El ser humano está tan acostumbrado al hecho de que el Sol existe, de que está allí que pocas veces se detiene a pensar en él, más allá de que sale y se pone y que a veces no se ve porque está nublado. Tal vez son pocos los que se dan cuenta de que es el origen, prácticamente único, de toda la energía disponible en la Tierra, y que gracias a él existimos. En efecto, el carbón y el petróleo son combustibles fósiles que guardan la energía solar desde hace millones de años. La madera proviene de árboles que han crecido gracias a la luz del Sol. Cuando dominamos el viento y los ríos mediante molinos y represas, estamos cosechando el calor solar que produce la circulación del aire y evapora las aguas del mar, que vuelven a caer a la Tierra en forma de lluvias que aumentan el caudal de los ríos. Nuestro alimento es producido totalmente por el Sol, ya sea en forma directa o indirecta, a través de la fotosíntesis solar en las plantas verdes. Y la fotosíntesis también libera a la atmósfera el oxígeno, esencial para toda la vida animal. La misma luz solar que nos alimenta y nos da combustible, entrega a nuestra Tierra el calor necesario para subsistir. Sin ella, los océanos se congelarían, la atmósfera se condensaría. Sin el Sol no habría lluvia, nieve, ríos, lagos, viento, nubes, arco iris, ni tampoco luz de luna, azul de cielo y vestigio de vida sobre el planeta. No es extraño que el hombre primitivo en todos los continentes reconociera su total dependencia del Sol y comenzara a adorarlo.


Una estrella cercana

Pero el Sol es también importante desde un punto de vista diferente; es una estrella como cualquier otra de las que vemos en el cielo, casi se pude decir que es una estrella insignificante. Es mediana en todo sentido, en masa, temperatura y tamaño. Los astrónomos la clasifican como una estrella enana, de color amarillo, similar a millones de las que pueblan nuestra Galaxia. Sin embargo, tiene una característica muy importante para estos mismos astrónomos: es la estrella más cercana a nosotros. Sin escribir cifras enormes, una idea clara de su distancia la da la siguiente comparación: su luz, recorriendo 300 000 km por segundo, se demora 8 minutos 19 segundos en llegar a nosotros, en tanto que la luz de la estrella más cercana al sistema solar se demora aproximadamente cuatro años y un tercio.

Esto ha permitido que los astrónomos estudien las características del Sol en detalle, adquiriendo ideas claras acerca de la naturaleza de las estrellas, lo que de otro modo habría sido imposible. Y es así como hoy, sin penetrar demasiado en la física involucrada, estamos en condiciones de hacer un retrato hablado del Sol como cualquier otra estrella de temperatura y edad semejantes.

Una característica fundamental, que no se puede dejar de mencionar, es que el Sol es enteramente gaseoso, siendo su densidad promedio sólo 1.4 veces la densidad del agua. Está constituido fundamentalmente por hidrógeno incandescente. Otros elementos, también en estado gaseoso, están presentes en cantidades muy pequeñas. Por ejemplo, por cada 10. 000 átomos de hidrógeno hay alrededor de 1000 de helio, 7 de oxígeno, 3 de carbón, 3 de neón, 1 de nitrógeno, y una muestra de otros elementos. En total se han identificado en el Sol alrededor de 70 elementos químicos, y no se ha encontrado ninguno que no exista en la Tierra.

Por otra parte, el tamaño del Sol es difícil de imaginar: tiene un radio de casi 700 000 km, o sea, 109 veces el radio de nuestro pequeño planeta. Estas dimensiones podemos visualizarías considerando que, si representamos el Sol como una esfera de un metro de diámetro, la Tierra sería como una bolita de algo menos de un centímetro de diámetro.


Su interior

Nadie ha visto nunca el interior del Sol. Para hacer nuestro retrato necesitamos recurrir a modelos matemáticos, basados en cálculos que dependen de nuestros conocimientos de las características de la superficie observable del astro y de las leyes físicas que gobiernan el interior de las estrellas. En esta forma se ha estimado que la temperatura central es cercana a 15 millones de grados absolutos y que la densidad central es una 160 veces la densidad del agua, o unas diez veces la densidad de los metales comunes. Esta densidad decrece hacia afuera: a una distancia de la superficie igual a la mitad del radio, se hace comparable a la densidad del agua; y necesitamos avanzar nueve décimos del radio, desde el centro hacia afuera, para llegar a una densidad similar a la del aire que respiramos en la Tierra.

