Gran parte de la actividad en la superficie solar no es simple furia ciega de los fuegos nucleares que arden en su interior: existe un claro ciclo solar durante el cual la superficie del astro pasa de plácida charca a torbellino furioso y recupera la calma en un periodo de aproximadamente 11 años. Y aunque los astrónomos creen entender el principio que rige el ciclo, éste oculta todavía muchos secretos.
Muchas de las características observadas en la superficie solar y encima de ella parecen estar relacionadas con la actividad magnética. Las mejor conocidas quizá sean las manchas solares, unos puntos oscuros que normalmente aparecen y desaparecen en cuestión de semanas y que pueden alcanzar un tamaño superior al de la Tierra y formar grupos complejos. En realidad, las manchas solares no son oscuras; lo parecen porque están frías en comparación con el entorno enfebrecido de la fotosfera pero, lejos del Sol y a la deriva en el espacio, emitirían una luz resplandeciente. Las imágenes de alta resolución de las manchas solares revelan la influencia del campo magnético: los bordes exteriores de las manchas guardan un notable parecido con los dibujos que trazan las limaduras de hierro bajo la influencia de un imán escolar.
Encima de las manchas, en la cromosfera, se registran prominencias. Observables sobre todo durante los eclipses, cuando la masa de la Luna bloquea el brillo del disco solar, estas prominencias son arcos de gas —más fríos, de modo que sólo despiden un brillo rojizo— que también parecen seguir las líneas invisibles del campo magnético del astro.
Con frecuencia, enormes bucles de este campo magnético parecen «prolapsarse» y se extienden a través de la fotosfera hasta las capas superiores de la atmósfera del Sol. Al final, el campo magnético encuentra el modo de «cortocircuitar» el bucle y formar otro a menor distancia de la superficie visible del Sol, liberando en el proceso enormes cantidades de energía. Este exceso de energía puede calentar inmensas nubes de gas cargado eléctricamente y expulsarlas a través del sistema solar en forma de fulguraciones o de aún más formidables «eyecciones de masa coronel».
Para el observador desde la Tierra, las manchas solares son la prueba más visible del ciclo solar. Al inicio de cada ciclo, se observan unas pocas manchas en latitudes hacia los 35° norte y sur del ecuador solar y se aprecian escasos signos de otra actividad, como fulguraciones o prominencias.
Conforme avanza el ciclo, se incrementa gradualmente el número de manchas y éstas se desplazan hacia el ecuador. Las prominencias se hacen más comunes y las fulguraciones, más frecuentes. Al quinto año del ciclo, se alcanza el máximo número de manchas y éstas se concentran en latitudes 15° al norte y sur del ecuador. Durante los años inmediatamente siguientes, las manchas siguen acercándose al ecuador, pero su número decrece y, finalmente, desaparecen por completo antes de reaparecer en latitudes más altas. Aunque este ciclo visible tarda una media de 11 años en completarse, al final de cada ciclo se invierte la polaridad magnética de las parejas de manchas, por lo que el Sol tarda en realidad unos 22 años en volver a su estado inicial.
La verdadera clave para entender el ciclo solar son los cambios en el magnetismo solar. El campo magnético de nuestra estrella no es como el de la Tierra, generado por una masa de fluido conductor que gira en su centro. Al contrario, lo crean los movimientos a gran escala del gas cargado eléctricamente por el interior del Sol. Como las distintas partes de éste giran a velocidades diferentes (la rotación completa tarda 25 días en el ecuador y 34 en los polos) el campo magnético empieza a «retorcerse» y deformarse al cabo de unas pocas rotaciones. Conforme distintas masas de gas con diferentes campos magnéticos se ven forzadas a comprimirse unas con otras, estos campos se enredan y los bucles magnéticos se abren camino a través de la fotosfera, creando los «claros» más fríos de las manchas solares. Estos bucles, como las manchas, aparecen primero a latitudes altas y avanzan poco a poco hacia el ecuador. Al aumentar en número y tamaño, empiezan a anularse mutuamente, debilitando el campo magnético del Sol hasta que, al cabo de un ciclo de 11 años, éste desaparece por completo, se invierte y se regenera con la polaridad opuesta.

