¿Qué es el Sol?

Mi afición por la astronomía me la inculcó mi abuelo Marcos cuando yo era un niño. Mi abuelo era un hombre cultísimo al que le gustaba mirar las estrellas y que se esforzaba por comprender qué eran aquellos puntitos luminosos que poblaban el cielo nocturno. Recuerdo que una de las primeras cosas que aprendí de él fue a entender qué era el Sol en realidad y por qué brillaba y nos daba calor. De aquellas lecciones de mi abuelo he sacado la idea de este artículo:

Todos nosotros alguna vez, hemos visto un amanecer. Vemos como emerge sobre el horizonte este, un sol grande y radiante pero… ¿Alguna vez nos hemos preguntado qué es realmente el Sol, de qué está formado y por qué brilla?

Es probable que muchas personas no sepan realmente que es el Sol, saben que está ahí, que sale y se pone todos los días y que nos da luz y calor pero nada más. Para todas esas personas va dirigido este artículo. Intentaré definir que es el Sol, de qué está formado, cuándo y cómo nació y cuándo y cómo morirá. Intentaré hacerlo con palabras lo más sencillas posible,  para que todos lo entiendan, pero ya adelanto que es probable que haya momentos en que esto resulte un poco difícil.

En primer lugar diré que el Sol es una estrella, la estrella más cercana a la Tierra, dista de nuestro planeta unos 150 millones de kilómetros, una distancia muy considerable sobre todo si tenemos en cuenta que la luz que proviene del Sol tarda en llegar a la Tierra más de ocho minutos y la luz se mueve en el vacío a una velocidad de 300.000 km. por segundo. Realmente el Sol está bastante lejos.

El Sol es una inmensa esfera de gas de un millón cuatrocientos mil kilómetros de diámetro. Es tan grande, que si colocáramos la Tierra en el centro del Sol y a la Luna orbitando a su alrededor, también la Luna estaría dentro de nuestra estrella, apenas algo más de la mitad de la distancia hasta la superficie solar. Es tan enorme que dentro del Sol cabrían más de un millón de Tierras.

La temperatura del Sol no es la misma en toda su masa, mientras que en la superficie tiene una media de 5.500 grados, se calcula que en su núcleo alcanza aproximadamente los 15 millones de grados centígrados.

El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas, algo así como las capas de una cebolla. De dentro a fuera estas capas son:

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiactiva: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que estos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superficie. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millón de grados. Está formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Esta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

Debido a su enorme masa, la gravedad solar es de 274 m/s² lo que equivale a unas 27,9 gravedades terrestres. Una persona que en la Tierra pesa 80 Kg. en el Sol pesará unos 2.200 Kg.

El Sol convierte en energía 4 millones de toneladas de masa cada segundo, lo cual es una cantidad insignificante para nuestra estrella. Se calcula que a este ritmo el Sol tardará por lo menos 5.000 millones de años en mostrar síntomas de vejez y para entonces habrá consumido una milésima parte de su masa. La energía producida en el Sol cada segundo es la misma que se produciría si explosionáramos 100.000 millones de bombas de hidrógeno de un megatón o la que pueden producir dos mil millones de centrales nucleares en un año.

Pero… ¿cómo se genera tanta energía y qué mecanismos intervienen para generarla? Para entenderlo vamos a retroceder en el tiempo y vamos a ver cómo y cuando nació el Sol.

(Lo que explicaré a continuación en realidad es algo más complejo, pero por resumirlo y hacerlo de una forma lo más sencilla posible, que es el verdadero propósito de este artículo, no me meteré en descripciones demasiado técnicas y farragosas, básicamente lo que sigue cumple el propósito del artículo).

Hace unos 4.700 millones de años una inmensa y fría nube de gas hidrógeno y polvo cientos de veces del tamaño de nuestro sistema solar se fragmentó y se comprimió por efecto de la gravedad. A medida que se colapsaba el calor comenzó a aumentar. En unos cuantos cientos de miles de años, la nube giró hasta convertirse en un disco chato. La gravedad fusionó el centro del disco en una esfera en la que el calor aumentó hasta unos infernales dos millones de grados. Esta fase del ciclo estelar se conoce como una protoestrella. Diez millones de años después, el abrasador centro de hidrógeno del joven Sol aumentó por encima de los 15 millones de grados y comenzó a fusionar hidrógeno en helio. Había nacido nuestro Sol.

¿Cómo llegan a estar tan calientes los centros de las estrellas?

Aunque el Sol es una bola de gas, se trata de una enorme bola de gas. A medida que se formaba, la presión del gran número de capas existentes aplastó la materia que había en el centro y todos sabemos que cuanto más comprimamos un gas más se calienta. Es lo mismo que cuando le damos aire a una rueda de una bicicleta, llega un momento en que la bomba se pone tan caliente que incluso nos podemos quemar la mano. En el centro del Sol la presión es tan enorme que se alcanzan temperaturas de millones de grados, suficientes como para iniciar la fusión nuclear.

La fusión se produce cuando cuatro núcleos distintos de hidrógeno (el elemento más simple de la tabla periódica) se fusionan para formar el núcleo del siguiente elemento más complejo, el helio. Si fuésemos capaces de “pesar” el núcleo de helio resultante, nos encontramos con que pesa menos que los cuatro núcleos de hidrógeno con que se inició el proceso. Parte de la masa se ha transformado en energía siguiendo la famosa ecuación de Einstein (E=mc²) en donde una pequeña cantidad de masa puede generar una gran cantidad de energía.

