Un fotón nacido en el núcleo del Sol puede tardar hasta 170.000 años en abrirse camino hacia la superficie. Un neutrino nacido en la misma reacción de fusión, en el mismo instante exacto, hace el mismo viaje en 2,3 segundos. Esa brecha dice más sobre lo que el Sol realmente es – un reactor denso y turbulento, no una simple bola de fuego – que casi cualquier otro hecho sobre él.
El Sol es la estrella en el centro del Sistema Solar, la fuente esencialmente de toda la luz, el calor y la energía que hacen posible la vida en la Tierra. Es lo suficientemente cercano para estudiarlo en detalle y lo suficientemente ordinario, en lo que respecta a las estrellas, para enseñarnos sobre los miles de millones de otros que nunca visitaremos.
Esa combinación de familiaridad y extrañeza es lo que lo hace merecedor de una mirada más atenta. Su superficie es millones de grados más fría que la tenue atmósfera encima de ella, su forma está más cerca de una esfera perfecta que cualquier otra cosa jamás medida, y las naves espaciales solo recientemente han logrado volar a través de su borde exterior y sobrevivir para reportar.
Una Esfera Más Redonda Que Cualquier Cosa Que Hayamos Medido
El Sol es enorme por cualquier estándar humano – su diámetro es de aproximadamente 1.391.400 km, aproximadamente 109 veces el de la Tierra, lo que lo convierte en el objeto más grande y masivo del Sistema Solar. Por sí solo representa aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar; todo lo demás, desde Júpiter hasta el asteroide más pequeño, es lo que queda. Para poner la brecha de masa en términos de escala humana, tomaría más de 330.000 Tierras para equilibrar el Sol en una balanza, y 1,3 millones de Tierras para llenar su volumen.
A pesar de esa magnitud, el Sol está notablemente cerca de una esfera perfecta. Las mediciones satelitales encontraron su oblicuidad – cuánto se abomba en el ecuador versus se aplana en los polos – de solo aproximadamente 8 partes por millón. Eso lo hace, por esa medición, el objeto natural más cercano a una esfera perfecta jamás observado. Para un objeto hecho enteramente de plasma turbulento sin una superficie rígida que mantenga su forma, esa precisión es inesperada; implica que la gravedad del Sol domina su dinámica interna tan completamente que incluso la rotación rápida apenas la distorsiona.
Hablando de rotación, el Sol no gira como un planeta sólido. Medido contra las estrellas de fondo, su período de rotación es de aproximadamente 25,6 días en el ecuador pero 33,5 días en los polos – una diferencia llamada rotación diferencial, posible solo porque el Sol es fluido en todas partes en lugar de un cuerpo rígido.
Un Núcleo Lo Suficientemente Caliente para Fusionar Átomos, una Superficie Fría en Comparación
En el centro del Sol, las temperaturas alcanzan casi 15,7 millones de kelvin y las densidades suben a 150 g/cm³ – aproximadamente 150 veces la densidad del agua líquida – condiciones lo suficientemente extremas para sostener la fusión nuclear. Esa fusión es lo que hace que el Sol brille, pero la energía que libera no viaja directamente hacia afuera. Es absorbida y reemitida repetidamente por el plasma circundante, un proceso tan lento que el retraso de fotones de hasta 170.000 años descrito anteriormente es una consecuencia directa de lo completamente empaquetado que está el interior del Sol.
El proceso de fusión dominante es la cadena protón-protón, pero un camino secundario llamado ciclo CNO actualmente suministra aproximadamente el 0,8% de la energía del Sol – una pequeña fracción hoy, pero una que los astrónomos esperan que crezca a medida que el Sol envejece y se vuelve más brillante durante miles de millones de años. Para cuando la energía generada por esa fusión finalmente alcanza la superficie, la temperatura ha caído enormemente: la superficie del Sol, o fotosfera, se encuentra a solo aproximadamente 5800 K, una pequeña fracción de la temperatura del núcleo.
Esa caída pronunciada del núcleo a la superficie plantea el siguiente acertijo, porque la atmósfera encima de la superficie invierte completamente la tendencia.
Una Atmósfera que Se Vuelve Más Caliente a Medida que Subes
Inmediatamente encima de la fotosfera de 5800 K se encuentra la corona, la atmósfera exterior del Sol – y es dramáticamente más caliente, no más fría. La corona promedia 1.000.000 a 2.000.000 K, y sus regiones más calientes alcanzan 8.000.000 a 20.000.000 K. Todavía no existe una teoría completa que explique por qué la corona es tan mucho más caliente que la superficie en la que se encuentra, aunque se sabe que la reconexión magnética proporciona al menos parte del calor. Sigue siendo una de las preguntas abiertas más obstinadas del Sol.
