Cómo es el Sol

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Cómo es el Sol

Por siglos, el saber científico desconoció la verdadera fuente de luz, calor y energía proveniente del Sol. La ciencia llegó a creer que toda la radiación solar se originaba en algún mecanismo de combustión interna continua, similar a la quema de carbón. 

Se trataba de una explicación que, aunque parecía lógica, no resultaba del todo coherente, ya que incluso con cantidades enormes de carbón u otro combustible similar, el Sol no podría haber irradiado energía durante los miles de millones de años revelados por los estudios de las rocas más antiguas del planeta.

De tal forma que hicieron falta estudios más rigurosos que permitieran explicar qué y cómo funciona la radiación solar con base en evidencia científica.

Lo que el siglo XX dio a conocer

La comprensión acerca del origen de la radiación solar (e incluso de todas las estrellas) recién llegaría en el siglo XX. Se concluyó que el Sol no quemaba ningún tipo de combustible químico, sino que generaba energía a través de un proceso físico conocido como fusión nuclear.

Asimismo, hoy sabemos que toda la luz solar tarda unos ocho minutos en llegar a la Tierra a pesar de que cada fotón (partícula de luz), inició su recorrido a través de las distintas capas del Sol hace millones de años cuando fue liberado desde el núcleo hasta finalmente alcanzar el cosmos.

Origen del Sol

El Sol, astro central del sistema solar, nació junto a millones de estrellas, todas provenientes de la misma nube original. Desde entonces, permanece en la fase de secuencia principal, etapa en la que el hidrógeno se fusiona en helio.

Se estima que el nacimiento del Sol comenzó hace unos 4 600 millones de años en una región de la galaxia llamada Burbuja Local, donde colapsó una nube molecular enorme compuesta principalmente de hidrógeno. Tras el colapso se formaron racimos de materia apiñada que, posteriormente, a causa de las altas presiones y temperaturas, iniciarían la fusión nuclear de millones de estrellas. Entre ellas, el Sol.

Estructura del Sol

El Sol es una enorme esfera de hidrógeno y helio que se mantiene unida por su propia gravedad. Está compuesto por distintas regiones, como ocurre con la mayoría de los cuerpos del sistema solar. Entre aquellas regiones se encuentran, las interiores:

• el núcleo; 
• la zona radiativa, y 
• la zona convectiva.

Le siguen, de adentro hacia afuera: 

• la superficie visible o fotosfera;
• la cromosfera;
• la zona de transición, y
• la corona: la atmósfera exterior expansiva del Sol.

Cada una de ellas influye en la dinámica interna del Sol y en la trayectoria que sigue la energía desde su origen hasta el espacio.

El núcleo

En el interior del Sol, el núcleo alcanza temperaturas cercanas a los 15 millones de grados centígrados. En esas temperaturas térmicas las partículas se desplazan a velocidades extremadamente altas, colisionando violentamente entre sí. 

A causa de la combinación de estas temperaturas extremas, de la elevada densidad y de la enorme presión que existe en el núcleo del Sol, las colisiones entre las partículas son lo suficientemente frecuentes y energéticas como para dar lugar a las fusiones nucleares.

En el Sol y en el resto de las estrellas que se encuentran en la etapa de secuencia principal la fusión nuclear consiste en la fusión de núcleos de hidrógeno en helio. Un proceso que libera la energía responsable de que las estrellas brillen y emitan luz y calor. La cantidad de energía que produce el Sol es prácticamente constante, de tal forma que ni su brillo ni el calor presentan variaciones significativas.

Pero, vale señalar que la energía liberada no llega de manera inmediata al espacio exterior porque los fotones deben “transitar” lentamente por las restantes capas del Sol antes de escapar y viajar hacia la Tierra.

La zona radiativa

En aquel proceso, las partículas fundamentales de la luz (fotones) viajan desde el núcleo hacia las regiones externas. Y como las partículas que se encuentran en el entorno se mueven a velocidades extremadamente altas y colisionando de manera constante, el gas del núcleo se encuentra completamente ionizado. Es decir, los electrones se han separado de los núcleos atómicos.

En la zona radiativa del Sol, el desplazamiento de los fotones está determinado por fenómenos opuestos. Por un lado, algunos átomos permanecen neutros, con sus electrones todavía unidos al núcleo, lo que permite que los fotones se muevan relativamente libres. Por otro lado, otros átomos absorben temporalmente la energía de los fotones y luego la reemiten en diferentes direcciones, haciendo que el avance de la luz sea más lento. Así, el recorrido de un fotón hacia la superficie solar resulta de un equilibrio entre estas interacciones, que dependen de la densidad y la temperatura del plasma en cada región.

