra vez de dirección y energía. «Unos 170.000 años» no es el tiempo de viaje de un único rayo de luz, sino el tiempo que necesita la energía del centro para atravesar varias capas y llegar al exterior.
Más afuera, el plasma caliente asciende por la zona convectiva mientras el material más frío desciende. El dibujo granulado de la fotosfera es la huella visible de ese enorme movimiento. Incluso la fotosfera, a la que llamamos superficie, no es una corteza sólida. Se parece más a un límite visible: por debajo de cierta profundidad, el plasma se vuelve opaco y a la luz le cuesta escapar.
La luz solar no llega del centro a la superficie de una sola vez. La energía pasa incontables veces por la materia antes de salir finalmente al espacio.
¿Por qué cambia la actividad solar cada 11 años aproximadamente?
El Sol está formado por plasma con carga eléctrica, y su rotación y sus corrientes internas generan campos magnéticos. El ecuador y las latitudes altas no giran a la misma velocidad, mientras que los flujos del interior retuercen y enrollan las líneas de campo. A lo largo de un ciclo de unos 11 años, las manchas y las erupciones se vuelven más y menos activas, y se invierte la polaridad de los polos magnéticos norte y sur. La duración y la intensidad nunca son idénticas de un ciclo a otro.
Las manchas solares no son agujeros. Son regiones donde un campo magnético intenso frena la convección, por lo que parecen más frías y oscuras que su entorno. Cuando los campos retorcidos se reconectan, las fulguraciones y las eyecciones de masa coronal pueden lanzar energía y materia al espacio. Las partículas y los cambios magnéticos que llegan a la Tierra pueden crear auroras, pero los sucesos intensos también afectan la electrónica de los satélites, las comunicaciones, las redes eléctricas y la exposición de los astronautas a la radiación.
La actividad solar aumenta y disminuye en un ciclo de unos 11 años, pero no se repite siempre en el mismo momento ni con la misma intensidad. Las manchas son solo una pista sobre el estado del Sol. También importan la dirección de una erupción y la forma de su campo magnético.
Una atmósfera más caliente que la superficie
Sobre la fotosfera, la superficie visible del Sol, se encuentran la cromosfera, la región de transición y la corona. Podría parecer que la temperatura debería bajar al alejarse de la fuente de calor, pero en la atmósfera solar ocurre lo contrario. La temperatura vuelve a subir en la corona y puede alcanzar varios millones de grados. La corona es extremadamente tenue, pero sus partículas se mueven muy deprisa, y los movimientos del campo magnético parecen aportar energía. Los científicos aún estudian exactamente cómo llega la corona a calentarse tanto.
Algunas partículas de la corona escapan de la gravedad solar y se extienden por el espacio como viento solar. Este viento contiene corrientes rápidas y lentas. Cuanto más lejos viajan, más se mezclan y más difícil resulta distinguir sus rasgos originales. Por eso los científicos se acercan al Sol para descubrir dónde nace el viento solar y cómo acelera.
- Fusión transforma hidrógeno en helio en el núcleo y libera energía.
- Radiación y convección reparten la energía por el interior denso y elevan plasma caliente hacia la superficie.
- Atmósfera magnética los campos retorcidos sobre la fotosfera calientan la corona y, a veces, se reconectan de forma explosiva.
- Viento solar lleva plasma y campos magnéticos más allá de los planetas para formar la heliosfera.
¿Hasta qué punto se acercó Parker Solar Probe al Sol?
Tras su lanzamiento en 2018, Parker Solar Probe utilizó la gravedad de Venus para ir cerrando su órbita. En 2021 cruzó la superficie crítica de Alfvén, el límite entre el material todavía retenido por el Sol y el que escapa hacia fuera, y atravesó directamente la corona. Las mediciones mostraron que ese límite no es una esfera lisa: tiene irregularidades y la sonda puede cruzarlo varias veces durante un mismo paso.
En diciembre de 2024, Parker Solar Probe se acercó a unos 6,1 millones de kilómetros de la superficie solar. No aterrizó en el Sol ni entró en su interior. Desde detrás de un escudo contra el calor extremo, midió campos magnéticos, plasma y partículas de alta energía, y tomó imágenes del viento solar. Así, los científicos ya no se limitan a observar el Sol desde lejos: pueden estudiar de cerca lo que ocurre alrededor de nuestra estrella más cercana.