Según el modelo más aceptado en la actualidad, dentro de la bola luminosa que llamamos Sol se distinguen varias capas concéntricas con características físicas suficientemente homogéneas como para poderlas definir con facilidad. Partiendo desde el centro de nuestra estrella, se reconocen las siguientes partes:

Haz clic en la imagen para verla a mayor tamaño

• Núcleo o corazón: Con un radio de unos 150.000 km. En esta zona se concentra casi el 40% de la masa solar, y la densidad es máxima (160 g/cm^3 de media). Según las hipótesis, la presión alcanza los 3·10^11 kPa y la temperatura los 1,5·10^7 K. Aquí pueden desencadenarse espontáneamente las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio: en este horno nuclear ya se ha «consumido» el 40% del hidrógeno original (que formaba casi el 75% de la masa del núcleo).

• Zona radiactiva: Que se extiende hasta los 450.000 km desde el centro del Sol, es decir, un grosor de unos 300.000 km. Se caracteriza por valores (siempre «teóricos») de densidad y presión mucho mas bajos que los del núcleo: unas 10 veces menos. La temperatura desciende a 4·10^6 K. Aquí la energía se transmite a través del plasma sólo por radiación, en una concatenación de absorciones y reemisiones: las reacciones nucleares la liberan en forma de fotones γ; la radiación es absorbida y reemitida miles de veces antes de «emerger» a las capas superiores transformada en rayos γ, X, ultravioletas, visibles e infrarrojos (calor).

• Región convectiva: Que se extiende por unos 250.000 km más. Una vez más descienden los valores de densidad, presión y temperatura: la densidad llega a 6·10^-3 g/cm^3, la presión a 10 Pa (unas 10^4 veces la presión atmosférica) y la temperatura a 6·10^5 K. En esta zona, la energía también se transmite por el plasma a través de corrientes convectivas a alta velocidad que «mezclan» continuamente la materia solar. Para explicar algunos fenómenos superficiales, se considera que en esta zona se desarrollan las convectivas gigantes profundas, que van perdiendo intensidad a medida que se acercan a la capa sucesiva.

• La fotosfera: Significa literalmente «esfera de la luz» y es la parte visible. Tiene un grosor de apenas 400 km, una densidad media aproximada de apenas 8·10^8 g/cm^3, una presión media de solo 10^12 Pa y una temperatura cercana a los 6.000 K. Esta es la «superficie solar» a la que nos referimos al hablar de «diámetro solar».Tras un lapso de tiempo larguísimo, que puede llegar a los 10 millones de años desde la producción del núcleo, la radiación mana, evidentemente modificada por el largo recorrido seguido. La fotosfera es el lugar en el que se manifiestan los fenómenos solares más conocidos y estudiados: las manchas y la granulación.

• La cromosfera o «esfera de color»: (aparece rojiza durante los eclipses) es una capa de plasma de unos 10.000 km por encima de la fotosfera y considerada la parte baja de la atmósfera solar. Presenta una densidad media de 10^12 g/cm^3 y una temperatura que aumenta proporcionalmente con la altura y alcanza los 0,5·10^6 K. Aquí se producen otros muchos fenómenos solares, como las espículas, las fáculas, los flóculos y las fulguraciones.

• La fotosfera: Se extiende más allá de la cromosfera y se dispersa en el espacio en forma de viento solar. Se considera la alta atmósfera solar y se caracteriza por una temperatura en rápido crecimiento: en pocos miles de kilómetros alcanza los 5·10^6 K. Sólo puede observarse desde Tierra (incluso a simple vista) durante los eclipses totales y permanece diferente del fondo hasta una altura de unos 2·10^6 km. En la corona se producen los fenómenos solares más imponentes, como las protuberancias, que alcanzan a veces dimensiones comparables a las del mismo Sol.

Aquí os dejo una imagen muy completa del Sol, donde se pueden apreciar todas sus capas.

Desde el núcleo a la fotosfera hay una distancia de casi 700.000 kilómetros, aproximadamente la misma que un viaje de ida y vuelta a la Luna.