Es en la parte más central de este interior, en el núcleo, donde se produce todo el color y la energía que llegan a la Tierra y a los demás planetas en cantidades increíbles: por ejemplo, cada metro cuadrado de la superficie terrestre recibe alrededor de 1.5 kilovatios de energía solar, cantidad que, aprovechada en forma eficiente, podría calentar e iluminar una pieza pequeña.


Atmósfera solar

La atmósfera solar se compone de varias capas que, de adentro hacia afuera, son la fotósfera, la cromósfera y la corona.

Cuando miramos al Sol a simple vista, a través de un vidrio ahumado para que nuestros ojos no sufran, o a través de un anteojo adecuado, provisto de filtros que reduzcan la luz de manera de no dañar nuestra retina, lo que observamos es la fotósfera, o esfera de luz. Se trata de la cara del Sol usualmente conocida (Fig. 1) una superficie luminosa de unos 6000º de temperatura, que radia la mayor parte de la luz y el calor del Sol hacia el espacio. Para la mayoría de nosotros, esta fotosfera es el Sol. En realidad es una capa muy delgada, de unos 500 km de espesor, menos del 0.1% del radio solar. Su densidad es tan pequeña que aquí en la Tierra la consideraríamos un vacío prácticamente perfecto.

Al mirar la fotografía de la Fig. 1, inmediatamente se hacen evidentes dos características: la granulación que cubre toda la superficie, y el oscurecimiento del borde o limbo. De las manchas hablaremos posteriormente.

La granulación le da a la superficie un aspecto que muchas veces se ha comparado con las células poligonales de un panal de abejas (Fig. 2). En realidad, los gránulos tienen forma de polígonos irregulares, cuyo diámetro varía entre aproximadamente 300 y 1800 km (mayor que la distancia de Iquique a Santiago). Su número se estima en unos 3 500 000; pero no son características estables de la superficie, ya que tienen una duración promedio (o vida media) de unos 5 minutos, después de lo cual desaparecen para ser reemplazados por otros nuevos, de modo que el aspecto superficial de la fotósfera está cambiando constantemente.

Por otra parte, la observación con instrumentos adecuados muestra que los gránulos están en continuo movimiento unos con respecto a otros, subiendo y bajando con velocidades relativamente lentas, entre 10 y 20 km/seg. Para el astrofísico o el físico que estudia el movimiento de los gases, esta granulación tiene una explicación sencilla: la energía y el calor del Sol producidos en su interior, viajan hacia la superficie, y al llegar cerca de ella producen un movimiento de convección: enormes columnas de gas caliente se elevan al llegar a la superficie radian parte de su calor, enfriándose y volviendo a bajar para calentarse nuevamente, de modo que todo el proceso se repite una y otra vez: es el mismo fenómeno que observamos en un tiesto de agua hirviendo, en el cual el agua sube y baja formando borbotones.

En cuanto al oscurecimiento del limbo, tiene una explicación sencilla: la atmósfera del Sol, aunque muy tenue, tiene sin embargo cierta opacidad, es decir que nuestra visual puede penetrar en ella sólo una distancia determinada, como sucede cuando miramos a través de una capa de niebla. Cuando observamos al centro del Sol estamos mirando a lo largo del radio solar, y nuestra visual penetra hasta una cierta profundidad a la cual corresponde una temperatura dada: en cambio, al mirar un punto cerca del borde, miramos oblicuamente con respecto al radio solar, y la radiación que nos llega proviene de niveles más altos (y por lo tanto más fríos) y de la atmósfera; y. en términos sencillos, la radiación proveniente de materia de menor temperatura es menos brillante.

