10.1 El Sol
Es el objeto central y más importante de nuestro sistema planetario. Su gravedad mantiene en órbita a los planetas, asteroides, planetas enanos, cometas y demás objetos. Irradia al espacio un enorme torrente de energía que calienta e ilumina todo a su alrededor: la vida en la Tierra depende completamente de su luz y su calor. No es extraño que la mayoría de las primitivas civilizaciones humanas le otorgaran la categoría de dios, a menudo el primero y más importante de todos.
Ya sabes que nunca debes mirarlo directamente pues su radiación es muy potente y puede dañar seriamente la vista. Hay que hacerlo con las debidas protecciones (por proyección, con un filtro de soldador, o mejor, con filtros especialmente diseñados para ello). Llevados por la curiosidad, siempre se intentó, precisamente eso, observarlo a ver qué se descubría en él. Lo primero que llamó la atención cuando se empezó a utilizar el telescopio (Galileo Galilei, 1609) fueron las manchas.
Se esperaba un disco brillante y uniforme, pero a menudo aparecían unos puntos negros. Estas manchas no permanecen fijas: surgen en un momento dado, se desplazan y luego, poco a poco, se difuminan dando paso a otras nuevas. En ciertas épocas hay un buen número de ellas y en otras no se ve prácticamente ninguna.
Una inspección más detallada permite apreciar que las manchas tienen un centro muy oscuro rodeado de unos filamentos que parecen salir de él y curvarse a medida que se alejan. También, en la fotografía, podemos ver que la “superficie” del Sol no es lisa y continua, sino que está formada por pequeñas “celdas”: es la granulación solar.
Hemos entrecomillado la palabra “superficie” porque no es del todo correcta: el Sol no es un objeto sólido, como la Tierra, sino una esfera gaseosa. Esa capa donde se sitúan las manchas y de la que emerge hacia el exterior la radiación se llama fotosfera (esfera de luz).
Por encima de ella también se observan algunos fenómenos muy llamativos: protuberancias, fulguraciones y erupciones, que son como llamaradas inmensas que escapan hacia fuera. Parece todo lleno de hilos flameantes que saltan al espacio, algunos “pequeños” y otros de gran tamaño. Toda esta capa, ligeramente externa a la fotosfera, se ha llamado cromosfera (esfera de color).
En los eclipses totales es posible ver, incluso a simple vista, un espectáculo inolvidable: el disco negro de la Luna que oculta completamente a nuestra estrella aparece rodeado de un halo luminoso bastante extenso y de color blanquecino. Es la corona solar, su capa más externa.
Todos estos indicios apuntan a algo así como una bola incandescente, en ebullición, parece como si hubiera un fuego interno que pugna por salir y lo hace de forma desordenada, con estallidos violentos. ¿Cuál es el origen de esa energía interna? ¿De qué sustancias está formado? ¿Cuál es su temperatura? Solo a mediados del siglo XX comenzó a comprenderse, gracias a los conocimientos que se tenían sobre las partículas elementales y las fuerzas que las mantienen unidas en el núcleo atómico.
El Sol es una enorme esfera gaseosa de unos 700.000 km de radio formada esencialmente por hidrógeno (H, 70%) y helio (He, 29%) los dos primeros elementos de la tabla periódica y los más ligeros de todos. El peso de las capas superiores hace que la presión de estos gases aumente con la profundidad y así resulta una densidad media d = 1,4 g/cm3, algo mayor que la del agua.
En el núcleo del Sol el hidrógeno y el helio están tan comprimidos que la densidad allí es de 160 g/cm3. La temperatura es tremenda: 15 millones de grados. No hay átomos de H completos, con su electrón, pues en esas condiciones de presión y temperatura solo pueden existir los núcleos, es decir, protones, que están muy próximos y se agitan con gran energía: chocan entre sí con mucha frecuencia y se producen reacciones de fusión nuclear en las que el H se convierte en He: cuatro protones se unen para formar un núcleo de He (dos protones y dos neutrones).
En realidad, el proceso es bastante más complejo (ver tema 15), pero el resultado global es ese. Este núcleo de He tiene una masa ligeramente menor que los cuatro protones iniciales y toda esa masa “perdida” se convierte (según la famosa ecuación de Einstein E = m c2) en una gran cantidad de energía que queda libre: son los fotones, partículas elementales que transportan la energía, la luz y el calor.
El interior del Sol es un reactor nuclear de fusión. Cada segundo unas 400 toneladas de H se transforman en He desprendiéndose esa ingente cantidad de energía que constituye la fuente de la luz y el calor solar. A pesar de ese ritmo que nos puede parecer frenético y alocado, el Sol es tan grande que lleva así unos 5.000 millones de años y, según parece, le queda cuerda para otro tanto.
En él, como en todas las estrellas, se produce un equilibrio entre dos fuerzas opuestas (figura 10.6). Por una parte, la gravedad empuja hacia abajo, hacia el centro, a todas las capas superiores.
Los fotones producidos en el núcleo, por su parte, tienden a “subir”, a escapar, y empujan hacia fuera conteniendo la caída gravitatoria de las capas externas: es la presión de radiación.
La energía producida en el núcleo tiene que atravesar todo el espesor del Sol. La primera parte de este viaje es muy lenta: los fotones de alta energía producidos en el interior profundo van siendo absorbidos por los núcleos atómicos con los que se encuentran y reemitidos casi inmediatamente, perdiendo parte de su energía. Tardan un millón de años en atravesar la zona radiativa en la que la energía se va trasmitiendo así sin que haya movimiento de masas.
En cambio, más lejos, hay otra capa, la zona convectiva, en la que el flujo energético consiste en que masas más calientes se desplacen hacia arriba y las menos calientes desciendan, formándose remolinos (células convectivas).
Finalmente, los fotones son liberados al exterior en la fotosfera, que está a unos 5.800 K (el Kelvin es la unidad de temperatura en la escala absoluta: 0 K = – 273º C; para estos valores tan grandes da prácticamente igual utilizar la escala Kelvin, más científica, o la más habitual, los grados Celsius o centígrados). El aspecto granuloso de la fotosfera parece deberse a tener debajo los remolinos convectivos.
Las manchas son zonas en las que la temperatura es algo más baja que en sus alrededores, debido a las pequeñas irregularidades en la transmisión de la energía que se producen a causa de los torbellinos convectivos. También las fuerzas magnéticas tienen su papel en la curvatura de los flecos que salen del centro de las manchas, así como en otros fenómenos espectaculares situados en la cromosfera: esos estallidos de material que escapa momentáneamente de la gravedad solar como las protuberancias y las fulguraciones.
Por encima de la cromosfera está la corona, en la que la densidad del material es cada vez menor. Sin embargo, la temperatura es muy alta (del orden de 106 K) y el H se rompe en protones y electrones que salen del Sol a gran velocidad, formando el viento solar.
Ejercicio 10.1
En la fotografía se aprecian algunas manchas solares. Mide con una regla el radio del Sol en la fotografía y el tamaño de alguna mancha. Calcula el tamaño real de esa mancha (recuerda cuál es el radio real del Sol: 700.000 km). Compara el tamaño de la mancha con la Tierra.
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