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Estudiar la corona de cerca solo se hizo posible recientemente. En abril de 2021, la Parker Solar Probe de la NASA se convirtió en la primera nave espacial en volar a través de ella, cruzando la corona a distancias heliocéntricas de 16 a 20 radios solares y sobreviviendo a condiciones para las que ninguna misión anterior había sido construida para resistir. Alcanzar ese límite tomó más de seis décadas de historia de viajes espaciales – un recordatorio de cuán hostil sigue siendo el entorno inmediatamente alrededor de nuestra propia estrella.
La corona tampoco está confinada cerca del Sol. Fluyendo hacia afuera, se convierte en el viento solar, que viaja a través de todo el Sistema Solar hasta que golpea la heliopausa a más de 50 au (7.500 millones de km) del Sol. El Voyager 1 cruzó ese límite hacia el espacio interestelar el 25 de agosto de 2012, a unos 122 au (18.300 millones de km) de distancia – prueba de que la influencia del Sol se extiende mucho más allá de los planetas antes de ceder finalmente al resto de la galaxia.
Lo Suficientemente Brillante para Superar Todas las Otras Estrellas Combinadas
Desde la Tierra, el Sol tiene una magnitud aparente de -26,74, lo que lo convierte con mucho en el objeto más brillante del cielo. Ese número se traduce a casi 13 mil millones de veces más brillante que Sirio, la siguiente estrella más brillante, que tiene una magnitud aparente de -1,46. La brecha es realmente cuestión de distancia, no de potencia bruta: el Sol está a solo aproximadamente 93 millones de millas (150 millones de kilómetros) de la Tierra, mientras que cada otra estrella está a billones de millas de distancia – suficientemente cerca para que su luz sobrepase todos los otros puntos en el cielo nocturno combinados.
Manchas Solares, Erupciones y Protuberancias: El Clima del Sol
La superficie del Sol no es estática. Las manchas solares – parches más oscuros y fríos causados por campos magnéticos concentrados – tienen temperaturas centrales de aproximadamente 3.000 a 4.500 K contra una fotosfera circundante de aproximadamente 5.780 K, y varían enormemente en tamaño, de 16 km hasta 160.000 km de diámetro. Su número sube y baja en un ciclo solar de 11 años, haciendo que los recuentos de manchas solares sean uno de los indicadores más antiguos continuamente rastreados de la actividad solar.
Más violentas son las erupciones solares, liberaciones repentinas de energía magnética que se clasifican por el brillo de los rayos X en una escala de letras. Las erupciones graves de clase X10 ocurren aproximadamente ocho veces por ciclo de 11 años, mientras que las pequeñas erupciones de clase M1 suceden aproximadamente 2.000 veces en el mismo lapso – un recordatorio contundente de que los estallidos más extremos del Sol son raros precisamente porque son extremos. Las erupciones fueron identificadas por primera vez en 1859, cuando los astrónomos Richard Carrington y Richard Hodgson observaron independientemente una proyectando la imagen del Sol a través de un telescopio, décadas antes de que alguien entendiera qué significaba un campo magnético en el Sol.
Las protuberancias solares son más tranquilas pero visualmente impresionantes: bucles de plasma relativamente frío anclados en la superficie y arqueándose hacia la corona. Como la corona misma, normalmente son demasiado débiles para ver contra el brillo del Sol y solo se hacen visibles a simple vista durante un eclipse solar total. La prominencia más grande jamás registrada se extendía más de 800.000 km – aproximadamente la longitud de un radio solar – arqueándose desde una estrella que, en la escala de la galaxia, tiene un tamaño bastante ordinario.
Una Estrella en Movimiento
El Sol y su todo su sistema planetario no están inmóviles. El Sistema Solar viaja a través de la Vía Láctea a una velocidad promedio de 450.000 millas por hora (720.000 km/h) – suficientemente rápido para cruzar los Estados Unidos continentales en menos de 30 segundos. Sin embargo, incluso a esa velocidad, una órbita completa de la galaxia toma aproximadamente 230 millones de años, un lapso tan largo que el Sol ha completado solo aproximadamente 20 órbitas desde que se formó. La escala es relativa: una estrella que supera por miles de millones de veces todo lo demás en nuestro cielo es, desde la perspectiva de la Vía Láctea, solo una luz en un carrusel que se mueve muy lentamente.