Haz clic para poder ver las capas del Sol a mayor tamaño

Nuestro Sol es una esfera gigantesca de hidrógeno y helio que, a través de reacciones nucleares, genera cantidades sobrecogedoras de energía en su interior, entre ellas la luz y el calor de los que dependemos en la Tierra.

A veces se dice que la estrella más cercana es Proxima Centauri, a 4.24 años luz de distancia. Pero, en realidad, la estrella más cercana es el Sol, que dista de nosotros un promedio de 150 millones de km: a la vuelta de la esquina en términos cósmicos.
Vemos el Sol a diario como si fuera algo de los más normal, pero esta estrella enana amarilla supera en tamaño y en brillo a la mayoría de sus compañeras: tan sólo un 2% de las estrellas de la Galaxia es mayor y más luminoso.

La estrella del día

El Sol es sencillamente enorme. Su diámetro, de 1.392.000 km, supera en 110 veces el de la Tierra y 10 veces el de Júpiter. Contiene el 99.8% de la masa del Sistema Solar, mientras que el 0.2 % restante se lo reparten los demás cuerpos, como la Tierra, los planetas, los satélites, los asteroides, los cometas y el polvo.
Aunque parezca relativamente tranquilo, el Sol es una esfera compuesta sobre todo de gas hidrógeno en ebullición. La fuente de la energía solar se encuentra en una sucesión ininterrumpida de reacciones nucleares que se producen en su núcleo, donde los átomos de hidrógeno se fusionan para producir helio. El Sol irradia una cantidad sobrecogedora de energía no sólo como luz y calor, sino también en forma de otras radiaciones como rayos gamma, rayos ultravioleta y rayos X.

La estructura del Sol

La temperatura del núcleo solar asciende a 15 millones de ºC. El Sol es tan inmenso que en el camino del centro a la fotosfera (la superficie visible) el material se ha enfriado hasta algo menos de 5.800 ºC. Sobre la fotosfera se encuentra una capa delgada y fría llamada cromosfera, invisible en condiciones normales. Por encima de la cromosfera se extiende la atmósfera exterior, o corona, donde la temperatura asciende hasta unos 2 millones de ºC. Al igual que la cromosfera, la corona sólo puede observarse durante los eclipses de Sol o mediante filtros especiales.

Capas del Sol

Manchas y otros rasgos solares

Un telescopio pequeño con un filtro adecuado permite observar las manifestaciones de la actividad solar en la fotosfera. Los rasgos más conocidos los conforman las manchas solares, regiones oscuras con temperaturas algo inferiores a las del entorno.
El número de manchas crece y decrece a lo largo de un ciclo de unos 11 años que corre parejo con el incremento y disminución de la actividad general del Sol.

Las manchas solares más complejas corresponden a lugares donde se concentran campos magnéticos muy intensos. En esas regiones activas pueden producirse erupciones súbitas conocidas como fulguraciones, emisiones breves de radiación y partículas cargadas en grandes cantidades procedentes de zonas muy brillantes. Las fulguraciones son más frecuentes en las épocas de máxima actividad solar aunque por desgracia, salvo las más brillantes, sólo pueden observarse con filtros especiales hidrógeno-alfa de banda estrecha.
La fotosfera presenta también filamentos brillantes, a modo de nubes, llamados fáculas. A diferencia de las manchas, esos rasgos están más calientes que su entorno.

Manchas solares

Las manchas solares surgen allí donde se concentra el campo magnético del Sol, lo cual dificulta el flujo de energía. Una mancha solar representativa consta de una región oscura (la umbra, o sombra) rodeada por una zona más clara (la penumbra). La umbra se encuentra unos 2.000 ºC más fría que la fotosfera, y si parece oscura es por el mero efecto de contraste. Las manchas suelen aparecer en grupos, que cruzan el disco solar llevados por la rotación de la estrella.

Resumen de datos

El Sol
Distancia de la Tierra: 150 millones de km
Diámetro: 1.392.000 km
Masa: 333.000 masas terrestres
Tipo espectral: G2 V
Temperatura superficial: 5.800 ºC
Magnitud aparente: -26.7
Magnitud absoluta: 4.8