La estructura del Sol

La estructura del Sol se divide en varias zonas o estratos. El núcleo del Sol está situado en el centro y es donde se produce la fusión nuclear, donde el hidrógeno se transforma en helio. La energía que se libera de este proceso pasa por la zona radiativa hasta la zona convectiva. Finalmente la energía sale a la superficie del astro generando erupciones y protuberancias.

La estructura del Sol
Esquema de la estructura del Sol

Todos los cuerpos con masa suficiente tienen una forma esférica, y el Sol no es una excepción: es una gran esfera de gas. Debido a su gran fuerza gravitacional, todas las partículas que lo constituyen tienden a caer hacía el centro, pero no todas pueden lograrlo, ya que algunas son rechazadas por la fuerza de presión de la radiación y del gas. Con este equilibrio de fuerzas, una estrella no colapsa hacía dentro ni se disgrega. Este efecto se llama “equilibrio hidrostático”.

La estructura del Sol está compuesta por capas esféricas, como si de una cebolla se tratara. Puede resultar complejo establecer los límites y las diferencias químicas de cada capa. No obstante, se ha creado un modelo que explica de forma satisfactoria la mayoría de fenómenos que se observan en el Sol. Según este modelo, la estructura del Sol es la siguiente:

Estructura del Sol:

  • Núcleo
  • Zona radiativa
  • Zona convectiva
  • Fotosfera
  • Cromosfera
  • Corona solar
  • Mancha solar
  • Granulación
  • Protuberancia

El núcleo del Sol

La composición química del Sol es de un 81% de hidrógeno, un 18% de helio y un 1% restante de otros elementos. Se calcula que en su centro existe un 49% de hidrógeno, un 49% de helio y un 2% restante de otros elementos.

El núcleo del Sol mide unos 139.000 km de radio, aproximadamente 1/5 parte del radio solar. En el núcleo se produce la fusión nuclear, transformando el hidrógeno en helio. En este proceso se produce una pérdida de masa, pues el hidrógeno consumido pesa menos que el helio producido. Esta diferencia de masa se transforma en energía, y se define con la ecuación de Einstein:

\[E=mc^2\]

La “E” es la energía, la “m” es la masa y la “c” es la velocidad de la luz.

La zona radiativa

La zona radiativa del Sol es la primera capa que cubre el núcleo. En esta zona, el transporte de la energía generada por el núcleo se realiza por radiación hasta su límite exterior, que es justo donde empieza la zona convectiva.

La composición química de la zona radiativa es de plasma, es decir, que está formada por grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado.

La zona convectiva

La zona convectiva del Sol es la capa que se encuentra por encima de la zona radiativa. En esta zona, el transporte de la energía que le llega desde la zona radiativa se transporta mediante convección, pues los gases dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con mayor facilidad.

Se forman corrientes ascendentes de material empujados hacia el exterior, y a la vez regiones descendentes de material des de las zonas exteriores más frías, estableciéndose de esta manera corrientes convectivos.

En resumen: el gas ligero y caliente sube hasta la fotosfera, cede su energía en forma de luz visible, se enfría y vuelve a descender.

La superficie del Sol o fotosfera

La fotosfera es la superficie luminosa del Sol. Se trata de una zona gaseosa aunque parezca sólida por su aspecto. La fotosfera constituye el límite entre la materia más delgada y transparente del exterior del Sol y la masa densa y gaseosa de sus regiones centrales o interiores.

La fotosfera presenta un aspecto granuloso producido por las corrientes de gas incandescente que suben hasta la superficie y vuelven a caer hasta la zona convectiva. La parte superior de estas columnas forma unos gránulos de cientos de kilómetros de diámetro, y hay millones de ellos en la fotosfera. El tiempo de vida de dichos gránulos es de unos 10 minutos.

El Sol
Dos agujeros coronales que se desarrollan durante varios días. La imagen fue captada por el telescopio espacial Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA el 12 de enero de 2011. Crédito de imagen: NASA/SDO.

Las manchas solares

Las manchas solares son unas pequeñas regiones de la superficie del Sol que aparecen más oscuras que la fotosfera debido a su baja temperatura, que es de unos 4.000 °C, inferior en comparación con los 5.505 °C de la fotosfera.

