Estructura del Sol

El Sol es una esfera de plasma cuya estructura está gobernada por procesos de fusión nuclear, transporte de energía y complejas interacciones magnéticas. Aunque no tiene una superficie sólida, como los planetas rocosos, su organización en capas bien definidas permite comprender cómo la energía generada en su núcleo se propaga hasta el espacio. Su estructura se divide en dos grandes regiones: el interior solar, donde se produce y transporta la energía, y la atmósfera solar, que incluye la fotosfera, la cromosfera y la corona, responsables de la emisión de luz y del viento solar.

En el núcleo solar, donde las temperaturas superan los 15 millones de grados kelvin y la presión es millones de veces superior a la de la Tierra, se lleva a cabo la fusión nuclear de hidrógeno en helio. A través del ciclo protón-protón, cada segundo se fusionan aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno, liberando una cantidad de energía equivalente a millones de bombas de hidrógeno. Sin embargo, esta energía no es inmediatamente emitida al espacio, sino que debe viajar a través de distintas capas antes de alcanzar la superficie.

La zona radiactiva, que se extiende desde aproximadamente el 20 % hasta el 70 % del radio solar, es una región donde la transferencia de energía ocurre principalmente por radiación. Aquí, los fotones producidos en el núcleo son absorbidos y reemitidos innumerables veces por los iones presentes en el plasma. Este proceso es extremadamente lento; un fotón generado en el núcleo puede tardar entre 10.000 y 170.000 años en salir de esta región debido a la alta densidad del plasma y las constantes interacciones con la materia.

A medida que la energía se acerca a la superficie, entra en la zona convectiva, donde el transporte de calor cambia drásticamente. En esta región, que ocupa el 30 % más externo del radio solar, la opacidad del plasma es lo suficientemente alta como para impedir la propagación eficiente de la radiación. En su lugar, el calor es transportado por convección térmica, mediante enormes celdas de plasma caliente que ascienden hacia la superficie, liberan su energía y luego descienden al enfriarse. Estas celdas convectivas, de aproximadamente 1.000 km de diámetro, son responsables de la granularidad observada en la fotosfera.

La superficie visible del Sol, conocida como fotosfera, es la capa desde la cual se emite la mayor parte de la luz solar que llega a la Tierra. Su temperatura media es de 5.500 K, con variaciones que crean las manchas solares, regiones más frías donde el campo magnético es más intenso y restringe el flujo de convección. En la fotosfera, el plasma se encuentra en equilibrio con la presión de radiación, lo que permite la formación de estructuras dinámicas como la supergranulación y la emergencia de bucles magnéticos.

Más allá de la fotosfera se encuentra la cromosfera, una capa de transición donde la temperatura, en lugar de disminuir, comienza a aumentar hasta alcanzar valores cercanos a los 10.000 K. Este calentamiento anómalo está relacionado con la interacción del campo magnético solar con el plasma. La cromosfera es visible durante los eclipses solares como un delgado borde rojizo alrededor del Sol, debido a la emisión de la línea Hα del hidrógeno. En esta región se originan espículas y filamentos magnéticos, estructuras dinámicas que inyectan material a la corona.

La capa más externa del Sol, la corona solar, es una región extremadamente caliente y extensa que se extiende millones de kilómetros hacia el espacio. Su temperatura alcanza valores de 1 a 2 millones de kelvin, un fenómeno que desafía las leyes de la termodinámica clásica. A pesar de estar más alejada del núcleo, la corona es mucho más caliente que la fotosfera, lo que indica que existen mecanismos de calentamiento aún no completamente comprendidos. Se han propuesto diversas teorías, entre ellas la reconexión magnética y la propagación de ondas de Alfvén, que podrían transferir energía del campo magnético a la corona.

La corona no solo emite radiación visible, sino que es la fuente del viento solar, un flujo de partículas cargadas compuesto principalmente por electrones y protones que se expande por el Sistema Solar. Este viento interactúa con los campos magnéticos de los planetas, generando auroras en la Tierra y en otros cuerpos con magnetosfera. A velocidades que oscilan entre 300 y 800 km/s, el viento solar modela la heliosfera y desempeña un papel fundamental en la interacción del Sol con el medio interestelar.

A pesar de su aparente estabilidad, la atmósfera solar es altamente dinámica. La actividad en la corona da lugar a eyecciones de masa coronal, eventos en los que grandes cantidades de plasma son expulsadas al espacio, a menudo asociadas con erupciones solares. Aunque estos fenómenos se abordarán en mayor profundidad en la sección dedicada a la actividad solar, es importante destacar que la interacción entre la estructura solar y su campo magnético es clave para entender la variabilidad del clima espacial.

El estudio de la estructura del Sol ha avanzado enormemente gracias a observaciones desde telescopios terrestres y misiones espaciales especializadas. Instrumentos como SOHO, Parker Solar Probe y Solar Orbiter han permitido cartografiar la distribución de temperatura en la corona, analizar los flujos de plasma en la cromosfera y medir la oscilación global del Sol mediante helioseismología. Estos estudios han proporcionado información crucial sobre la estabilidad y evolución de nuestra estrella, contribuyendo a modelos más precisos de predicción de la actividad solar.

El Sol es una estrella relativamente estable, pero su estructura sigue evolucionando a lo largo del tiempo. A medida que quema su combustible nuclear, su composición y equilibrio térmico cambian, lo que alterará la dinámica de sus capas en el futuro. Comprender su estructura interna y atmósfera externa no solo nos permite predecir su comportamiento, sino que también proporciona información sobre la evolución de otras estrellas de tipo solar en la galaxia.