El Sol: ¿qué lo mantiene encendido?
El Sol es una estrella de secuencia principal de tipo G y unos 1,39 millones de kilómetros de diámetro, alimentada por fusión de hidrógeno desde hace 4.600 millones de años. Manchas, fulguraciones y eyecciones de masa coronal modelan el espacio interplanetario y producen auroras y meteorología espacial.
Datos clave
- Diámetro
- Aproximadamente 1,39 millones de km (109 diámetros terrestres)
- Distancia Tierra-Sol
- Aproximadamente 150 millones de km (1 ua)
- Temperatura superficial
- Aproximadamente 5.500 °C
La luz solar que vemos salió del Sol hace algo más de ocho minutos. Esta estrella de tipo G y de la secuencia principal mide unos 1,39 millones de kilómetros de diámetro, concentra el 99,86 % de la masa del sistema solar y se encuentra a cerca de 150 millones de kilómetros de la Tierra. Su luz calienta nuestro mundo y su gravedad organiza las órbitas de planetas, cometas y cuerpos menores.
De nube a estrella
Hace unos 4.600 millones de años, una nube molecular colapsó bajo su propia gravedad, quizá perturbada por una supernova cercana. El material se reunió en un disco protoplanetario en rotación. Cuando el centro alcanzó aproximadamente diez millones de grados, comenzó la fusión del hidrógeno. El gas y el polvo restantes formaron los planetas, incluida la Tierra. El Sol se encuentra ahora en una fase estable de la secuencia principal que debería durar unos 5.000 millones de años más.
Un interior dividido en capas
El Sol es una esfera estructurada de plasma, no una llama uniforme. En su núcleo, a unos 15 millones de grados Celsius y bajo una presión inmensa, la fusión genera energía. En la zona radiativa, los fotones se absorben y vuelven a emitirse incontables veces; la energía puede tardar cientos de miles de años en avanzar hacia fuera. En la zona convectiva, el plasma que asciende y desciende transporta calor hacia la superficie.
La fotosfera visible ronda los 5.500 °C y emite la mayor parte de la luz solar. Sobre ella, la cromosfera puede verse como un borde rojizo durante un eclipse total. La corona exterior se extiende millones de kilómetros y alcanza temperaturas de millones de grados. Explicar por qué está mucho más caliente que la fotosfera sigue siendo uno de los grandes problemas de la física solar.
¿Arde el Sol como una hoguera?
No. La madera arde mediante reacciones químicas que necesitan oxígeno. La fusión solar une núcleos de hidrógeno para formar helio y convierte una pequeña cantidad de masa en una enorme cantidad de energía. No hay una superficie sólida sobre la que posarse: la fotosfera es simplemente la región desde la que la luz logra escapar con facilidad.
El agua no apagaría el Sol. Se disociaría en hidrógeno y oxígeno y acabaría convertida en plasma. La eficiencia de la fusión es lo que permite al Sol emitir luz de forma estable durante miles de millones de años.
La cadena protón-protón
En la cadena protón-protón dominante, unos 600 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan cada segundo. Más de cuatro millones de toneladas de masa se transforman en energía conforme a E=mc². Aunque la cifra parezca enorme, representa una fracción pequeña del combustible solar y deja un intervalo muy largo para la evolución de la vida.
Manchas, fulguraciones y eyecciones de masa coronal
Las manchas solares son regiones con campos magnéticos intensos y temperaturas unos 1.500 grados inferiores a las de su entorno. Su número aumenta y disminuye en un ciclo aproximado de 11 años.
La reconexión magnética cerca de las regiones activas puede liberar fulguraciones solares, enormes estallidos de energía que se desarrollan en minutos. Las eyecciones de masa coronal (CME) pueden lanzar miles de millones de toneladas de plasma al espacio interplanetario a miles de kilómetros por segundo.
El 24 de diciembre de 2024, Parker Solar Probe pasó a solo unos 6,1 millones de kilómetros sobre la superficie solar y estableció un récord de aproximación para una nave espacial.
Auroras y meteorología espacial
El viento solar transporta continuamente partículas cargadas hacia la Tierra. Nuestro campo magnético desvía buena parte de ellas, pero algunas siguen las líneas del campo hasta la alta atmósfera cerca de los polos. Las colisiones con oxígeno y nitrógeno producen auroras, que durante tormentas geomagnéticas intensas pueden alcanzar latitudes medias.
La actividad solar puede interrumpir las comunicaciones por radio de onda corta, dañar satélites y alterar las redes eléctricas. El fenómeno de Carrington de 1859 llegó a provocar chispas en equipos telegráficos. Hoy, la vigilancia de la meteorología espacial observa nuestra estrella más cercana para ayudar a proteger la tecnología moderna.
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