Las manchas solares se generan a causa del campo magnético del Sol, que impide en algunas zonas que el calor ascienda, provocando así que se formen zonas más frías y oscuras en la fotosfera.

Hay algunas manchas solares que son circulares, aunque la mayoría tienen una forma irregular pudiendo alcanzar el tamaño de la Tierra. Un grupo de manchas solares puede alcanzar los 120.000 kilómetros, diez veces más que la Tierra.

Gracias a las manchas solares se ha podido saber que el Sol gira alrededor de su propio eje, como la Tierra, y que la velocidad de rotación del Sol es de 27 días de media: 25 días en el ecuador y 34 días en los polos.

Manchas solares
Fotografía de un conjunto de manchas solares, en la que también se puede apreciar con detalle la granulación de la superficie del Sol. Crédito de imagen: Ralf Weber.

El ciclo solar

El número de las manchas solares que se pueden observar cada año varía dependiendo de la intensidad de la actividad del Sol. La actividad del Sol sigue un ciclo cada 11 años, y es cada este tiempo que podemos observar un número máximo de manchas solares debido a la máxima actividad del Sol. Esta fase se conoce como máximo solar. El último máximo solar tuvo lugar en el año 2013, y el próximo será en el año 2024.

Diagrama de las manchas solares
Este diagrama muestra los ciclos solares durante 400 años, en el que se puede observar la alternancia del número de manchas solares durante el ciclo solar.

La cromosfera

La cromosfera se encuentra alrededor de la fotosfera y es de un color rojizo, compuesta principalmente de hidrógeno gaseoso. Las mejores ocasiones para observar la cromosfera es durante un eclipse solar, en el momento en el que la silueta de la Luna oscurece la fotosfera del Sol, y la cromosfera aparece como un anillo de luz de color rosa.

Los gases de la cromosfera se distribuyen de forma concentrada sólo en algunas regiones alrededor de las manchas solares. También se concentran en otros sitios formando unas llamaradas más tenues y luminosas llamadas espículas. Las espículas cubren unas burbujas de gas muy grandes denominadas supergránulos, de un diámetro de hasta 30.000 kilómetros.

Protuberancias solares

La cromosfera expele unas enormes masas de gas caliente hacia el espacio, denominadas protuberancias, y que tienen unos 100.000 kilómetros de longitud media. Hay algunas protuberancias que producen enormes arcos siguiendo el campo magnético del Sol, alcanzando temperaturas por encima de los 10.000 °C.

Hay varios tipos de protuberancias: las protuberancias activas o eruptivas y las protuberancias quiescentes. Las protuberancias activas son muy violentas y tienen una breve duración. En cambio las protuberancias eruptivas son más tranquilas y perduran durante días e incluso semanas.

Protuberancia solar
Protuberancia solar captada por por el telescopio espacial Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA el 30 de marzo de 2010. Crédito de imagen: NASA/SDO.

Fulguraciones

Las fulguraciones son emisiones imprevistas de energía que expulsan una gran cantidad de radiaciones y partículas cargadas eléctricamente. Estas emisiones tienen una luminosidad que sólo dura unos minutos, aunque pueden perdurar durante una hora antes de desaparecer del todo.

Las fulguraciones emiten enormes cantidades de radiación que pueden incluso generar efectos sobre la Tierra: por ejemplo, pueden crear interferencias en las transmisiones de radio o constituir una amenaza para los astronautas mientras están por encima de la atmósfera de la Tierra.

La corona solar

La corona es el estrato más externo del Sol. Es una capa que envuelve el Sol y está compuesta de plasma. Su temperatura está por encima de un millón de grados centígrados. Se puede observar con un coronógrafo o durante los eclipses.

El viento solar y la heliosfera

El viento solar es un flujo de partículas ionizadas que se expulsan por todas las direcciones. El viento solar es el causante de muchos fenómenos conocidos: la cola de los cometas que se acercan al Sol o la aparición de la aurora boreal en altas latitudes de la Tierra.

El viento solar viaja a velocidades supersónicas dentro del sistema solar. La influencia del viento solar alcanza desde la corona solar hasta mucho más allá de la órbita de Plutón. Toda esta zona que se encuentra bajo la influencia del viento solar se conoce como heliosfera.