Mientras más lejos del núcleo se encuentra la capa del Sol, la temperatura continúa disminuyendo, reduciendo la energía y la frecuencia de aquellas interacciones, y permitiendo que más electrones permanezcan unidos a sus núcleos. 

Al mismo tiempo, la densidad disminuye, aumentando la separación entre las partículas y modificando la trayectoria de los fotones. De este modo, la energía tarda millones de años en atravesar la zona radiativa antes de alcanzar las capas siguientes del Sol.

Zona convectiva

Tras escapar de la zona radiativa, los fotones llegan a la zona convectiva, la capa más externa del interior solar. Aquí las temperaturas comienzan a disminuir gradualmente, y el transporte de energía por radiación deja de ser eficiente. Sin embargo, los fotones siguen avanzando gracias a un proceso distinto: la convección.

En esta dinámica, las regiones de plasma más calientes absorben energía, se vuelven menos densas y ascienden hacia la superficie. Al mismo tiempo, las zonas más frías y densas descienden, calentándose de nuevo en el proceso. Este movimiento continuo genera células de convección, enormes estructuras en las que masas de plasma caliente suben mientras las más frías bajan, transportando energía de manera eficiente a través del interior solar.

El tamaño de estas células varía según la profundidad: las más internas pueden alcanzar decenas de miles de kilómetros, mientras que cerca de la superficie se vuelven progresivamente más pequeñas. 

La fotosfera

La parte superior de la capa convectiva coincide con la fotosfera, la superficie visible de la atmósfera del Sol, donde la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para que la luz escape casi sin obstáculos.

Desde la fotosfera, los fotones pueden viajar libremente a través del espacio, recorriendo los cerca de 150 millones de kilómetros que separan el Sol de la Tierra en unos ocho minutos.

Cromosfera y corona

La cromosfera es la capa inmediatamente superior a la fotosfera. Cuenta con una densidad muy baja, lo que torna prácticamente imposible su observación si no se cuenta con instrumentos ópticos especiales. 

En esta porción del Sol las temperaturas oscilan entre los 6 000 grados centígrados y los 20 000.

Por encima de la cromosfera se encuentra la corona, una especie de atmósfera solar. Una capa extensa y la de menor densidad del Sol. 

La temperatura de la corona puede alcanzar cerca de un millón de grados centígrados. Todo un misterio para la astrofísica solar. 

Desde la Tierra, la corona solo es visible durante eclipses totales debido a su brillo extremadamente tenue en comparación con la fotosfera. También puede observarse mediante instrumentos denominados coronógrafos, que bloquean la luz de la superficie solar. 

El viaje de la radiación solar

La radiación solar, compuesta por innumerables fotones, se propaga desde la fotosfera hacia diversas regiones del espacio viajando a la velocidad de la luz. 

Se extiende más allá de la órbita de los planetas, atraviesa la nube de Oort y llega hasta regiones donde la influencia del Sol se mezcla con la radiación de otras estrellas de la galaxia. 

A distancias astronómicas de millones y millones de kilómetros, ese Sol que irradia energía de forma cotidiana quizás pasa desapercibido en un escenario cósmico donde millones de estrellas resplandecen a toda hora y en todo momento.

Identificar al Sol en el cielo terrestre es una tarea sencilla; mucho más difícil, por no decir casi imposible, sería localizarlo a enormes distancias fuera del sistema solar. Y, aun así, a pesar de la inmensidad del cosmos y de los millones de estrellas que lo pueblan, el Sol sigue siendo un astro único, cálido y familiar, que ilumina la vida y acompaña silenciosamente a quienes habitamos el pequeño rincón del universo que es la Tierra.

Referencias

 

Página Web Ciencia Nasa. (febrero 2025). Nuestro Sol: datos.  https://ciencia.nasa.gov/datos-sobre-el-sol/ César Booklets ESA La estructura del Sol.

La estructura del Sol {Archivo FDP}. https://cesar.esa.int/upload/201809/la_estructura_del_sol_booklet.pdf

Stuart, C. Universo (2021) La inmensidad del cosmos en la palma de tu mano. Koan.