Del viento solar al núcleo: 11 regiones que atravesarías en un viaje al centro del Sol

Imaginar un viaje desde la Tierra hasta el centro del Sol significa atravesar un entorno muy distinto al de cualquier recorrido por nuestro planeta. En el camino encontraríamos partículas cargadas que viajan por el espacio, estructuras magnéticas gigantescas, capas de plasma a temperaturas extremas y regiones donde se producen las reacciones nucleares que mantienen encendida a nuestra estrella. Aunque no sería posible realizar este trayecto con una nave convencional, la ciencia ha logrado estudiar sus distintas zonas mediante sondas espaciales, telescopios y técnicas como la heliosismología. Estas son 11 regiones que permiten comprender cómo funciona el Sol desde el exterior hasta su núcleo.

1. Viento solar: el flujo de partículas que escapa del Sol

El recorrido comienza con el viento solar, una corriente continua de partículas cargadas, principalmente protones y electrones, que sale de la atmósfera solar y se extiende por el sistema planetario. Su velocidad suele encontrarse entre 400 y 750 kilómetros por segundo, aunque puede variar según las condiciones del Sol. A pesar de que sus partículas pueden alcanzar temperaturas muy elevadas, su densidad es tan baja que no transfieren calor como lo haría un gas denso. Este flujo interactúa con el campo magnético terrestre y contribuye a producir las auroras boreales y australes.

2. Lámina de corriente heliosférica: la estructura con forma de falda

Al avanzar por el espacio interplanetario encontraríamos la lámina de corriente heliosférica, una enorme estructura eléctrica asociada con el campo magnético del Sol. Se forma porque la polaridad magnética solar cambia entre sus hemisferios y el movimiento de rotación de la estrella produce una superficie ondulada que se extiende por el sistema solar. Su apariencia recuerda a una falda de bailarina girando, por lo que también recibe ese apodo. Esta estructura puede extenderse más allá de la órbita de Plutón y es una de las manifestaciones más amplias de la actividad magnética solar.

3. Superficie de Alfvén: el límite que cruzó la sonda Parker

La superficie de Alfvén es una frontera importante entre la región donde el viento solar todavía está influido por las ondas y el campo magnético de la estrella y aquella donde el flujo de partículas se desplaza con suficiente rapidez para alejarse del Sol. No es una superficie sólida ni una pared física, sino un límite definido por las propiedades del plasma. En abril de 2021, la sonda Parker Solar Probe de la NASA cruzó esta frontera por primera vez, a unos 13 millones de kilómetros de la superficie solar. El hallazgo permitió estudiar directamente una región que antes solo podía analizarse a distancia.

4. Corona solar: la atmósfera que supera en temperatura a la superficie

La corona es la capa más externa de la atmósfera solar y puede observarse durante un eclipse total como un halo luminoso alrededor del disco oscurecido. Su temperatura alcanza aproximadamente entre uno y dos millones de grados Celsius, muy por encima de los cerca de 5,500 °C de la fotosfera. Esta diferencia constituye uno de los grandes enigmas de la física solar: los científicos investigan cómo la energía magnética y otros procesos calientan tanto esta región. Aunque su temperatura es extrema, la corona tiene una densidad muy baja, por lo que no transmite calor por contacto como lo haría un material convencional.

5. Región de transición: el salto extremo de temperatura

Debajo de la corona se encuentra la región de transición, una franja de la atmósfera solar donde la temperatura aumenta de manera abrupta. En una distancia relativamente pequeña, el plasma pasa de temperaturas de decenas de miles de grados a más de un millón. Su grosor no es uniforme y cambia dependiendo de las condiciones solares, por lo que no debe entenderse como una capa rígida de dimensiones constantes. Esta región emite principalmente radiación ultravioleta y resulta fundamental para estudiar cómo se transfiere la energía desde las capas inferiores hacia la corona.

