El Sol como estrella: estructura, neutrinos, ciclo solar 25 y misiones

De un vistazo

El Sol es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral G2 V y reúne casi toda la masa del Sistema Solar. Las cifras siguientes proceden de la ficha del Sol de la NSSDCA de la NASA. Los valores centrales proceden de modelos solares estándar.

Fuente: NASA NSSDCA Sun Fact Sheet, actualizada por última vez el 9 de mayo de 2024 (comprobada en octubre de 2026). Las relaciones con la Tierra y el tiempo de viaje de la luz se calculan a partir de los valores de la ficha.

Fuentes: [1]

Estructura interna y atmósfera

El Sol es una esfera de plasma cuyas capas se definen por cómo se desplaza la energía a través de ellas. En el núcleo, que según la NASA llega hasta unos 138.000 km del centro, las temperaturas superan los 15 millones de °C y se produce la fusión nuclear. Por encima está la zona radiativa, donde los fotones se absorben y reemiten una y otra vez. La NASA estima que la energía tarda unos 170.000 años en llegar del núcleo a la parte superior de la zona convectiva.

La heliosismología sitúa la base de la zona convectiva a una profundidad de 0,287 radios solares, a unos 0,713 del camino desde el centro, con un error de solo 0,001 radios. Por encima de este límite, el plasma que sube y baja transporta la energía. A su alrededor está la tacoclina, una fina capa de cizalla situada aproximadamente entre 0,65 y 0,75 radios solares. Por debajo de la tacoclina el interior gira casi como un cuerpo sólido. Por encima, la rotación varía con la latitud, desde unos 25 días en el ecuador hasta unos 36 días cerca de los polos. Muchos modelos de dinamo consideran esta capa de cizalla un lugar clave donde se amplifican los campos magnéticos.

La «superficie» visible es la fotosfera, de solo unos 400 km de grosor y a unos 5.500 °C. Por encima, la cromosfera lanza chorros llamados espículas, que pueden alcanzar unos 100 km/s. Después viene la estrecha región de transición, donde la temperatura sube bruscamente, y por último la corona, a unos 2 millones de °C.

Fuentes: [1] [2] [3] [4]

Producción de energía y neutrinos solares

El Sol brilla fusionando hidrógeno en helio. La mayor parte de su energía procede de la cadena protón–protón (pp), en la que cuatro protones se convierten, paso a paso, en un núcleo de helio-4, liberando positrones, neutrinos y energía. El ciclo CNO, que usa carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores, domina en estrellas más masivas. En el Sol, según los modelos solares estándar, solo aporta alrededor del 1,3 % de la luminosidad. Dividir la luminosidad por c² muestra que el Sol convierte en energía unos 4,3 millones de toneladas de masa cada segundo.

Los fotones tardan muchísimo en escapar del núcleo, pero los neutrinos salen casi de inmediato, lo que los convierte en una sonda directa del núcleo. Durante décadas, los detectores contaron muchos menos neutrinos solares de los que predecían los modelos, hasta dos tercios menos según el comité Nobel. Esto se conoció como el problema de los neutrinos solares. El Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO), en Canadá, demostró que los neutrinos no habían desaparecido: habían cambiado de «sabor» en su camino hacia la Tierra. El Premio Nobel de Física de 2015 se concedió a Takaaki Kajita (Super-Kamiokande) y Arthur B. McDonald (SNO) por descubrir las oscilaciones de neutrinos, que demuestran que los neutrinos tienen masa.

Fuentes: [3] [5]

Heliosismología: mirar dentro del Sol

Las ondas sonoras atrapadas en el interior del Sol hacen que su superficie suba y baje, y las mediciones Doppler pueden detectar este movimiento. Las oscilaciones tienen periodos de unos cinco minutos y las descubrieron Leighton y sus colaboradores en 1962. Su potencia es máxima hacia 3 mHz, con modos útiles entre aproximadamente 1,5 y 5 mHz. Como cada modo alcanza una profundidad distinta, las frecuencias medidas pueden invertirse para deducir la velocidad del sonido, la densidad y la rotación en todo el interior.

