Desde nuestro punto de vista en la Tierra, el Sol puede parecer una fuente invariable de luz y calor en el cielo. Pero el Sol es una estrella dinámica, que cambia y envía energía al espacio constantemente. La ciencia que estudia el Sol y su influencia en todo el sistema solar se conoce como heliofísica.

El Sol es el objeto celeste más grande de nuestro sistema solar. Mide un diámetro de cerca de 1,4 millones de kilómetros (865.000 millas). Su gravedad mantiene unido al sistema solar y hace que todo, desde los planetas más grandes hasta los fragmentos más pequeños de escombros, se mantenga en órbita a su alrededor.

A pesar de que el Sol es el centro de nuestro sistema solar y es esencial para nuestra supervivencia, es solo una estrella promedio en términos de su tamaño. Se han encontrado estrellas hasta 100 veces más grandes. Y muchos sistemas solares tienen más de una estrella. Mediante el estudio de nuestro Sol, los científicos pueden comprender mejor el comportamiento de las estrellas lejanas.

La parte más caliente del Sol es su núcleo, donde las temperaturas superan los 15 millones °C (27 millones °F). La parte del Sol que denominamos su superficie, la fotosfera, es relativamente fría, y tiene una temperatura de 5.500 °C (10.000 °F). Uno de los mayores misterios acerca del Sol ocurre en su atmósfera exterior, la corona. Cuanto más se extiende desde la superficie, más se calienta. La corona alcanza una temperatura de hasta dos millones °C (3,5 millones °F), mucho más caliente que la fotosfera.

Origen de su nombre

El Sol ha recibido muchos nombres. La palabra Sol viene de las palabras en latín sol y solis, y “solar” es el adjetivo principal que empleamos para todo lo que se relaciona con el Sol. Helios, el dios Sol en la mitología griega antigua, también presta su nombre a muchos términos relacionados con el Sol, como heliosfera y heliosismología.

Potencial de vida

El Sol no podría albergar vida tal como la conocemos debido a su temperatura y radiación extremas. Sin embargo, la vida en la Tierra solo es posible gracias a la luz y la energía del Sol.

Tamaño y distancia

Nuestro Sol es una estrella de tamaño mediano con un radio que mide unos 700.000 kilómetros (435.000 millas). Existen numerosas estrellas que son mucho más grandes, pero el Sol es mucho más masivo que nuestro planeta natal: se necesitarían más de 330.000 Tierras para igualar la masa del Sol, y harían falta 1,3 millones de Tierras para ocupar el volumen del Sol.

El Sol está situado a unos 150 millones de kilómetros (93 millones de millas) de la Tierra. Su vecino estelar más cercano es el sistema estelar triple Alfa Centauri: la estrella enana roja Próxima Centauri está a 4,24 años luz de distancia, y Alfa Centauri A y B, dos estrellas parecidas al Sol que se orbitan entre sí, están a 4,37 años luz. Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, lo que equivale a unos 9,5 billones (millones de millones) de kilómetros (6 billones, o millones de millones, de millas).

Órbita y rotación

El Sol está situado en la galaxia de la Vía Láctea, en un brazo de espiral llamado Brazo de Orión, o brazo local, que se extiende hacia afuera desde el brazo de Sagitario.

El Sol gira en órbita alrededor del centro de la Vía Láctea, llevando consigo los planetas, asteroides, cometas y otros objetos de nuestro sistema solar. Nuestro sistema solar se desplaza a una velocidad promedio de 720.000 kilómetros (450.000 millas) por hora. Pero incluso a esta velocidad, el Sol tarda unos 230 millones de años en completar su movimiento de traslación alrededor de la Vía Láctea.

El Sol gira sobre su eje mientras da vueltas alrededor de la galaxia. Su rotación tiene una inclinación de 7,25 grados con respecto al plano de las órbitas de los planetas. Dado que el Sol no es sólido, diferentes partes giran a velocidades diferentes. En su ecuador, el Sol completa una vuelta cada 25 días terrestres, más o menos, pero en sus polos, el Sol gira sobre su eje una vez cada 36 días terrestres.

Lunas

Como es una estrella, el Sol no tiene lunas, pero los planetas y sus lunas giran en órbita alrededor del Sol.

Anillos

El Sol habría estado rodeado por un disco de gas y polvo en los comienzos de su historia, cuando el sistema solar comenzó a formarse hace unos 4.600 millones de años. Parte de ese polvo todavía existe hoy en día, en varios anillos de polvo que rodean el Sol. Estos anillos siguen la órbita de los planetas, cuya gravedad arrastra el polvo y lo va depositando alrededor del Sol.

