El Sol es una estrella de la Vía Láctea, una galaxia con forma de espiral con un diámetro medio de 200.000 años luz y a la que se le calcula que tiene entre 200.000 y 400.000 millones de estrellas. Se encuentra colocado el llamado Brazo de Orion, a unos 25.000 años luz del centro de nuestra galaxia. La Vía Láctea, a su vez, forma parte de un grupo de casi 50 galaxias al que denominamos Grupo Local.

¿Cómo es esta estrella?

Tiene un diámetro de 1.392 millones de km, es decir, que cabrían 109 Tierras alineadas en su ecuador, en volúmen, dentro del Sol entrarían 1.300.000 Tierras; es tan grande que contiene el 99,8% de toda la masa del Sistema Solar. Y cada segundo transforma 5 millones de toneladas de materia en energía.

El Sol está compuesto principalmente de hidrógeno y helio y en menor proporción, solo un 2%, encontramos elementos más pesados como oxígeno, carbono, neón y hierro. Su composición se debe al medio en el que se formó. La estructura solar está formada por núcleo, zona radiante, zona convectiva, fotosfera, cromosfera, corona solar y heliosfera.

El núcleo ocupa una quinta parte del radio solar, y en él es donde se producen las reacciones termonucleares que generan toda su energía y su luz; y se encuentra a una temperatura de 15 millones de grados Kelvin. La zona radiante se encuentra en el exterior del núcleo, al tener menor densidad los fotones se desplazan más fácilmente hacia esta zona (se calcula que un fotón puede tardar hasta 1 millón de años en alcanzar la superficie del Sol). La zona de convección es una zona opaca con una temperatura de unos 2 millones de grados. En esta zona se producen movimientos de forma ascendente de materiales calentados y descendente un vez que se enfrían en su capa más exterior. La fotosfera es lo que consideramos la superficie del Sol, con unos 200 km de profundidad y es la zona que emite la luz visible. Esta fotosfera en la zona en la que podemos observar la actividad solar, es la que la apreciamos en forma de manchas solares.

La cromosfera es la capa más exterior de la fotosfera. Su tamaño es de unos 10.000 km pues tiene mucha menor densidad. La corona solar, con una temperatura media de 6000 grados, es la capa más externa y que se extiende más de 1.000.000 de km desde la cromosfera y con una temperatura de más de 1.000.000 de grados, una inversión térmica que a día de hoy todavía no sabemos explicar. Tanto la corona como la cromosfera, solo son observables con filtros especiales o en los eclipses solares. Y por último, la heliosfera sería la región que se extiende desde el Sol hasta más allá de la órbita de Plutón, es la zona por la que se extiende el campo magnético del Sol y las tormentas solares.

La actividad solar

Nuestra estrella tiene un campo magnético muy fuerte. Para entenderlo mejor imaginemos el Sol como un gran imán, con sus líneas de fuerza paralelas desde el polo Norte hasta el polo Sur. La rotación solar hace que no todas las capas ni latitudes del sol giren a la misma velocidad por lo que las lineas magnéticas se van deformando.

Las líneas de fuerza se van retorciendo hasta formar regiones con intensos campos magnéticos llamadas tubos magnéticos que se forman en la zona convectiva y emergen hasta la fotosfera o superficie solar; en estas zonas el gas se enfría y se vuelve más oscuro que la zona circundante, apareciendo de esta manera las manchas solares. Estas manchas solares suelen aparecer de dos en dos, y estas a su vez, pueden formar parte de un grupo de manchas más grande. Una de las manchas tendrá polaridad positiva y la otra negativa; y estas manchas se van desplazando por el disco solar debido a la rotación de nuestra estrella. Las observaciones muestran que el número de manchas va variando de manera periódica en ciclos de aproximadamente 11 años el los que hay periodos con muchas manchas solares siendo este el momento de máxima actividad solar y otros con muy pocas el las que muestra el mínimo de actividad. La localización de las manchas también va variando a lo largo del ciclo de manera que después de un mínimo las manchas aparecen en latitudes más altas y a medida que la actividad aumenta van bajando hacia el ecuador solar. También la polaridad magnética va variando de un ciclo a otro produciéndose inversiones magnéticas. Actualmente nos encontramos inmersos en el ciclo solar nº 25 desde que empezaron a registrarse en 1755 aunque las manchas solares se conocían desde la antigüedad; en el S.IV a. C., en la antigua china, ya habían sido observadas. Este ciclo comenzó en septiembre del 2019 coincidiendo con la mínima actividad solar y se prevee que alcance su máxima actividad a finales de este 2024, aunque no es algo que se pueda predecir con gran exactitud.

¿Pero cómo son estas manchas solares?

Como hemos dicho anteriormente, las manchas solares son regiones del Sol con menos temperatura, si el Sol es superficie está a unos 6000º, estas manchas están a 4000º - 4500º; pero cuentan con una gran actividad magnética. Las manchas tienen dos zonas: la umbra, qué es una zona más oscura y por lo tanto más fría rodeada por la zona de penumbra, que es más clara. Una

sola mancha solar puede medir 12000 km, o el equivalente al tamaño de la Tierra, mientras que un grupo de manchas pueden llegar a alcanzar más de 120.000 km de extensión. Y su oscuridad es solo un efecto de contraste, si pudiéramos aislar una sola mancha solar, manteniéndola a la misma distancia que el sol, brillaría 50 veces más que la luna llena.

Las manchas tienen un promedio de vida de dos semana en las que aparecen pero no están estáticas. Van cambiando de dimensiones, se agrupan o se rompen en manchas más pequeñas. Cuando aparece una nueva mancha, suelen hacerlo por parejas. En primer lugar aparece una fácula o zona más brillante (más caliente) en la granulación de la fotosfera y seguido aparece un poro que dará lugar a la mancha solar, mientras que a pocos grados de distancia aparece el polo gemelo. En pocos días habrán adoptado la forma característica de mancha solar. Las manchas principales de cada grupo se comportan como un potente imán y por un proceso de reconexión magnética se produce una protuberancia o erupción solar.

posteriormente puede producirse una llamarada solar en la que libera radiación electromagnética de manera muy intensa y que podría llegar a chocar contra la Tierra en 8 minutos. Y en algunas ocasiones, seguido a esa llamarada se impulsa una nube de plasma o eyección de masa coronal que si está orientada a nuestro planeta podría producir una tormenta geomagnética, pero podemos estar tranquilos, no se ha demostrado que tenga ningún efecto sobre la salud humana.

Entre 1645 y 1715 se produjo un periodo en el que las manchas solares desaparecieron prácticamente de la superficie del Sol conocido como “mínimo de Maunder” por el astrónomo que lo constató. Parece ser que el Sol y el resto de las estrellas pueden tener varios periodos de mínima actividad similares a este y que corresponden con periodos más fríos en el clima terrestre y las auroras polares prácticamente desaparecen. Parece que ha habido 6 mínimos solares desde el 1300 a. C. hasta el de Maunder. Su aparición es muy irregular pero por termino medio aparecen cada 600 años con una duración de 115 años.

En el lado opuesto de la actividad solar, tenemos la tormenta solar más fuerte registrada en la historia, el evento Carrington, entre el 1 y el 2 se septiembre de 1859. Se produjo tal eyección de masa coronal que el se registraron auroras en el norte de Colombia, en Hawaii e incluso capitanes de barco registraron haber visto luces rojizas cerca del zenit en Cuba. Este evento produjo fallos en el telégrafo en Norteamérica y Europa produciendo cortocircuitos en toda la red. Parece que la tormenta solar del pasado 10 de mayo fué similar a este evento Carrington.