Así se midieron la profundidad de la zona convectiva y la posición de la tacoclina. La red terrestre GONG observa estos modos de forma continua desde 1995. El instrumento MDI de SOHO funciona desde 1996, y HMI, a bordo de SDO, continúa el registro. La heliosismología también pone a prueba el modelo solar estándar y da una abundancia superficial de helio cercana a 0,25. Los modelos usan una edad de 4.570 ± 6 millones de años, obtenida de la datación de meteoritos.

Fuentes: [3] [4]

Campo magnético, dinamo y el ciclo solar 25

El campo magnético del Sol lo genera una dinamo, que surge de la convección y la rotación diferencial en un plasma conductor. Su señal más visible son las manchas solares: zonas oscuras y más frías de la fotosfera por donde emerge un flujo magnético intenso. El número de manchas sube y baja en un ciclo de unos 11 años. La NASA señala que los polos magnéticos también se intercambian aproximadamente cada 11 años, de modo que el campo vuelve a su orientación original al cabo de unos 22 años.

El ciclo solar 25 comenzó en diciembre de 2019. El 15 de octubre de 2024, la NASA, la NOAA y el Panel de Predicción del Ciclo Solar anunciaron que el Sol había entrado en su periodo de máximo solar. Según el SILSO del Real Observatorio de Bélgica, el número de manchas suavizado a 13 meses alcanzó su máximo de 161 en octubre de 2024, antes de lo previsto por el panel (julio de 2025). En 2025, las primeras imágenes polares de Solar Orbiter mostraron ambas polaridades magnéticas mezcladas en el polo sur, la huella de la inversión del campo que se produce en torno al máximo. A octubre de 2026, el ciclo está en su fase de descenso, con números diarios estimados de manchas del SILSO en torno a 20 a finales de octubre.

Fuentes: [2] [6] [7] [8] [9]

Fulguraciones, eyecciones de masa coronal y viento solar

Una fulguración solar es una ráfaga de radiación, de minutos a horas de duración, que se libera cuando la energía magnética almacenada sobre una región activa se suelta de repente. La NOAA clasifica las fulguraciones según su flujo máximo de rayos X en la banda de 0,1–0,8 nm, medido por los satélites GOES. Las clases son A, B, C, M y X, y cada una es diez veces más intensa que la anterior. Esta radiación llega a la Tierra a la velocidad de la luz e ioniza la alta atmósfera del lado iluminado, lo que puede bloquear la radio de HF. En la escala de apagones de radio de la NOAA, una fulguración X1 equivale a R3 («fuerte») y una X20 a R5 («extremo»).

Las eyecciones de masa coronal (CME) son enormes nubes de plasma magnetizado expulsadas desde la corona. La NASA señala que pueden viajar a más de un millón de millas por hora (unos 1,6 millones de km/h). Cuando una alcanza la magnetosfera terrestre, puede provocar tormentas geomagnéticas, auroras y alteraciones en las redes eléctricas y los satélites. Estos efectos se conocen como meteorología espacial.

El Sol también emite un flujo continuo de plasma, el viento solar, que sale de la corona a velocidades supersónicas e infla la heliosfera, una burbuja que se extiende mucho más allá de los planetas.

Fuentes: [2] [10]

Laboratorio interactivo: ¿cuándo llega una tormenta solar a la Tierra?

El laboratorio se abre con el ajuste del evento Carrington de 1859: una CME que viaja a unos 2.360 km/s llega a la Tierra en 17,6 horas, mientras que la luz recorre el mismo camino en 8,3 minutos, así que la luz de la fulguración llega horas antes que la tormenta. A esa velocidad, los satélites del punto L1 solo pueden avisar con unos 10 minutos de antelación. Reduce la velocidad a la del viento solar lento (≈ 400 km/s) o cambia el destino a Marte o Júpiter y verás cómo el tiempo de llegada se alarga a días.

El ciclo de vida del Sol

El Sol se formó junto con el resto del Sistema Solar hace unos 4.600 millones de años. La datación de meteoritos sitúa su llegada a la secuencia principal hace 4.570 ± 6 millones de años. La NASA estima que el Sol ha recorrido algo menos de la mitad de su vida, y le quedan unos 5.000 millones de años.

Cuando se agote el hidrógeno del núcleo, la fusión pasará a una capa en torno al núcleo y las capas exteriores se hincharán, convirtiendo el Sol en una gigante roja. La NASA prevé que esta expansión engulla a Mercurio y Venus, y posiblemente a la Tierra. Tras desprenderse de sus capas exteriores, el Sol terminará su vida como una enana blanca.