Formación

El Sol se formó hace unos 4.600 millones de años en el interior de una gigantesca nube giratoria de gas y polvo denominada nebulosa solar. A medida que la nebulosa colapsaba bajo el peso de su propia gravedad, fue girando cada vez más rápido y aplanándose hasta convertirse en un disco. La mayor parte del material de la nebulosa fue atraído hacia el centro para formar nuestro Sol, el cual representa el 99,8 por ciento de la masa de nuestro sistema solar. Gran parte del material restante formó los planetas y otros objetos que ahora giran en órbita alrededor del Sol. (El resto del gas y el polvo sobrantes fueron barridos por los primeros vientos solares del Sol joven).

Como todas las estrellas, nuestro Sol se quedará sin energía con el tiempo. Cuando comience a morir, el Sol se expandirá, convirtiéndose en una estrella gigante roja y volviéndose tan grande que se tragará a Mercurio y Venus, y posiblemente también a la Tierra. Los científicos predicen que el Sol está a poco menos de la mitad de su vida y que durará otros 5.000 millones de años, más o menos, antes de convertirse en una enana blanca.

Estructura

El Sol es una enorme esfera de hidrógeno y helio que se mantiene unida por su propia gravedad.

El Sol tiene varias regiones. Las regiones interiores son el núcleo, la zona radiativa y la zona convectiva. De adentro hacia afuera, le siguen: la superficie visible o fotosfera, la cromosfera, la zona de transición y luego la corona, que es la atmósfera exterior expansiva del Sol.

Cuando el material sale de la corona a velocidades supersónicas, se convierte en viento solar, el cual forma una enorme “burbuja” magnética alrededor del Sol llamada heliosfera. La heliosfera se extiende más allá de la órbita de los planetas de nuestro sistema solar. Por lo tanto, la Tierra existe dentro de la atmósfera del Sol. Fuera de la heliosfera se encuentra el espacio interestelar.

El núcleo es la parte más caliente del Sol. Las reacciones nucleares en el núcleo —donde el hidrógeno se fusiona para formar helio— producen la energía del calor y la luz del Sol. El núcleo tiene temperaturas que superan los 15 millones °C (27 millones °F) y unos 138.000 kilómetros (86.000 millas) de espesor. La densidad del núcleo del Sol es de unos 150 gramos por centímetro cúbico (g/cm³). Eso es unas ocho veces la densidad del oro (19,3 g/cm³) o 13 veces la densidad del plomo (11,3 g/cm³).

La energía del núcleo es transportada hacia afuera por la radiación. Esta radiación rebota alrededor de la zona radiativa y tarda unos 170.000 años en llegar desde el núcleo hasta la parte superior de la zona convectiva. En dirección hacia afuera, en la zona de convección, la temperatura cae por debajo de los dos millones °C (3,5 millones °F). Allí, grandes burbujas de plasma caliente (una sopa de átomos ionizados) se mueven hacia arriba, hacia la fotosfera, que es la capa que consideramos la superficie del Sol.

Superficie

El Sol no tiene una superficie sólida como la Tierra y los demás planetas y lunas rocosos. La parte del Sol que comúnmente llamamos su superficie es la fotosfera. La palabra fotosfera significa “esfera de luz”, el cual es un término apropiado porque esta es la capa que emite la luz más visible. Esto es lo que vemos desde la Tierra a simple vista. (Esperamos que no haga falta decirlo, pero nunca debes mirar directamente al Sol sin protegerte los ojos).

Aunque la llamamos la superficie, la fotosfera es en realidad la primera capa de la atmósfera solar. Tiene unos 400 kilómetros (250 millas) de espesor y temperaturas que alcanzan los 5.500 grados Celsius (10.000 grados Fahrenheit). Eso es mucho más frío que el núcleo ardiente, pero aun así es lo suficientemente caliente como para hacer que el carbono —como sucede con los diamantes y el grafito— no solo se derrita, sino que hierva. La mayor parte de la radiación del Sol se escapa al exterior, desde la fotosfera hacia el espacio.

Atmósfera

Por encima de la fotosfera están la cromosfera, la zona de transición y la corona. No todos los científicos se refieren a la zona de transición como una región aparte: esta es simplemente la delgada capa donde la cromosfera se calienta con rapidez y se convierte en la corona. La fotosfera, la cromosfera y la corona son todas partes de la atmósfera del Sol. (La corona a veces se conoce informalmente como “la atmósfera del Sol”, pero en realidad es la atmósfera superior del Sol).

La atmósfera del Sol es donde vemos características como manchas solares, agujeros coronales y erupciones solares.

Características clave del Sol

La luz visible que proviene de estas regiones superiores del Sol suele ser demasiado tenue para poder ser observada contra la fotosfera, que es más brillante, pero durante los eclipses solares totales —cuando la Luna cubre la fotosfera— la cromosfera parece un delgado borde rojo alrededor del Sol, mientras que la corona (“corona” proviene del latín y es igual en español) forma una hermosa aureola blanca con serpentinas de plasma que se van angostando a medida que salen, formando figuras parecidas a pétalos de flores.

