El Sol: la estrella que nos da la vida

Una estrella corriente, para nosotros el centro del mundo

El Sol es una estrella mediana: una esfera de plasma incandescente de unos 1,4 millones de kilómetros de diámetro, tan enorme que dentro cabrían 1,3 millones de Tierras. Está a 150 millones de kilómetros, una distancia tal que su luz tarda ocho minutos en llegar a ti: cuando lo miras, ves cómo era hace ocho minutos. No es la estrella más grande ni la más brillante de la galaxia, pero es la nuestra. De su cuenta corriente de energía sale casi toda la vida del planeta, el clima, el viento y hasta la luz guardada en el petróleo.

Fusión, no combustión

Una fogata consume combustible y en poco se apaga. Si el Sol fuera de carbón ardiendo, se habría consumido en unos pocos milenios. Lo que lo enciende es mucho más poderoso: en su núcleo, átomos de hidrógeno se fusionan para formar helio, y una pequeña parte de esa masa se convierte directamente en energía siguiendo la famosa ecuación E = mc². Por eso el Sol puede brillar durante miles de millones de años. Está hecho sobre todo de hidrógeno (unas tres cuartas partes) y helio (una cuarta), con trazas de oxígeno, carbono y hierro.

Un viaje del núcleo a la corona

Empezando por dentro: el núcleo es donde ocurre la fusión, a unos 15 millones de grados. Alrededor, la zona radiativa, donde la energía escapa hacia fuera en forma de radiación, rebotando sin parar. Encima, la zona convectiva, un hervidero de plasma caliente que sube, se enfría y vuelve a bajar, como agua en una olla. Y ya lo que vemos: la fotosfera, la «superficie» visible de unos 5.500 grados; la cromosfera, una atmósfera rosada y fina; y la corona, un halo exterior rarísimo que, en lugar de enfriarse al alejarse, se calienta a más de un millón de grados —un misterio que aún ocupa a los físicos—.

Rebotando hacia la libertad

Un fotón de energía creado en el núcleo no puede salir en línea recta: el interior del Sol es tan denso que choca una y otra vez contra los átomos, dando un camino errático. Se estima que un fotón tarda entre decenas de miles y quizá 100.000 o 200.000 años en abrirse camino desde el núcleo hasta la fotosfera. Pero en cuanto escapa por fin al espacio, ya nada lo frena: cruza los 150 millones de kilómetros hasta tu ventana en apenas ocho minutos y veinte segundos. La luz del día es, al mismo tiempo, antiquísima y recién llegada.

El ciclo de Schwabe

A veces el Sol muestra manchas: regiones más oscuras y más frías que su alrededor, cruzadas por potentes campos magnéticos que frenan el ascenso del plasma. Su número no es fijo: sube y baja en un ciclo de unos 11 años, llamado ciclo solar. En el máximo aparecen legiones de manchas, erupciones y prominencias; en el mínimo el Sol queda casi limpio y la Tierra recibe menos actividad. El astrónomo Heinrich Schwabe lo documentó en el siglo XIX, aunque ya Galileo y otros habían dibujado manchas siglos antes.

Llamaradas y CME

El campo magnético solar se retuerce como una goma elástica y, de pronto, se reconecta: en un estallido libera una energía inmensa. Eso es una erupción o llamarada solar, un destello de radiación que viaja a la velocidad de la luz y llega en minutos. A veces el Sol expulsa además una eyección de masa coronal (CME): una burbuja gigante de plasma y campo magnético que avanza más despacio, pero que, si viene hacia nosotros, puede golpear el campo magnético de la Tierra uno o dos días después. No es ciencia ficción: en 1859 el «Evento Carrington» tumbó telégrafos en todo el mundo; una tormenta igual hoy afectaría a redes eléctricas y satélites.

Cortinas de luz en los polos

La Tierra tiene un escudo: su campo magnético desvía el grueso del viento solar. Pero en los polos las líneas del campo se curvan hacia dentro y dejan colar partículas cargadas, que chocan con los átomos de la alta atmósfera y los hacen brillar. El oxígeno da verde y rojo; el nitrógeno, violeta y azul. El resultado son las auroras boreales (norte) y australes (sur), cortinas de luz que se arremolinan tras una tormenta geomagnética. Cuanto más fuerte la erupción solar, más cerca del ecuador se pueden ver.

Una burbuja en el vacío interestelar

El Sol despide sin cesar el viento solar: un flujo de protones y electrones que se lanza a cientos de kilómetros por segundo y baña a todos los planetas. Ese viento empuja hacia fuera el tenue gas entre las estrellas hasta crear una burbuja de influencia llamada heliosfera, que envuelve los planetas y se extiende mucho más allá de Plutón, quizá a unos 120-150 mil millones de kilómetros. Las sondas Voyager, lanzadas en 1977, son los primeros objetos humanos que se acercan a su borde. Dentro de la heliosfera, el Sol manda; más allá, empieza el medio interestelar.

De gigante roja a brasa fría

El Sol quema su hidrógeno con una calma engañosa: lleva 4.600 millones de años y tiene reserva para unos 5.000 millones más. Cuando el hidrógeno del núcleo se agote, la estrella se hinchará hasta convertirse en una gigante roja: devorará Mercurio, Venus y quizá alcance la Tierra, mientras los océanos se evaporarán mucho antes. Después expulsará sus capas exteriores formando una bella nebulosa planetaria y el núcleo desnudo quedará como una enana blanca, una brasa densísima del tamaño de la Tierra que se irá enfriando durante billones de años. No explotará en supernova: para eso habría tenido que ser mucho más masivo.

El escenario y sus actores

Has seguido la vida entera de una estrella: de qué está hecha, cómo produce su luz, cómo cambia de humor, cómo toca con su viento hasta los confines del sistema y cómo acabará un día. Pero todo ese poder no obra solo: ordena las órbitas de ocho planetas, cientos de lunas, cinturones de asteroides y cometas. Entender el Sol es entender el escenario donde aparece la vida. El siguiente paso natural es recorrer ese escenario completo: los mundos que giran en torno a esta estrella.

Empieza el recorrido por el sistema solar en el objeto de aprendizaje recomendado.