Un núcleo de hidrógeno no es ni más ni menos que un protón, la partícula subatómica con carga positiva. Unir cuatro protones no es algo baladí ya que las cargas se repelen: Cuanto más cerca estén más querrán separarse. Pasa lo mismo que si intentamos unir dos imanes por el mismo polo, cuanto más los juntemos más tenderán a separarse. Se requiere una tremenda velocidad y una gran densidad de material para hacer colisionar los protones para que formen una unidad de helio, esto sólo ocurre en el núcleo de las estrellas donde la temperatura está por encima de los 15 millones de grados.

Una vez comenzada la fusión en el núcleo del Sol, la energía que genera crea una contrapresión para equilibrar la aplastante fuerza de la gravedad. Pero el Sol no puede permitirse un instante de relajación que conlleve una disminución de su temperatura o su presión, de lo contrario la gravedad ganará terreno, estrujando el núcleo todavía con más fuerza.

Desde el momento en que el Sol comenzó a fusionar hidrógeno en helio se instaló en lo que los astrónomos denominan la “Secuencia Principal”, un equilibrio entre la gravedad que tira del astro hacia dentro y la presión que genera la fusión que tiende a expandir la estrella. En el caso de nuestro Sol, este equilibrio se ha mantenido durante 4.700 millones de años y así seguirá durante aproximadamente otros 5.000 millones de años más.

En estos momentos mantienen un tenso equilibrio. El Sol puede sostenerse gracias a su gravedad, que compensa la presión interna que tiende a hacerlo explosionar como una bomba. Este precario equilibrio se mantiene (como ya se ha dicho) desde hace miles de millones de años y continuará haciéndolo durante mucho tiempo.

En la lucha encarnizada que mantienen la presión y la gravedad sólo puede haber un ganador: “La Gravedad”. Esta última es implacable y cuando el Sol haya consumido todo su hidrógeno la fusión nuclear terminará y la gravedad comenzará a aplastar la estrella. Entonces la situación en el Sol se tornará desesperada.

Para poder sobrevivir, el Sol debe hallar una nueva fuente de combustible. Esta nueva fuente la halla quemando helio, pero para poder hacerlo el Sol tiene que estar mucho más caliente, unas diez veces más caliente que cuando quemaba hidrógeno. Esto se debe a que es más difícil juntar los núcleos de helio lo suficiente para que la poderosa fuerza nuclear sea capaz de fusionarlos.

A medida que continúa contrayéndose hacia el interior la naturaleza le arroja a la estrella una cuerda de salvamento. El centro se calienta enormemente debido a la misma fuerza gravitacional que intenta destruirla. Al llegar a los 82 millones de grados, puede comenzar a fusionar el helio con el carbono en una desesperada apuesta por sobrevivir.

El sol, al cual le costó 10.000 millones de años quemar su hidrógeno, ahora obtiene su energía en su provisión de helio, pero esto sólo durará 100 millones de años.

El abrasador calor del helio que se quema hace que se hinchen las capas exteriores del Sol, en ese momento la atmósfera exterior de nuestra estrella se sostendrá por la gravedad tan débilmente que comenzará a evaporarse. Luego, el Sol expulsará la capa externa de gases los cuales estaban sostenidos de modo muy débil por la gravedad. Eso envía algunas capas de gas hacia el exterior iluminadas por la caliente estrella central y eso creará lo que llamamos una nebulosa planetaria. Hermosos halos de luminoso gas que rodean el moribundo corazón de nuestra estrella.

Con un corazón que ya no será capaz de lograr más fusión nuclear la aplastante fuerza de la gravedad ganará la batalla definitiva. Sin reacciones nucleares que generen presión hacia el exterior, nuestro Sol comenzará a desplomarse sobre sí mismo.

La estrella que se contrae halla un medio de no derrumbarse y es en la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.

Los electrones son minúsculas partículas subatómicas cargadas negativamente. A los electrones no les gusta que los compriman, ni quedar muy juntos unos de los otros, porque los electrones no se gustan entre sí. Si se compactan los electrones lo suficiente, la presión de los propios electrones es capaz de sostener a la estrella y resguardarla de la gravedad.

Cuando el centro de nuestro moribundo Sol sea reducido hasta llegar al tamaño de la Tierra, esta llamada “presión de degeneración de los electrones” entra en juego. La gravedad ya no será capaz de comprimirlo más y lentamente se enfriará para convertirse en un extraño remanente estelar conocido como enana blanca, un tipo de estrella muy extraño, muy, muy densa. La enana blanca tiene como trescientas mil veces la masa de la Tierra comprimida en un volumen del tamaño de nuestro planeta. Si tuviéramos tan sólo una cucharadita llena de material pesaría varias toneladas.

Pero nuestro Sol aún no estará muerto del todo, convertido en  enana blanca continuará brillando durante miles de millones de años a medida que irradia gradualmente toda una vida de energía. Toda la luz que emitirá será la energía que acumuló durante su vida normal como estrella mientras fusionaba elementos ligeros como el hidrógeno en otros más  pesados como el helio tal como lo está haciendo en este momento.

Ni que decir tiene que en todos estos procesos el Sol, muy probablemente,  acabará con nuestro planeta así como con los demás planetas interiores Mercurio, Venus y Marte, aunque para entonces hará mucho tiempo que la humanidad se habrá extinguido.

Hasta aquí el artículo, espero haber contribuido a que entendáis los mecanismos y la composición del astro que con su luz y calor hace posible que la vida haya florecido de forma tan apabullante en nuestro maravilloso planeta Tierra.

Marco Atilio

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