Hasta ahora hemos hablado del Sol visto en luz natural. Pero podemos hacer un análisis más profundo recurriendo a la espectroscopía, que se puede definir como el estudio de los colores de la luz emitida por los gases que forman el objeto celeste que se estudia. Para ello se hace pasar la luz del Sol a través de un elemento dispersante, como un prisma. Lo que se obtiene es un espectro, o conjunto de colores ordenados del violeta hacia el rojo, como un arco iris. Newton fue el primero que observó en esta forma el espectro del Sol. Más tarde, en 1817, Fraunhofer encontró que en el espectro solar se veían líneas oscuras, que se llamaron líneas de absorción. Estudios posteriores demostraron que las diferentes líneas se encontraban siempre en la misma posición (o longitud de onda), y que cada línea era característica de un elemento químico determinado. Fue en esta forma como se pudo determinar la composición química del Sol, que mencionamos anteriormente. Sobre la fotosfera se encuentran dos regiones muy extensas del Sol, que forman su atmósfera exterior: la cromósfera y la corona.

La cromósfera, o esfera de color, es una capa tenue y casi transparente, aunque mucho más gruesa que la fotosfera. Se extiende por unos 2000 km como mínimo por sobre la fotosfera, llegando en algunas partes a unos 5000 km. Pero su borde no es liso, como el que vemos, aparentemente, en la fotósfera. En efecto, aunque no podemos ver a simple vista la cromósfera, ni tampoco con instrumentos corrientes (debido a su pequeña densidad, sólo una fracción de la fotósfera), si podemos verla, por breves instantes, durante los eclipses totales de Sol, inmediatamente al comienzo y al fin de la totalidad. Si se toma una fotografía en estos instantes vemos que, en el borde del disco, la cromósfera está formada por un conjunto de llamas rojas, pequeñas e intensas, que reciben el nombre de espículas y que semejan una pradera ardiendo. Estas espículas pueden elevarse hasta unos 15 000 km. penetrando en la capa más externa de la atmósfera solar, la corona. Pero las espículas, como la granulación, no forman una característica estática; se elevan y caen con velocidades comparables a las de los gránulos fotosféricos.


Estudio de espectros

Esta característica de la cromósfera se confirma cuando, en vez de observarla en el borde, durante los eclipses, lo hacemos en el disco mismo, mediante instrumentos especiales, como el espectroheliógrafo. En términos sencillos, este instrumento produce un espectro del Sol en la forma usual; en seguida se aísla la luz de un determinado color (de una longitud de onda dada) y se toma una fotografía, como quien lo hiciera a través de un filtro de color en la fotografía artística; generalmente estos espectroheliogramas se realizan en luz correspondiente al hidrógeno o al calcio ionizado. Un espectroheliograma típico se muestra en la figura 3, que permite apreciar la complicada estructura de esta capa de la atmósfera solar.

Un estudio detallado de estos espectroheliogramas muestra que las espículas están distribuidas en la superficie del Sol formando una especie de red, que recibe el nombre de red cromosférica. Los elementos de esta red delinean sectores relativamente amplios de la cromósfera.

Actualmente se ha podido determinar que estos sectores son regiones convectivas gigantes, similares a los gránulos fotosféricos, pero de tamaño unas 40 veces mayor.

Son más o menos circulares: tienen diámetros del orden de 30 000 km, y su vida promedio es de alrededor de medio día. Estos elementos, llamados supergránulos, cubren toda la superficie del Sol. En el centro de cada uno de ellos el material gaseoso se eleva, luego se extiende hacia los bordes, donde están las espículas, y se hunde nuevamente.

Se considera que los supergránulos están relacionados con los gránulos que se encuentran miles de kilómetros más abajo, en la fotósfera. El calor y la energía cinética de los gránulos fotosféricos se transmitirían, probablemente, por un movimiento en forma de ondas, hasta la cromósfera, donde se establecería una nueva circulación de los gases, ahora en una escala mayor.

