45 El Sol

Nuestra estrella más cercana, el Sol, todavía entraña misterios. Mientras que el proceso de fisión nuclear y la estructura de las estrellas se conocen bastante bien, su campo magnético podría ser impredecible. El Sol sigue un ciclo de 11 años de actividad y está sujeto a explosiones erráticas y a ráfagas de viento solar. Estos fenómenos pueden pintar preciosas auroras en la Tierra, perturbar nuestros sistemas electrónicos de comunicaciones y afectar a nuestro clima.

Los antiguos griegos sabían ya que el Sol era una bola gigante de fuego que estaba muy lejos de la Tierra. No obstante, hasta los siglos XVI y XVII, no se demostró que la Tierra gira alrededor del Sol, y no al revés.

La invención del telescopio en el siglo XVII reveló manchas solares, zonas negras que se movían por la superficie del Sol. Galileo Galilei las observó y se dio cuenta de que en su superficie se producían tormentas sin la intervención de nubes. En el siglo XIX, se pudo establecer la composición química del Sol identificando líneas oscuras de absorción en el espectro solar, las llamadas líneas de Fraunhofer. Sin embargo, hasta el siglo XX, con el desarrollo de la física atómica, no se pudo explicar de dónde provenía la energía del Sol, es decir, la fusión nuclear.

El Sol contiene la mayoría de la masa del sistema solar (el 99,9 por 100) en una esfera cuyo diámetro es 100 veces superior al de la Tierra. Se encuentra a unos 150 millones de kilómetros, y la luz que proviene de él tarda ocho segundos en llegar hasta nosotros. Unas tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno, el resto es helio con algunos elementos más pesados, como el oxígeno, el carbón, el neón y el hierro. Se quema gracias a la fusión nuclear del hidrógeno en helio de su núcleo. Con una superficie a una temperatura de unos 5.800 K, el Sol es una estrella amarilla de la clase G2, con una luminosidad media correspondiente a una estrella de la secuencia principal, y más o menos a medio camino de sus 10.000 millones de años de vida.

La estructura solar El Sol tiene una estructura similar a una cebolla. Su zona central, que comprende el cuarto más recóndito de su radio, es el núcleo caliente y denso. Ahí es donde se produce la fusión, que libera energía equivalente al consumo de cuatro toneladas métricas de gas por segundo; o a la explosión de decenas de miles de millones de megatones de TNT por segundo. Las temperaturas del núcleo alcanzan los 14 millones de grados kelvin.

La siguiente capa es la zona radiativa, entre el 0,25 y el 0,7 del radio solar. La energía del núcleo viaja a través de esta región como radiación electromagnética, fotones. Las temperaturas aquí disminuyen cuanto más cerca del exterior, desde 7 millones a 2 millones kelvin.

Por encima de la zona radiativa se encuentra la zona de convección, que incluye el 30 por 100 más externo del radio del Sol, hasta la superficie. La elevada temperatura interior provoca que el gas suba burbujeando hasta la superficie y se hunda de nuevo, comportándose como el agua que hierve en un cazo. El calor se pierde rápidamente en esa región, de manera que en la superficie cae a 5.800 K. Una delgada capa de la superficie, la fotosfera, recubre el Sol; tiene un grosor de tan sólo unos cientos de kilómetros.

Un gas tenue que se extiende por encima de la superficie forma la atmósfera solar, que puede verse durante un eclipse total de Sol producido por la Luna. Se divide en cinco regiones: una capa fría de 500 km de grosor, conocida como región de temperatura mínima; la cromosfera, una región caliente e ionizada de 2.000 km de grosor; una región de transición de 200 km; la extensa corona, que se alarga hasta bastante lejos del Sol, genera el viento solar y puede llegar a alcanzar millones de grados; y la heliosfera, una burbuja llena de viento solar que se extiende hasta el filo del sistema solar. En 2004, la sonda espacial Voyager pasó a través del borde de esta burbuja, viajando a través de un frente de choque de terminación, llamado heliopausa.

