El Sol es una estrella de la secuencia principal que se encuentra en el centro del Sistema Solar y constituye la mayor fuente de radiación electromagnética de este sistema planetario.
El Sol es claramente la fuente de luz, de calor y de la vida en la Tierra, y desde la prehistoria se le ha deificado. Numerosas han sido las civilizaciones antiguas que consideraban al Sol como un dios. Durante la Edad Media ya no se le consideraba un dios, al menos en Europa, pero se le tomaba como la representación de la perfección del Todopoderoso. De hecho, hasta tiempos muy recientes poco, o nada, se sabía sobre su composición, origen, funcionamiento, temperatura o cualquier otra característica. Por ejemplo, Galileo Galilei descubrió las manchas solares a principios del siglo XVII, pero no supo explicar en qué consistían, y un astrónomo de la talla de Herschel opinaba, casi dos siglos después, que las manchas eran agujeros en la capa luminosa del Sol que dejaban ver su interior más frio y oscuro. Incluso especuló con que pudieran tener habitantes.

ORIGEN

Se formó hace aproximadamente 4600 millones de años a partir del colapso gravitacional de la materia dentro de una región de una gran nube molecular. La mayor parte de esta materia se acumuló en el centro, mientras que el resto se aplanó en un disco en órbita que se convirtió en el sistema solar. La masa central se volvió cada vez más densa y caliente, dando lugar con el tiempo al inicio de la fusión nuclear en su núcleo.
El Sol es una estrella rica en elementos pesados. La formación del Sol pudo haber sido provocada por el efecto de las ondas de choque de una o más supernovas próximas en la nube de gas primigenia. La mayor parte de esta nube estaba constituida por hidrógeno y helio, y fue la que se fue condensando gravitatoriamente en el centro para formar el Sol. Este hidrógeno y helio tenían su origen en el Big Bang. Los elementos más pesados podrían haberse producido por reacciones nucleares durante una supernova, o dentro de una estrella de una generación anterior. Los residuos de la nube, más ricos en estos elementos pesados, formaron un enorme anillo que giraba alrededor del ecuador solar y que, a su debido tiempo, dio lugar a los diversos planetas y satélites del Sistema Solar.

COMPOSICIÓN

Casi todos los elementos químicos y algunos compuestos, como el óxido de carbono y el amoniaco, han sido identificados en la constitución del astro rey. El Sol está constituido por aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 23% de helio ¹, el resto es oxígeno, carbono, hierro y trazos de otros muchos elementos. Con el transcurso de millones de años desde que se formó, la mayor parte del helio y de los elementos pesados se han ido agrupando en el centro, por lo que la parte más interna se calcula que es de helio en un 60%. Debido a que el calor se transfiere desde el centro del Sol por radiación en vez de por convección, ninguno de los productos de fusión del núcleo han llegado a la fotosfera. Esta capa de helio está rodeando cada vez más la zona reactiva del núcleo de «combustión del hidrógeno», donde el hidrógeno se convierte en helio.

 

