El Sol que nos alumbra

Hace 4.500 millones de años y al igual que otras estrellas, el Sol se formó a partir de una nube gigante de gas que se fue condensando; esa enorme nube “pre-solar” seguramente tenía una extensión tan enorme como para contener miles de soles, y se infiere de ello que el Sol podría haber crecido entre otras estrellas que habrían tenido una vida más corta y habrían explotado antes de que nuestro sistema solar llegara a formarse.

Fue Galileo quien publicó las primeras observaciones sobre el Sol en 1610. En el siglo XIX se pudo establecer la composición química del Sol identificando líneas oscuras de absorción en el espectro solar (las líneas de Fraunhofer). Así, se determinó que unas tres cuartas partes de la masa del Sol están compuestas de hidrógeno; el resto de su masa está formada por helio y en menor medida oxígeno, hierro, carbono y neón.

En el siglo XX, gracias a la física atómica, se pudo determinar que la energía del Sol proviene de la fusión nuclear: núcleos de hidrógeno que chocan entre sí y se fusionan, dando lugar a un núcleo más pesado de helio (el Sol fusiona más de 600 millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo) y liberando una enorme cantidad de energía (equivalente a la explosión de decenas de miles de millones de megatones de dinamita por segundo) en forma de radiación electromagnética; esta energía es percibida en nuestro planeta como luz y calor.

La energía transmitida por las ondas electromagnéticas no fluye hacia el exterior en forma continua sino en forma de pequeños “paquetes” de energía llamados fotones, teniendo los fotones de ondas electromagnéticas largas menos energía que la de los fotones de ondas electromagnéticas cortas. La “lentitud” del flujo de energía (va a la velocidad de la luz y tarda algo más de ocho minutos en llegar a la Tierra, como quedó dicho) es de gran importancia para la vida en nuestro planeta, ya que asegura un suministro estable de energía. Por eso la temperatura en la Tierra es relativamente constante, condición que permanecerá inalterable por mucho tiempo y tiene gran importancia en relación a la vida humana en el planeta.

Las estrellas se clasifican con el sistema de Morgan–Keenan (MK), y se las designa con las letras O (las más calientes), B, A, F, G, K, y M (las más frías). A su vez, a cada letra se le agrega un número, de 0 (más caliente) a 9 (más frío). El análisis de la radiación del Sol permite conocer las características de su espectro; en base a eso, el Sol es clasificado como una estrella amarilla clase G2 (ni muy caliente ni tan fría), que parece estar a mitad de camino de sus posiblemente diez mil millones de años de vida.

El diámetro de su esfera es de 1,39 millones de kilómetros, y su estructura reconoce varias capas concéntricas. La zona central, su núcleo, ocupa un cuarto de su diámetro. Es ahí donde se produce la fusión, siendo la temperatura de unos 14 millones de grados centígrados. La siguiente capa es la zona radiativa (así, sin “c”), de una extensión del doble del núcleo; la temperatura aquí va disminuyendo hasta los 2 millones de grados. La siguiente capa es la zona de convección, que llega hasta la superficie del Sol. Una delgada capa de un grosor de apenas algunos cientos de kilómetros, la fotosfera, recubre la superficie. En esta zona se observan áreas oscuras llamadas manchas solares, que son más oscuras porque en ellas hay temperaturas más bajas (unos 3500 ºC) y cuyos diámetros alcanzan miles de kilómetros.

La elevada temperatura interior del Sol hace que el gas llegue a la superficie y se “hunda” de nuevo, como si fuera agua hirviendo. La superficie es la zona en la que más temperatura se pierde, tanto que la temperatura en la superficie es de “apenas” unos 5.500 grados centígrados.

Un gas se extiende por encima de la superficie formando la “atmósfera solar”, que tiene desde adentro hacia afuera una región de temperatura mínima y luego la cromosfera, la corona (donde se genera el “viento solar” (un flujo de partículas con cargas eléctricas tanto positivas como negativas) y la heliosfera, una especie de burbuja llena de viento solar.

El Sol tiene un campo magnético intenso que va cambiando y que cambia la orientación de sus polos cada 11 años aproximadamente; a ese período se lo denomina “ciclo solar”. En realidad el ciclo solar no es exactamente de 11 años; el más corto puede ser de 9 años y el más largo de 14, siendo el tiempo promedio de un ciclo solar de 131 meses. Cuando la actividad del campo magnético, que es bastante inestable, es máxima, aparecen manchas solares y aumenta el viento solar; esto puede lanzar miles de millones de toneladas de nubes de partículas y gas hacia el sistema solar, y cuando llegan a la Tierra, el campo magnético terrestre las canaliza hacia regiones de latitudes altas, donde resplandecen como auroras. En los períodos de actividad mínima las manchas solares son pocas, a veces pueden pasar días o semanas sin una mancha.

La luminosidad del Sol aumenta un 10% cada 1.000 millones de años, por lo que se concluye que la vida en la Tierra seguramente se extinga para entonces (así que no ahorren de más, para qué). Pero nuestro Sol también tiene los días contados: tiene algo así como 4.500 millones de años y se encuentra más o menos en la mitad de su ciclo vital. Dentro de otros 5.000 millones de años o algo más se agotará el hidrógeno de su núcleo y el Sol empezará a hincharse y dilatarse hasta más de doscientas veces su diámetro actual, transformándose en una enorme bola roja. Sus capas exteriores, hinchadas también, llegarán a la órbita de la Tierra; el agua en la Tierra hervirá y desaparecerá, y también la atmósfera terrestre. El Sol terminará sus días como una enana blanca, perderá sus capas exteriores y sólo quedará su núcleo.

Que a esa altura no será gran cosa.

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