El Sol es el corazón del Sistema Solar, en más de un sentido. No sólo es el centro en torno al que giran todos los objetos que hay en este pequeño rincón de la Vía Láctea. Su energía es la que permite que nuestro pequeño planeta azul esté repleto de vida… ¿Cuánto sabes del Sol?

Una estrella más

El Sol, fotografíado en falso color en el espectro ultravioleta. Crédito: NASA
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

El Sol, fotografíado en falso color en el espectro ultravioleta.
Crédito: NASA

El Sol es el objeto más grande del Sistema Solar. No sólo en tamaño, con un diámetro de 1.391.000 kilómetros (en su interior habría espacio para 1.000.000 de planetas como la Tierra), si no también en masa, ya que concentra el 99,8% de toda la masa que hay en el Sistema Solar. La parte visible tiene una temperatura aproximada de 5.500 ºC, mientras que su núcleo, en el que tienen lugar reacciones nucleares, llega alcanzar más de 27 millones de grados Celsius. Según la NASA, produce tanta energía que sería necesario detonar 100.000 millones de toneladas de dinamita, por segundo, para igualar su capacidad de producción.

Pero en el conjunto de la Vía Láctea, el Sol no es más que otra estrella normal y corriente. Es una enana amarilla, de tipo G, ubicada a unos 25.000 años-luz del núcleo de nuestra galaxia, completando una vuelta a su alrededor cada 250 millones de años.

Formación y secuencia principal

Imagen de una protoestrella. Crédito: NASA/CXC/SAO
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Imagen de una protoestrella.
Crédito: NASA/CXC/SAO

El Sol es una estrella relativamente joven. La clasificamos dentro del grupo de Población I, que es en el que incluimos a todas las estrellas que son relativamente ricas en elementos más pesados que el helio. Las estrellas más antiguas (y con menos proporción de esos elementos), las clasificamos como Población II, y es posible que hubiese una generación aun más antigua (y que incluiría a las estrellas más viejas de la galaxia) que sería la Población III, aunque no hemos encontrado ninguna estrella que encaje en ese grupo.

En cualquier caso, el Sol se formó hace unos 4.600 millones de años, a partir de una nube gigantesca de gas y material o, como las conocemos popularmente, una nebulosa. A medida que fue colapsando sobre su propia gravedad, comenzó a girar más rápido y se fue achatando en forma de disco. La mayor parte de ese material se fue acumulando en el centro, dando lugar al nacimiento de una protoestrella.

En la actualidad, el Sol se encuentra en su fase principal; es decir, todavía está fusionando el hidrógeno que acumuló en su formación, en un proceso que comenzó hace unos 4.570 millones de años, y que está convirtiendo en helio en su interior. Cada segundo, 600 millones de toneladas de material se convierten en neutrinos, radiación solar, y aproximadamente 4 x 1027 vatios de energía.

Estructura interna y atmósfera

Estructura del Sol. Crédito: Wikimedia Commons/Kelvinsong
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Estructura del Sol.
Crédito: Wikimedia Commons/Kelvinsong

El Sol y su atmósfera están divididos en diferentes zonas y capas. El interior solar, de dentro a fuera, está formado por el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva. La atmósfera solar está formada por la fotosfera, la cromosfera, la región de transición y la corona. Más allá queda el viento solar, una corriente de gas procedente de la corona.

El núcleo abarca desde el centro hasta la cuarta parte de la distancia hasta la superficie. Aunque sólo representa el 2% del volumen del Sol, tiene una densidad 15 veces superior a la del plomo y casi la mitad de la masa total de la estrella. Después tenemos la zona radiativa, que se extiende desde el núcleo a hasta casi tres cuartas parte de la distancia a la superficie, representando el 32% de su volumen y el 48 por ciento de la masa. La luz del núcleo se dispersa aquí, de manera que un fotón puede tardar entre 10.000 y 170.000 años en atravesarlo y salir a la superficie (desde donde tarda algo más de 8 minutos en llegar a la Tierra).

La zona de convección se extiende desde las tres cuartas partes de la distancia a la superficie del Sol, y representa el 66% del volumen de nuestra estrella, pero sólo un 2% por ciento de su masa. Esta zona está dominada por turbulentas células de convección solar.

Estructura interna del Sol. Crédito: Wikimedia Commons/Kelvinsong
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Estructura interna del Sol.
Crédito: Wikimedia Commons/Kelvinsong

Por su parte, la fotosfera es la capa más baja de la atmósfera solar, y emite la luz que vemos. Tiene un espesor de unos 500 kilómetros, aunque la mayor parte de esa luz que percibimos procede del tercio inferior. La temperatura en la fotosfera oscila entre los 6.125 ºC de la parte más profunda y los 4.125 ºC en la parte más alta. Después está la cromosfera, que es más cálida, con temperaturas de hasta 19.725 ºC y está formada por estructuras puntiagudas conocidas como espículas, que pueden llegar a tener 1.000 kilómetros de diámetro y 10.000 de altura.