Meteorología espacial El Sol posee un campo magnético joven. Cambia de dirección cada 11 años para marcar el ciclo solar, y también sufre cambios continuos. Las manchas solares, las llamaradas y las oleadas de viento solar surgen cuando el campo magnético del Sol se encuentra particularmente activo. Esos estallidos pueden lanzar nubes de partículas a través del sistema solar. Cuando llegan a la Tierra, el campo magnético del planeta las canaliza a regiones de latitudes altas, donde resplandecen como delicadas auroras, o Luces del Norte y del Sur. Las poderosas erupciones de partículas pueden ser destructivas y estropear las telecomunicaciones y torres de electricidad, tal y como ocurrió en Quebec, Canadá, en 1989.

Las manchas solares son vórtices de campos magnéticos intensos que surgen en la superficie del Sol. Llegan a alcanzar distancias de miles de kilómetros. Al ser más frías que el gas incandescente que las rodea, son oscuras. El número de manchas solares aumenta cuando la actividad magnética alcanza el máximo, aunque fluctúa cada 11 años más o menos. Los ciclos solares inusuales pueden afectar al clima de la Tierra: la Pequeña Edad de Hielo que congeló Europa en el siglo XVII coincidió con la detención del ciclo solar durante varias décadas; durante ese periodo, se detectaron muy pocas manchas. En los años anteriores a 2010, el Sol ha estado en una fase tranquila: su luminosidad ha caído ligeramente, mientra que su campo magnético, el número de manchas solares y la fuerza del viento solar han sido menores a la media.

Enigmas El Sol es un buen laboratorio de física estelar. Aunque conocemos bastante bien su funcionamiento, aún no hemos desvelado todos sus misterios. Un enigma que se resolvió recientemente es el de los neutrinos solares que faltaban. La fusión nuclear del hidrógeno a helio produce partículas llamadas neutrinos como subproducto. Aunque en teoría el Sol debería liberarlos en grandes cantidades, los físicos sólo veían menos de la mitad de los esperados. ¿Dónde estaba el resto? Los neutrinos son difíciles de detectar porque difícilmente interactúan con la materia. En 2001 el Sudbury Neutrino Observatory de Canadá les dio la respuesta: la razón del déficit era que los neutrinos se convertían en otro tipo de neutrinos durante su viaje desde el Sol. Los físicos detectaron estas otras versiones (neutrinos tauónicos y umónicos), y demostraron que los neutrinos oscilaban entre estos tipos y que las partículas tenían una masa medible, aunque pequeña (en lugar de carecer de masa como se creía anteriormente). El problema del cálculo de los neutrinos solares estaba resuelto.

No obstante, queda un segundo enigma solar aún por explicar: el mecanismo de calentamiento de la corona del Sol hasta millones de grados. La fotosfera está sólo a 5.800 K, así la corona no está caliente por la radiación de la superficie del Sol. La mejor opción planteada hasta ahora es que la energía magnética impregna el plasma de la corona. Se crea cuando las líneas de los campos magnéticos chasquean, crepitan y revientan, formando llamaradas y ondas magnéticas que cruzan el gas.

El destino del Sol El Sol tiene una edad de 4.500 millones de años, y más o menos se encuentra en la mitad de su ciclo vital. Dentro de 5.000 millones de años agotará el combustible de hidrógeno de su núcleo y se dilatará hasta convertirse en un gigante rojo. Sus capas exteriores hinchadas se extenderán más allá de la órbita de la Tierra, y alcanzarán 250 veces el radio actual del Sol. Aunque conforme el Sol pierda masa, los planetas podrán soltarse y alejarse a órbitas más distantes, la Tierra no se librará. Toda el agua de la Tierra hervirá y desaparecerá, y la atmósfera desaparecerá. Ahora, la luminosidad del Sol aumenta alrededor de un 10 por 100 cada mil millones de años más o menos. El Sol acabará sus días como una enana blanca tras haberse despojado de sus capas exteriores y aparecerá temporalmente como una nebulosa planetaria. Sólo quedará su núcleo.

La idea en síntesis: nuestra estrella más cercana