Por otra parte, también es posible observar la cromosfera en el borde del disco solar, durante los eclipses, no en luz directa sino mediante un espectrógrafo, en el momento mismo en que comienza o termina la fase total. Ya en 1870 el astrónomo Charles Young hizo una observación de este tipo; mientras aún quedaba visible una parte de la fotosfera, sólo pudo apreciar el espectro, ya conocido, surcado de líneas oscuras; a medida que se acercaba el eclipse total, estas líneas se fueron debilitando y, en el momento mismo en que la fotosfera quedó completamente oculta, Young vio que las líneas oscuras se convertían repentinamente en líneas brillantes, que sólo se pudieron observar durante dos segundos. Usando sus propias palabras: "El fenómeno fue tan repentino, tan inesperado, y tan maravillosamente hermoso, Como para forzar una exclamación involuntaria".

Este espectro recibió el nombre de espectro relámpago (Fig.4). Las líneas espectrales son curvas porque son imágenes de la cromósfera, curva sobre el borde del disco. Las líneas brillantes, o de emisión, indican que la cromosfera es un gas de alta temperatura. En esta forma, el espectro relámpago comenzó a develar los escondidos secretos de esta capa de la atmósfera solar.


Corona solar

Sobre la cromosfera se encuentra el gas rarificado y caliente de la corona solar, totalmente invisible a simple vista, pero que se ve en forma espectacular durante los eclipses; en estos casos, se puede comprobar que llega a extenderse a más de un millón de kilómetros sobre la fotosfera, y que su brillo es comparable a la mitad del brillo de la luna llena (Fig. 5). En condiciones normales no se ve debido a la luz de la fotósfera. También es posible observar la corona solar mediante un tipo especial de telescopio, llamado coronógrafo, que permite obtener una especie de eclipse artificial.

Una de las mayores sorpresas que proporcionó el estudio de la física solar, incluso en sus comienzos, fue la temperatura de las diferentes capas de su atmósfera, En efecto, ya vimos que la fotósfera tiene una temperatura de unos 60000º. El estudio del espectro relámpago demostró que, a medida que aumenta la distancia al borde del Sol, la temperatura disminuye, hasta llegar aproximadamente a 45000º a unos 500 km de altura; pero luego comienza a aumentar, llegando a unos 75000º a 4000 km de altura, para seguir después creciendo en forma, por así decirlo, vertiginosa.

El estudio del espectro de la corona reveló hechos aún más sorprendentes. Esta compuesto sólo de líneas brillantes, o sea, de emisión muy débiles, y cuya posición no coincide con ninguna de las líneas oscuras de la fotósfera o brillantes de la cromosfera. Incluso, no coinciden con ninguna de las líneas que normalmente se pueden obtener en los laboratorios, para elementos químicos existentes en la Tierra. Por este motivo, cuando recién se descubrieron, en 1869, se creyó que pertenecían a un elemento desconocido en nuestro planeta, al que se dio el nombre de coronio. En 1942, B. Edlén pudo demostrar que se trataba de líneas de elementos terrestres, pero con un alto grado de ionización.

Por ejemplo, una de las líneas más ¿intensas es la línea verde, correspondiente al fierro ionizado trece veces, es decir que ha perdido trece de sus 26 electrones. Otra línea importante, situada en la región roja del espectro, pertenece también al fierro, pero ionizado sólo nueve veces. Estas líneas sólo se pueden producir a temperaturas extremadamente altas y densidades muy bajas. Se les conoce con el nombre de líneas prohibidas, ya que las leyes que gobiernan la producción de líneas espectrales hacen que la probabilidad de que una de estas líneas aparezca en condiciones normales sea prácticamente nula. Ahora bien, el análisis del espectro de la corona reveló que ésta debía tener una temperatura de un millón de grados, por lo menos, para poder explicar la existencia de estas (y muchas otras) líneas prohibidas. Pero ésta no fue la única evidencia al respecto. Muchas otras, que sería largo enumerar, se fueron acumulando; por ejemplo, la evidencia dada por la radioastromía. Y finalmente, el increíble resultado de las últimas mediciones, realizadas por los observatorios espaciales, que alcanza hasta ¡alrededor de tres millones de grados!.