Después nos encontramos con la región de transición, con un grosor de unos cientos o miles de kilómetros y emite la mayor parte de su luz como rayos ultravioletas. Por encima nos encontramos con la corona, que está compuesta de bucles y corrientes de gas ionizado. Suele tener temperaturas que oscilan entre los 500.000 ºC y los 6.000.000 ºC, aunque pueden llegar a decenas de millones de grados cuando ocurre una llamarada solar. La materia de la corona es expulsada al espacio en forma de viento solar.

Campo magnético y composición química

Esta imagen del Sol revela la naturaleza filamentaria del plasma que conecta dos regiones de polaridad magnética diferente. Crédito: Hinode JAXA/NASA
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Esta imagen del Sol revela la naturaleza filamentaria del plasma que conecta dos regiones de polaridad magnética diferente.
Crédito: Hinode JAXA/NASA

El campo magnético del Sol es el doble de intenso que el de la Tierra. Sin embargo, está muy concentrado en pequeñas zonas, donde puede llegar a tener una intensidad hasta 3.000 veces superior a lo normal. Estos giros y acumulaciones que se producen en el campo magnético se deben a la rotación del Sol. Gira más rápido en el ecuador que en las latitudes más altas, y las partes internas rotan más rápido que la superficie. Son estas distorsiones, precisamente, las que dan lugar a la aparición de manchas solares, a las erupciones solares (que también llamamos llamaradas solares) y a las eyecciones de masa coronal. Las llamaradas son las erupciones más violentas que podemos ver en el sistema solar, mientras que las eyecciones de masa coronal son menos violentas pero implican la expulsión de cantidades enormes de materia. En una única eyección pueden lanzarse hasta 20.000 millones de toneladas de materia al espacio.

Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol está compuesto principalmente de hidrógeno, seguido del helio generado en su reacción nuclear. Casi toda la materia restante se compone de sólo siete elementos: oxígeno, carbono, neón, nitrógeno, magnesio, hierro y silicio. Por cada millón de átomos de hidrógeno en el Sol, hay 98.000 de helio, 850 de oxígeno, 360 de carbono, 120 de neón, 110 de nitrógeno, 40 de magnesio, 35 de hierro y 35 de silicio. Como el hidrógeno es el elemento más ligero de todos, a pesar de su proporción sólo representa aproximadamente el 75% de la masa del Sol, mientras que el helio representa alrededor de un 24% y el resto de elementos representan menos del 2% restante.

Las manchas y los ciclos solares

Imagen, en luz visible, de una mancha solar captada en diciembre de 2006. Crédito: NASA / JAXA
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Imagen, en luz visible, de una mancha solar captada en diciembre de 2006.
Crédito: NASA / JAXA

Las manchas solares son zonas oscuras que podemos ver en la superficie del Sol, relativamente frías y normalmente con un aspecto casi circular. Aparecen allá donde las densas acumulaciones de líneas magnéticas del interior del sol atraviesan la superficie. La cantidad de manchas solares varía a medida que lo hace la actividad magnética de nuestra estrella, por lo que pueden darse situaciones en las que no veamos ninguna mancha solar, o llegar a ver hasta 250 manchas, o grupos de manchas solares. Esa variación de un extremo a otro es un ciclo solar, y tiene una duración media de 11 años. Al final del ciclo, el campo magnético revierte su polaridad rápidamente.

Aunque no se ha establecido conexión alguna, es llamativo que el primer capítulo más frío de la Pequeña Edad de Hielo (un período especialmente frío en Europa, que comenzó en el siglo XIV y se extendió hasta el siglo XIX) sucediese durante algo que conocemos como el Mínimo de Maunder y que hace referencia a un período en el que apenas se vieron manchas solares en el Sol. No hay ningún tipo de conexión clara entre ese descenso de temperaturas y la ausencia de manchas. En ese mismo artículo también se habla del Evento Carrington, que fue provocado por una llamarada solar y afecto a los habitantes de la costa estadounidense.

El futuro del Sol

Concepto artístico de un asteroide destrozado por haberse acercado demasiado a su estrella. Crédito: NASA/JPL-Caltech
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Concepto artístico de un asteroide destrozado por haberse acercado demasiado a su estrella.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

En unos 1.100 millones de años, el Sol será un 10% más brillante de lo que lo es hoy en día. Este aumento de luminosidad también implicará un aumento en el calor emitido, que será absorbido por la atmósfera (desde su nacimiento, su luminosidad ha aumentado en un 30%). A su vez, eso provocará un efecto invernadero similar al que hizo que Venus se convirtiese en el lugar infernal por el que lo conocemos hoy día.

