El Sol no es una bola de gas en reposo: es un reactor nuclear magnético cuyas capas, desde la fotosfera hasta la heliopausa, se transforman y se comunican de forma continua. La actividad que genera —manchas, fulguraciones, eyecciones de plasma y el viento que llena el Sistema Solar— responde a un dinamo interno cuyo pulso dicta el ciclo solar y cuyas consecuencias llegan hasta los confines del espacio interplanetario y más allá.
Fotosfera: la superficie visible del Sol
La fotosfera es la capa donde el plasma solar deja de ser opaco y libera sus fotones al espacio. Con tan solo unos 500 km de espesor y una temperatura de 5 778 K, es sorprendentemente fina en relación con el radio solar (≈ 696 000 km). Las observaciones de alta resolución revelan un paisaje dinámico: células de granulación de unos 1 000 km que viven apenas 10 minutos, producto de la convección ascendente del plasma caliente; supergranulación de mayor escala; y plages, zonas brillantes que bordean las manchas activas. El espectro fotosférico —casi un cuerpo negro de 5 778 K cortado por miles de líneas de absorción de Fraunhofer— es la fuente primaria de toda la espectroscopía estelar.
Cromosfera y corona solar
Sobre la fotosfera, la temperatura, en lugar de bajar con la altura, vuelve a subir: la cromosfera escala de 6 000 K en su base hasta 20 000 K en su límite superior en apenas 2 500 km, mientras que la corona —la atmósfera más externa, visible como halo perlado durante los eclipses totales— supera el millón de kelvin a densidades bajísimas (≈ 10⁹ partículas/cm³). La cromosfera emite dominantemente en la línea Hα a 656,3 nm, lo que le da el tono rojizo que se aprecia en el segundo contacto de un eclipse total. El "problema del calentamiento coronal" sigue siendo uno de los grandes enigmas de la física solar: las hipótesis más sólidas invocan la disipación de ondas magnetoacústicas y la reconexión magnética en nanofulguraciones frecuentes. La sonda Parker Solar Probe, que ha sobrevolado la corona desde 2021, está tomando medidas in situ sin precedentes.
Manchas solares
Una mancha solar es una región temporalmente más oscura y fría de la fotosfera donde un campo magnético intenso, de unas 0,3 T (3 000 G), inhibe la convección ascendente y reduce la temperatura en la zona central (umbra) a unos 4 000 K. La diferencia de brillo con el entorno —cerca de un factor cuatro en luminancia superficial— es lo que las hace aparecer oscuras, aunque siguen emitiendo enormes cantidades de luz. Suelen agruparse en pares bipolares con polaridades magnéticas opuestas. Su latitud de aparición obedece al ciclo solar: emergen cerca de ±35° al inicio del ciclo y migran hacia el ecuador a medida que avanza, trazando el célebre "diagrama de mariposa". Las manchas son el origen más frecuente de fulguraciones y eyecciones de masa coronal, pues acumulan tensión magnética que se libera en eventos explosivos.
Ciclo solar
El ciclo solar es la variación periódica de la actividad del Sol, con período medio de 11 años entre máximos consecutivos. Se expresa en el número de manchas, la frecuencia de fulguraciones y CME, la intensidad del campo magnético global y las variaciones irradiativas (≈ 0,1 %). La causa es el efecto dinamo en el plasma rotante del interior: la inversión de la polaridad magnética del Sol se completa en dos ciclos de 11 años, de modo que el ciclo magnético completo —ciclo de Hale— abarca 22 años. La numeración oficial arranca en el "ciclo 1" de 1755 (Heinrich Schwabe la sistematizó en 1843); en 2026 nos encontramos al final del ciclo 25, que ha mostrado una actividad superior a las predicciones más conservadoras. Los grand mínimos históricos, como el de Maunder (1645-1715), demuestran que el dinamo solar puede entrar en estados cualitativamente diferentes durante décadas.
Fulguraciones solares y eyecciones de masa coronal
Las fulguraciones solares son explosiones súbitas en la atmósfera del Sol causadas por la reconexión magnética: el reordenamiento brusco de las líneas de campo en regiones activas libera energías de 10²² a 10²⁵ J en cuestión de minutos, equivalentes a millones de bombas de hidrógeno, en todo el espectro, desde radio hasta rayos gamma. Se clasifican en cinco clases —A, B, C, M, X— según el pico de flujo en rayos X blandos. Asociadas frecuentemente a las fulguraciones, pero sin requerir una para ocurrir, las eyecciones de masa coronal (CME) son expulsiones de plasma y campo magnético de 10¹² a 10¹³ kg a velocidades de entre 100 y más de 3 000 km/s. El evento de Carrington (1 de septiembre de 1859), estimado en ≈ X45, fue la fulguración más intensa de la era instrumental y sus CME asociadas provocaron auroras visibles cerca del ecuador y destruyeron redes telegráficas; un evento similar hoy causaría daños económicos masivos en satélites, redes eléctricas y comunicaciones.
Heliosfera y heliopausa
La heliosfera es la burbuja de plasma y campo magnético generada por el viento solar que domina el espacio interplanetario e interactúa con el medio interestelar hasta unas 120 ua del Sol. El viento solar fluye supersónicamente hacia fuera hasta que, al encontrar la resistencia del medio interestelar, atraviesa una onda de choque de terminación, después la heliosheath y, finalmente, la heliopausa: la frontera donde la presión dinámica del viento solar equilibra exactamente la presión del medio interestelar. Más allá de la heliopausa se pierde la influencia directa del Sol. Las sondas Voyager 1 (agosto de 2012, ≈ 121 ua) y Voyager 2 (noviembre de 2018, ≈ 119 ua) son los únicos artefactos humanos que han cruzado esta frontera y transmiten datos in situ del verdadero medio interestelar. La heliosfera actúa también como escudo parcial frente a los rayos cósmicos galácticos de baja energía, cuya tasa en la Tierra varía anticorrelacionada con el ciclo solar.
Neutrinos solares
Los neutrinos son el único mensajero capaz de transportar información directa del núcleo del Sol en tiempo real. Cada ciclo de fusión 4 ¹H → ⁴He libera dos neutrinos electrónicos; el flujo resultante en la Tierra es de unos 6 × 10¹⁰ por cm² y segundo, aunque la sección eficaz de interacción es tan pequeña que casi todos los atraviesan sin rozar un solo átomo. El experimento de Raymond Davis en la mina de Homestake (1968) detectó apenas un tercio de los neutrinos predichos por el modelo solar estándar, lo que desató el llamado "problema de los neutrinos solares". La solución llegó en 2001-02 con el detector de agua pesada SNO (Canadá): los neutrinos electrónicos no desaparecían, sino que oscilaban a otros sabores (μ y τ) durante el viaje, un fenómeno que implica necesariamente masa no nula para los neutrinos, en contradicción con el modelo estándar de partículas. El descubrimiento fue recompensado con los premios Nobel de Física de 2002 (Davis y Koshiba) y 2015 (Kajita y McDonald). En 2020, el experimento Borexino detectó por primera vez los neutrinos del ciclo CNO del Sol, que representa una fracción menor de la producción energética solar.