El increíble y asombroso viaje de Fotón

Al igual que el resto de las estrellas, el Sol es una gran esfera de gas incandescente, que debe su energía a las reacciones termonucleares que se producen en su núcleo: la fusión de átomos de hidrógeno da lugar al helio, proceso en el que se libera la energía que viaja hacia la superficie y que se manifiesta en forma de luz y calor. Pero en ese viaje hasta la superficie la energía se transporta de distintos modos y a través de las diversas capas del interior solar, en un recorrido que puede durar unos diez millones de años y en el que vamos a acompañarla:

El interior del Sol

El núcleo solar, que comprende un 25% del radio del Sol y alberga unas condiciones de temperatura y densidad que permiten la fusión del hidrógeno (hasta 15 millones de grados y 150 kg/l, diez veces la densidad del plomo), limita con la zona radiativa, que abarca el siguiente 45% del radio solar y se caracteriza por el modo en que se transporta la energía: los fotones, o partículas de luz, tras chocarse insistentemente con los apretadísimos átomos que constituyen el material estelar, consiguen acarrear su contenido energético hasta la zona convectiva, que se extiende casi hasta la superficie. Aquí el movimiento de los gases toma el relevo en el transporte de energía: el gas, al igual que en una cazuela con agua hirviendo, se mezcla y burbujea, efecto que se manifiesta en la superficie en forma de lo que se conoce como granulación. Entre las zonas radiativa y convectiva existe una fina capa intermedia con más importancia que la de una simple línea de transición: parece ser que en ella se genera el intenso campo magnético solar, responsable de la continua y, en ocasiones, intensa actividad, que trataremos la próxima semana.

Las regiones externas

La imagen del Sol que estamos acostumbrados a ver, la de un disco amarillo con algunas manchas oscuras, corresponde a la fotosfera o "esfera de luz", una capa muy fina que presenta estructuras muy características, como gránulos y manchas. En tanto que los primeros se deben a la "ebullición" del gas ya mencionada, las manchas son zonas más frías, de unos 4000ºC, que vemos oscuras en comparación con sus alrededores.

Casi totalmente transparente,  la cromosfera se encuentra justo por encima de la fotosfera. Las imágenes que se han obtenido de esta región han sido tomadas durante el principio y el final los eclipses del Sol totales, en los que aparece como un anillo rojizo, o con filtros muy específicos. Dichas imágenes revelan una serie de fenómenos, como los filamentos, protuberancias y espículas.

Finalmente, la corona es la capa más externa de la atmósfera solar, formada por gas de muy baja densidad y con una extensión que supera los millones de kilómetros. Podemos observarla durante los eclipses totales de Sol como un halo blanquecino y, por su fuerte emisión en rayos X debido a su elevada temperatura -cercana al millón de grados-, también con telescopios diseñados para esta longitud de onda. Con ellos se han obtenido imágenes que muestran "agujeros" en los polos de la corona, de donde se cree que procede el viento solar, un chorro de partículas eléctricamente cargadas que, con velocidades de unos 400 km/s, invade el espacio interplanetario.