FORMACIÓN DE LA ENERGÍA SOLAR

Normalmente se pensaba que el Sol es una enorme bola de fuego. La pregunta lógica que surgía entonces es ¿cuál es el combustible que lo mantiene encendido emitiendo tan ingentes cantidades de energía y durante tanto tiempo? El Sol se formó hace 4650 millones de años y tiene combustible para 7500 millones de años más (aunque eso lo sabemos ahora, no cuando se planteaban estas dudas).
Hasta finales del siglo XIX se suponía, con bastante lógica, que el calor del Sol provenía de reacciones químicas, pero esa idea no podía ya mantenerse. El físico escocés Lord Kelvin (a quien se debe la escala de temperatura que lleva su nombre) calculó que si el Sol estuviese constituido en su totalidad por carbón -que proporcionaba la reacción química más calorífica que se conocía en aquellos momentos-, se quemaría por completo en menos de 5.000 años, lapso increíblemente breve, habida cuenta que la Tierra tenía una edad de miles de millones de años según se deducía de las innumerables pruebas geológicas y de los fósiles,
Ya que la combustión no había resuelto el problema, se pensó que quizá las regiones exteriores del astro, al colapsarse por la tremenda fuerza de su gravedad, podrían transformar su energía cinética en calor. A eso cabía sumar la energía de meteoritos que aún continuarían impactando contra el Sol. El físico alemán Hermann von Helmholtz calculó que, de ser así, el Sol podría llevar brillando 22 millones de años y que aún podía hacerlo durante otros 17 millones más. Esto daba bastante más margen de tiempo que el carbón, pero aun así no casaba con la edad de la Tierra, estimada en miles de millones de años.
A principios del siglo XX fue descubierto el mecanismo de la fusión nuclear. El primer avance importante se produjo en 1905, cuando Albert Einstein comunicó al mundo su famosa ecuación E = mc²  lo que implicaba que una pequeña cantidad de masa contenía en potencia una enorme cantidad de energía. El proceso lo veremos más en detalle cuando hablemos de las estrellas, pero en esencia consiste en que las capas exteriores ejercen sobre el núcleo una presión más de 200.000 millones de veces superior a la de la atmósfera terrestre. Bajo esta presión el hidrógeno alcanza temperaturas de 15 millones de grados, suficientes para conseguir que los átomos de hidrógeno se fusionen convirtiéndose en helio, perdiendo en el proceso una parte de su masa que, si bien pequeña porcentualmente, al aplicar la fórmula de Einstein equivale a una enorme cantidad de energía. De esta manera el Sol está perdiendo cada segundo más de 4 millones de toneladas de materia transformadas en energía. Sin embargo la masa del Sol es de 22·10²⁶ toneladas, por lo que aún tiene combustible para varios miles de millones de años.
El Sol alcanza así un delicado equilibrio. La presión gravitatoria de las capas externas es contrarrestada por la propia presión del horno nuclear. Si, por ejemplo, disminuyen las reacciones de fusión, la presión sobre el núcleo aumenta y se libera energía gravitatoria productora de calor, lo cual intensifica las reacciones y, así se reestablece el equilibrio. Si, por el contrario, el núcleo produce demasiado calor, entonces se expansiona y se enfría, con lo que se reducen las reacciones.
Cuando en el núcleo del Sol se libera la energía de fusión, comienza otro proceso extraordinario: la lucha de la misma por llegar a la superficie. Al principio, la energía asciende en forma de rayos gamma y rayos X, que logran recorrer distancias muy cortas al ser absorbidos por los densos gases de hidrógeno del interior. Cada vez que un átomo absorbe radiación emite, a su vez, radiación de la misma clase que asciende un poco más. Finalmente, al disminuir la temperatura a medida que se va acercando a la superficie, la energía absorbida y vuelta a emitir varía de longitud de onda y se transforma en radiación ultravioleta y, posteriormente, en luz visible. En el último tercio del radio solar, la mayor parte de la energía se transmite hasta la superficie por convección, o sea, el mismo proceso por el que se transmite en el agua hirviendo.
Si los rayos X originados en el núcleo pudieran llegar a la superficie sin encontrar obstáculos tardarían unos 2’3 segundos. Pero en realidad, el ascenso requiere aproximadamente un millón de años o más. En otras palabras, por término medio, los rayos solares que nos llegan ahora mismo se produjeron hace un millón de años ² 

ESTRUCTURA DEL SOL

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en «capas de cebolla». La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo solar, 2) zona de radiación, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) viento solar.

NÚCLEO
Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El núcleo del Sol gira unas cuatro veces más rápido que la superficie.
El núcleo está sometido a una presión 200.000 millones de veces superior a la atmósfera terrestre, y su temperatura alcanza 15 millones de grados. En este horno nuclear se funden 700 millones de toneladas de hidrógeno por segundo para formar helio.

ZONA DE RADIACIÓN
Es la capa que envuelve al núcleo en donde se produce el transporte de energía por radiación y se origina el proceso de transformación de los rayos gamma a rayos X y luz visible que explicamos antes, a medida que disminuye la temperatura conforme se aproxima a la superficie.

ZONA CONVECTIVA
Unos 200.000 km antes de alcanzar la superficie, la energía procedente de la zona de radiación entra en una capa de gases más fríos y opacos al transporte por radiación es. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible en un movimiento violento acompañado de ondas sonoras, y se enfría antes de volver a descender a las profundidades.

FOTOSFERA
Tiene una profundidad entre 100 y 200 km y es la zona donde se emite la luz visible. La fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km.
El elemento más destacado de la fotosfera son las manchas solares. Una mancha solar típica puede llegar a medir 12.000 km y consiste en una región central oscura, llamada «umbra», rodeada por una «penumbra» más clara. Parecen oscuras porque su temperatura, de unos 4.000º, es inferior a la de la fotósfera, de unos 6.000º. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto óptico de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Aunque los detalles de la creación de las manchas solares todavía son cuestión de investigación, está bastante claro que las manchas solares son el aspecto visible de turbulencias magnéticas que se forman debajo de la fotosfera. La aparición de manchas solares obedece a un ritmo de máximos y mínimos de una duración de unos once años que está inscrito dentro de otro ciclo mayor de unos ochenta años.
Las manchas solares son indicadores de una mayor actividad solar que tiene efectos en la ionosfera de la Tierra pudiendo perturbar las telecomunicaciones y los satélites artificiales. También están relacionadas con la mayor frecuencia e intensidad de auroras boreales y, aunque de forma menos evidente, se piensa que también tienen influencia en el clima terrestre con periodos de lluvias y sequía.