6. Cromosfera: la capa rojiza donde se descubrió el helio

La cromosfera se encuentra por encima de la fotosfera y debajo de la región de transición. Su nombre hace referencia a su color, que puede apreciarse durante un eclipse solar total como un borde rojizo alrededor del disco. En esta región aparecen estructuras llamadas espículas, chorros estrechos de plasma que se elevan desde la atmósfera inferior y alcanzan velocidades de decenas de kilómetros por segundo. La cromosfera también tiene importancia histórica: durante un eclipse ocurrido en 1868, el astrónomo Norman Lockyer identificó una línea espectral desconocida que posteriormente se atribuyó al helio, elemento que recibió su nombre por el Sol.

7. Fotosfera: la superficie visible de nuestra estrella

La fotosfera es la región desde la que procede la mayor parte de la luz visible que llega a la Tierra. Aunque suele llamarse superficie solar, no es una capa sólida: está formada por plasma y representa el límite desde el que la estrella se vuelve opaca a la luz visible. Su temperatura ronda los 5,500 °C. En ella aparecen los gránulos, estructuras que muestran el ascenso de material caliente y el descenso de plasma más frío, así como las manchas solares, regiones relativamente menos calientes asociadas con campos magnéticos intensos. Estas manchas pueden alcanzar temperaturas cercanas a los 4,000 °C.

8. Zona convectiva: una región donde el plasma transporta energía

Debajo de la fotosfera se encuentra la zona convectiva, una región que ocupa aproximadamente el tercio exterior del radio solar. En ella, la energía se transporta mediante movimientos de plasma: el material caliente asciende, se enfría cerca de las capas externas y vuelve a descender. Este proceso recuerda, a gran escala, el movimiento de un líquido al calentarse en una olla. La zona también participa en la rotación diferencial del Sol: las regiones ecuatoriales giran más rápido que las polares. Esta diferencia de movimiento influye en la evolución del campo magnético de la estrella.

9. Tacoclina: la región clave para el campo magnético solar

La tacoclina es una zona relativamente delgada situada entre la región convectiva y la zona radiativa. Su importancia radica en que marca una transición entre dos formas de rotación: mientras la zona convectiva gira a distintas velocidades según la latitud, la zona radiativa presenta una rotación mucho más uniforme. Esa diferencia genera fuertes cambios en el movimiento del plasma y contribuye al funcionamiento de la dínamo solar, el proceso que mantiene el campo magnético del Sol. Su estudio es esencial para comprender fenómenos como las manchas solares y los ciclos de actividad magnética.

10. Zona radiativa: el largo camino de la energía hacia el exterior

La zona radiativa ocupa una parte considerable del interior solar, entre la tacoclina y el núcleo. En esta región, la energía se transporta principalmente mediante radiación: los fotones interactúan repetidamente con las partículas del plasma, son absorbidos y emitidos de nuevo, y siguen un recorrido aleatorio hacia el exterior. Por eso, la energía puede tardar muchísimo tiempo en avanzar a través de esta zona. Las estimaciones sobre el tiempo de difusión varían según los modelos y las definiciones utilizadas, pero se habla de escalas que pueden abarcar miles o incluso cientos de miles de años. No significa que un mismo fotón viaje intacto durante todo ese periodo.

11. Núcleo solar: el lugar donde nace la energía de la estrella

En el centro del Sol se encuentra el núcleo, la región donde las condiciones de presión y temperatura permiten que ocurra la fusión nuclear. Su temperatura alcanza aproximadamente 15 millones de grados Celsius y su densidad es unas 150 veces mayor que la del agua. Allí, núcleos de hidrógeno terminan formando helio mediante una cadena de reacciones que libera energía. El proceso puede ocurrir gracias, entre otros factores, al efecto túnel de la mecánica cuántica, que permite superar la barrera de repulsión eléctrica entre los núcleos. Cada segundo, el Sol transforma alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio y libera energía, además de partículas llamadas neutrinos.