Uno de los mayores misterios acerca del Sol ocurre en la corona: esta es mucho más caliente que las capas que están inmediatamente por debajo de ella. (Imagínate que hiciera más calor cuando te alejas de una fogata). La fuente del calentamiento coronal es un importante acertijo sin resolver en el estudio del Sol.

Magnetosfera

El Sol genera campos magnéticos que se extienden hacia el espacio para formar el campo magnético interplanetario, esto es, el campo magnético que impregna nuestro sistema solar. El campo magnético es transportado a través del sistema solar por el viento solar, el cual es una corriente de gas con carga eléctrica que se expande desde el Sol hacia afuera en todas las direcciones. La extensa burbuja de espacio dominada por el campo magnético del Sol se denomina heliosfera. Dado que el Sol gira sobre sí mismo, su campo magnético también rota, formando una gran espiral giratoria conocida como la espiral de Parker. Esta espiral tiene una forma similar al patrón que sigue el agua de un irrigador giratorio de jardín.

El Sol no se comporta de la misma manera todo el tiempo. Este pasa por fases de alta y baja actividad, las cuales conforman el ciclo solar. Aproximadamente cada 11 años, los polos geográficos del Sol cambian su polaridad magnética, es decir, los polos magnéticos norte y sur se intercambian. Durante este ciclo, la fotosfera, la cromosfera y la corona del Sol pasar de ser calmadas y tranquilas a violentamente activas.

El pico del ciclo de actividad del Sol, conocido como máximo solar, es un momento de gran aumento de actividad de las tormentas solares. Durante el máximo solar, son frecuentes las manchas solares, las explosiones llamadas erupciones solares y las eyecciones de masa coronal. El ciclo solar más reciente —el ciclo solar 25— comenzó en diciembre de 2019, cuando se produjo el mínimo solar, según el Panel de Predicción del Ciclo Solar 25, un grupo internacional de expertos copatrocinado por la NASA y la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA, por sus siglas en inglés). Ahora, la comunidad científica espera que la actividad del Sol vaya en aumento a medida que se dirige hacia su próximo máximo solar, previsto para julio de 2025.

La actividad solar puede liberar enormes cantidades de energía y partículas, algunas de las cuales nos afectan en la Tierra. Al igual que las condiciones meteorológicas en nuestro planeta, las condiciones en el espacio —conocidas como meteorología espacial— siempre cambian según la actividad del Sol. La “meteorología espacial” puede interferir con los satélites, los sistemas de GPS y las comunicaciones por radio. También puede paralizar las redes eléctricas y corroer las tuberías de los oleoductos y gasoductos.

La tormenta geomagnética más fuerte que se haya registrado es el Evento Carrington, llamada así por el astrónomo británico Richard Carrington, quien observó la erupción solar del 1 de septiembre de 1859 que desencadenó este fenómeno. Los sistemas telegráficos en todo el mundo colapsaron. Las descargas de chispas conmocionaron a los operadores de telégrafos y prendieron fuego al papel de sus telégrafos. Justo antes del amanecer del día siguiente, los cielos de toda la Tierra estallaron en auroras rojas, verdes y moradas, a consecuencia de la energía y las partículas del Sol que interactuaban con la atmósfera de la Tierra. Según se informó, las auroras eran tan brillantes que se podía leer los periódicos con la misma facilidad que a la luz del día. Las auroras boreales fueron visibles tan al sur como en Cuba, las Bahamas, Jamaica, El Salvador y Hawái.

Otra erupción solar, ocurrida el 13 de marzo de 1989, ocasionó tormentas geomagnéticas que interrumpieron la transmisión de energía eléctrica desde la estación generadora de Hydro Québec en Canadá, sumiendo en la oscuridad a seis millones de habitantes durante nueve horas. La erupción de 1989 también causó sobrecargas que derritieron los transformadores de electricidad en Nueva Jersey.

En diciembre de 2005, los rayos X de una tormenta solar interrumpieron las comunicaciones satélite-tierra y las señales de navegación de los Sistemas de Posicionamiento Global (GPS, por sus siglas en inglés) durante unos 10 minutos.

El Centro de Predicciones de Meteorología Espacial de la NOAA monitorea las regiones activas en el Sol y emite avisos, advertencias y alertas de fenómenos meteorológicos espaciales que representan un peligro.

Datos rápidos

Duración del día: 25 días terrestres en el ecuador y 36 días terrestres en los polos.

Duración del año: El Sol no tiene un “año” de por sí. Pero el Sol completa su órbita alrededor del centro de la Vía Láctea cada 230 millones de años terrestres, más o menos, llevando consigo los planetas, asteroides, cometas y otros objetos celestes.

Tipo de estrella: G2 V, estrella enana amarilla en la fase de secuencia principal.

Temperatura de la superficie (fotosfera): 5.500 grados Celsius (10.000 grados Fahrenheit).

Temperatura de la corona (atmósfera solar): Hasta 2 millones °C (3,5 millones °F).