Esto contradice la experiencia que tenernos en nuestro mundo familiar y cotidiano. En efecto, sabemos que, a medida que nos alejamos de un cuerpo que radia, como una estufa, la temperatura disminuye. ¿Cómo explicar, entonces, esta anomalía que presenta la temperatura del Sol? ¿Cómo pueden la cromósfera y la corona obtener su temperatura de una fotosfera mucho más fría? Lo que sucede es que, básicamente, la fotosfera no es simplemente un cuerpo o una superficie que radia energía. Ya sabemos que existe en ella un convección violentísima. Martin Schwarschild, de la Universidad de Princeton, ha sugerido que los gránulos burbujeantes golpean, como las olas de un mar embravecido, la base de la cromósfera, y producen un inmenso ruido, un rugido inimaginable. A medida que las ondas sonoras así creadas penetran en el gas cada vez más rarificado, su velocidad aumenta hasta hacerse supersónica, produciendo ondas de choque (similares a las que se producen cuando los aviones supersónicos rompen la barrera del sonido) que actúan sobre el gas ionizado (llamado plasma) de la corona solar, disipándose por la fricción, y calentando el gas coronal hasta temperaturas superiores al millón de grados. De este modo, la convección y los movimientos mecánicos mantienen la atmósfera exterior del Sol, caliente, activa, y prácticamente invisible.


Investigación espacial

Hasta que comenzó la era espacial, no se había podido observar la corona completa, incluyendo la parte que queda sobre el disco mismo, como lo hacemos con la cromósfera mediante el espectroheliógrafo; sólo se conocía la parte correspondiente al borde del disco, y los astrónomos suponían que la corona envolvía totalmente al Sol, aunque con un espesor variable, como lo sugieren las fotografías. Pero esta creencia fue dramáticamente desmentida mediante la astrofísica en rayos X.

Cuando observamos un astro desde la Tierra, la atmósfera que nos rodea nos impide recibir gran parte de la energía que emite, y sólo observamos radiación de un rango de frecuencias dado, que conocemos con el nombre de luz visible. Pero el astro radia en todas las frecuencias, desde las muy altas, correspondientes a los rayos gama y los rayos X, hasta las muy bajas, donde se ubican las ondas de radio largas, y aún más allá. Al salir de la atmósfera terrestre y observar mediante un telescopio espacial, nuestro universo se extiende, ya que podemos observarlo en todas las frecuencias. Ahora bien, una característica física de un cuerpo que radia es que mientras más alta es su temperatura mayor es la cantidad de energía que entrega en las frecuencias más altas. Por este motivo la corona solar, con una temperatura mayor que un millón de grados, radia intensamente en la región de los rayos X; y, además, la fotósfera, con una temperatura muchísimo menor, prácticamente no radia en dichas frecuencias. En esta forma, tomando fotografías en rayos X desde un telescopio espacial, se puede observar la corona solar completa, incluso la parte que está sobre el disco, sin interferencia de la fotósfera.

Los resultados se pueden observar en la Figura 6, obtenida por el Apollo Telescope Mount (ATM), batería de telescopios solares montada en el Laboratorio Espacial (Skylab): la corona no es una envoltura más o menos uniforme sino que hay zonas, variables en el tiempo, donde falta completamente: son los hoyos coronales. Un estudio detallado de muchas imágenes similares muestra que el plasma coronal caliente está atado al Sol por un conjunto de rizos magnéticos estrechamente entrelazados, que cubren la mayor parte del disco. Donde estos rizos faltan, aparecen los hoyos coronales. Se sospecha que estas son las rutas por donde el viento solar - torrente de gases solares, principalmente hidrógeno y helio, que sopla desde el Sol hacia el espacio interplanetario- escapa de las trampas magnéticas solares, pasando más allá de la Tierra y alcanzando los planetas exteriores.



Adelina Gutiérrez A.

Universidad de Chile.


Para saber más


1. A New Sun. The Solar Results from Skylab. NASA, 1979.

2. The Quiet Sun. NASA, Washington D.C., 330 pág. 1973.

3. Harold Zirin. The Solar Atmosphere. Blaisdell Publ. Comp., 500 pág., 1966.

4. Gerard P. Kuiper. The Sun. The University of Chicago Press, 745 pág. 1953.