CROMOSFERA
Es la capa exterior a la fotosfera de entre 2.000 y 5.000 km de espesor. En ella se manifiestan las protuberancias solares, enormes estructuras gaseosas, a menudo en forma de bucle, que emergen de la superficie alzándose cientos de miles de kilómetros hacia el espacio. El material del que están compuestas las protuberancias es plasma, un gas caliente compuesto principalmente de hidrógeno eléctricamente cargado y de helio. El plasma fluye siguiendo las líneas del campo magnético generado por el dinamo interno del Sol, las cuales en general están retorcidas a lo largo de la superficie solar. Una protuberancia eruptiva ocurre cuando dicha estructura se vuelve inestable y se producen reconexiones magnéticas, produciéndose estallidos que liberan el plasma.

También se producen las fulguraciones, liberaciones súbitas e intensas de radiación electromagnética las cuales aceleran partículas a velocidades cercanas a la de la luz y están asociadas como precursoras de las eyecciones de masa coronal. Las fulguraciones solares tienen lugar en la cromosfera solar, calentando plasma a decenas de millones de grados. Producen radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. Producen flujos de partículas muy energéticas en el viento solar y la magnetosfera terrestre que pueden presentar peligros por radiación para naves espaciales y astronautas. También pueden interferir con las comunicaciones de radio en onda corta, y aumentar el rozamiento con los satélites en órbita baja, que lleva a decaimiento orbital. La presencia de estas partículas energéticas en la magnetosfera contribuye a la aurora boreal y a la aurora austral.

LA CORONA
Está formada por las capas más tenues de la atmósfera superior y sólo es observable durante un eclipse total de Sol o por medio de instrumentos especiales. Así como la superficie del Sol tiene una temperatura de 6.000º, la temperatura de la corona solar alcanza los casi tres millones de grados. El porqué de esta elevadísima temperatura constituye todavía un interrogante sin respuesta, pero se opina que puede deberse a la baja densidad de los gases coronales y a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol. Hay que tener presente que la temperatura de un gas es en realidad una medida de la velocidad de sus moléculas, pero esta capa es demasiado poco densa como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica.
El tenue material de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar.

EL VIENTO SOLAR
Es un flujo de partículas, principalmente protones y electrones, que abandona la corona solar escapando de la gravedad del Sol debido a su alta temperatura y energía cinética.
Las partículas del viento solar impactan contra los planetas, pudiendo llegar a expulsar su atmósfera (se calcula que el viento solar ha eliminado hasta una tercera parte de la atmósfera de Marte). La Tierra está protegida de la mayor parte de los efectos perjudiciales del viento solar gracias a nuestro campo magnético que desvía la mayor parte de las partículas cargadas y son atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen. El viento solar también es responsable de la formación de las colas de los cometas que son arrastradas siempre en la dirección opuesta al Sol.
El punto en el que la fuerza ejercida por el viento solar no es suficientemente importante como para desplazar el medio interestelar se conoce como heliopausa y se considera que es el «borde» más exterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no es conocida con precisión pero se sabe que está mucho más allá de la órbita de Plutón.

 

EL DESTINO DEL SOL

El Sol existe desde hace más de 4.500 millones de años, y pese a que cada segundo consume 700 millones de toneladas de combustible de hidrógeno transformándolo en helio, aún le queda el suficiente para durar varios miles de millones de años más.
El destino y final de cada estrella depende básicamente de la cantidad de masa que originariamente la conforma. El Sol, como estrella de masa media, seguirá varios miles de millones de años estable como lo vemos actualmente, hasta que llegue el día en que habrá consumido todo el hidrógeno en su región central, entonces no producirá suficiente presión de radiación para contrarrestar la gravedad de las capas exteriores por lo que se contraerá y aumentará la temperatura del centro. Las capas exteriores se expandirán y el Sol aumentará enormemente de volumen, al tiempo que se enfría su superficie. Se habrá convertido en una gigante roja.

Pasará un par de veces por estas fases de contracción y expansión, a medida que el helio del centro pase a fusionarse también y convertirse en carbono y oxígeno. En su fase de gigante roja, El Sol absorberá a Mercurio y Venus. No es seguro si la Tierra será también absorbida, varía según el modelo teórico empleado. Pero en cualquier caso, sea o no absorbida la Tierra, lo seguro es que mucho antes la temperatura habrá subido tanto que los océanos se evaporarán, la atmósfera será expulsada al espacio y la vida desaparecerá de nuestro planeta.

El Sol no tiene masa suficiente para estallar como supernova pero acabará por expulsar una gran parte de su masa exterior en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

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[1] La existencia del elemento helio fue comprobada antes que en la propia Tierra gracias a la técnica de la espectrografía. El nombre “helio” le fue puesto precisamente por eso, ya que es como llamaban al Sol los antiguos griegos.

[2] En las reacciones nucleares del Sol también se producen unas enormes cantidades de neutrinos. Como el neutrino no interacciona con la materia, estos son despedidos al exterior tan pronto se originan. Cada segundo somos atravesados por miles de millones de neutrinos sin que nos afecten en absoluto.