Fuentes: [2] [3]

Misiones y observatorios

La misión ESA/NASA SOHO , lanzada en 1995 al punto L1 Sol–Tierra, a unos 1,5 millones de km de la Tierra, marcó la pauta de la vigilancia solar continua. El SDOde la NASA, lanzado el 11 de febrero de 2010, toma imágenes en múltiples longitudes de onda y magnetogramas con sus instrumentos AIA, HMI y EVE. En tierra, el telescopio de 4 metros Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) , en Haleakalā (Maui), es el mayor telescopio solar del mundo.

El estado de Parker Solar Probe en 2026 procede de la página de la misiónde la NASA. Para las especificaciones de Solar Orbiter, consulta la página de la misión de la ESA.

Fuentes: [9] [11] [12] [13] [14]

Preguntas abiertas

Calentamiento de la corona: La fotosfera está a unos 5.500 °C, mientras que la corona ronda los 2 millones de °C. Entre las principales explicaciones están las ondas magnéticas y muchos pequeños eventos de reconexión («nanofulguraciones»), pero aún se desconoce cuánto aporta cada una. Aditya-L1 lo incluye entre sus objetivos, y Proba-3 observa la tenue corona interna.

Aceleración del viento solar: Aún se debate de dónde proceden el viento solar rápido y el lento y cómo alcanzan velocidades tan altas. Parker Solar Probe toma muestras del viento cerca de su origen, mientras que PUNCH sigue la transición de la corona al viento en un campo amplio.

Predicción del ciclo: La teoría de la dinamo aún no puede predecir con fiabilidad la intensidad ni el momento de un ciclo. El ciclo solar 25 es un buen ejemplo: alcanzó su máximo antes de lo previsto. Se espera que las observaciones polares de Solar Orbiter, que mejorarán a medida que su órbita se incline más, sean clave para prever el próximo mínimo y el próximo ciclo.

Fuentes: [2] [7] [9] [11] [12] [13] [14]

Trabajar con datos solares

La página de datos de SDO de la NASA ofrece imágenes de AIA casi en tiempo real, magnetogramas de HMI y vídeos diarios. Helioviewer.org permite superponer imágenes de distintos instrumentos, crear vídeos y solicitar datos a través del Virtual Solar Observatory. Los datos de Solar Orbiter están disponibles en el Solar Orbiter Archive (SOAR)de la ESA, que también admite acceso programático mediante TAP.

Para la meteorología espacial, el SWPC de la NOAA publica el flujo de rayos X de GOES, datos del viento solar en tiempo real, el índice Kp y previsiones a 3 y 27 días. El número oficial internacional de manchas solares, los diagramas de mariposa y las previsiones del ciclo están disponibles en el SILSO.

Seguridad: nunca mires al Sol a simple vista, con gafas de sol ni con prismáticos o un telescopio sin un filtro adecuado. Puede causar daños oculares permanentes. Usa solo filtros solares certificados (ISO 12312-2) bien sujetos delante del instrumento, u observa de forma indirecta por proyección.

Fuentes: [8] [10]

Lo que se sabe y lo que sigue abierto

Establecido

• El Sol es una estrella de la secuencia principal G2 V de unos 4.570 millones de años. Lo alimenta la cadena pp, y el ciclo CNO aporta alrededor del 1,3 % de su luminosidad.
• La zona convectiva comienza a unos 0,713 radios solares, y la tacoclina está aproximadamente entre 0,65 y 0,75 radios solares.
• Las oscilaciones de neutrinos resolvieron el problema de los neutrinos solares (Premio Nobel de 2015).
• El máximo suavizado del ciclo solar 25 se produjo en octubre de 2024, y a octubre de 2026 el ciclo está en descenso.

Abierto

• ¿Qué calienta la corona a millones de grados?
• ¿Dónde se originan el viento solar rápido y el lento, y cómo se aceleran?
• ¿Cómo funciona exactamente la dinamo y puede predecirse con fiabilidad la intensidad del ciclo?
• ¿Qué desencadena cada fulguración y CME, y con cuánta antelación pueden preverse?