En 3.500 millones de años, el Sol será un 40% más brillante que en la actualidad. Ese aumento provocará que los océanos se evaporen, que el hielo de los polos se derrita de manera permanente, y que todo el vapor de agua de la atmósfera escape al espacio. Bajo estas condiciones, la vida tal y como la conocemos no podrá sobrevivir en ningún lugar de la superficie de nuestro planeta.

En unos 5.400 millones de años (es decir, probablemente después de la colisión de la Vía Láctea con Andrómeda), el Sol terminará su fase de secuencia principal. Ya sin hidrógeno en el núcleo, el helio que se habrá ido acumulando terminará volviéndose inestable y colapsando bajo su propio peso. Eso provocará que el núcleo se caliente, se vuelva más denso, y que el Sol crezca y entre en la fase de gigante roja. En ese momento, su tamaño se expandirá hasta alcanzar las órbitas de Mercurio, Venus y, quizá, la Tierra. Incluso si nuestro planeta sobreviviese, el intenso calor de la estrella lo hará completamente inhóspito para cualquier tipo de forma de vida.

El Sol como gigante roja

Comparación del tamaño actual del Sol y su posible tamaño como gigante roja.  Crédito: Wikimedia Commons/Oona Räisänen
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Comparación del tamaño actual del Sol y su posible tamaño como gigante roja.
Crédito: Wikimedia Commons/Oona Räisänen

Cuando llegue la fase de rama de gigante roja, al Sol todavía le quedarán unos 120 millones de años de actividad, en las que pasarán muchas cosas. Primero, el núcleo, lleno de helio, arderá en un violento evento que denominamos flash del helio, en el que, aproximadamente, el 6% de su núcleo y el 40% de la masa total de nuestra estrella se convertirá en carbono en sólo cuestión de minutos.

Después, el Sol se irá encogiendo hasta tener un tamaño unas 10 veces superior al que tiene en la actualidad y 50 veces más brillante, con una temperatura algo más baja. Durante los siguientes 100 millones de años, seguirá quemando ese helio que se habrá ido acumulando en su núcleo y entrará en la fase de rama asintótica gigante, en la que se expandirá una vez más (a una velocidad mucho más alta) y se volverá más luminoso.

Después, durante los siguientes 20 millones de años, el Sol se volverá inestable y comenzará a perder su masa a través de pulsos térmicos, que ocurrirán con una frecuencia de unos 100.000 años, aumentando su tamaño más allá de 1 UA y haciendo que su brillo llegue a alcanzar 5.000 veces el que tiene en la actualidad. En ese momento, la expansión del Sol habrá alcanzado la Tierra, o la habrá hecho completamente inhabitable, pero los planetas en las afueras del Sistema Solar cambiarán dramáticamente.

A medida que vayan absorbiendo más energía del Sol, sus hielos y líquidos irán sublimándose, quizá incluso formando atmósferas y océanos. Es posible que algunos satélites de los planetas gigantes, y algunos objetos del Cinturón de Kuiper, puedan ser habitables en esas condiciones. Tras unos 500.000 años más, el Sol sólo tendrá la mitad de su masa y perderá sus capas exteriores, dando lugar a la formación de una nebulosa planetaria. En este punto las cosas se aceleran todavía más. Con la masa expulsada formando la nebulosa planetaria, el núcleo del Sol quedará expuesto, alcanzando una temperatura de más de 30.000 ºC.

El Sol como enana blanca

Recreación artística de una enana blanca con un disco de restos estelares. Crédito: ESA/Hubble
  • Facebook
  • Twitter
  • Buffer
  • Pinterest
  • Gmail
  • reddit
  • LinkedIn
  • Tumblr

Recreación artística de una enana blanca con un disco de restos estelares.
Crédito: ESA/Hubble

La temperatura final del núcleo estará por encima de los 100.000 ºC, momento en el que el resto estelar que una vez fue nuestra estrella comenzará a enfriarse en forma de enana blanca. La nebulosa planetaria se dispersará unos 10.000 años después, pero la enana blanca seguirá brillando durante billones de años antes de convertirse, al menos según la hipótesis, en una enana negra (es un objeto celeste hipotético porque el Universo no es lo suficientemente viejo como para que haya podido aparecer alguna).

Si nuestra estrella fuese más masiva, su destino sería diferente. Al final de su secuencia principal, estallaría en forma de supernova o se convertiría en un agujero negro, pero no es el destino que le aguarda a la nuestra (sí lo es, sin embargo, en el caso de Betelgeuse). Quizá, en ese futuro tan lejano, la Humanidad todavía exista. Si es así, nuestros lejanísimos descendientes podrán contemplar el espectáculo desde el Cinturón de Kuiper o los satélites de Saturno, y probablemente estarán pensando en buscar un nuevo hogar.

Sea como fuere, todo esto no ocurrirá hasta dentro de miles de millones de años, ¡así que a disfrutar de esos días de sol y del buen tiempo!

Referencias: Wikipedia