El Sol: 380 mil millones de millones de megavatios, mucho más de lo que la vida necesita

Un nacimiento en la oscuridad

El colapso de la nube molecular

Hace unos 4.570 millones de años, una inestabilidad gravitatoria en una nube molecular gigante –compuesta principalmente de hidrógeno y polvo interestelar– inició el colapso de la materia. La mayor parte de la masa se concentró en el centro para formar una protoestrella, mientras que un disco de gas y polvo, donde nacerían los planetas, se aplanaba a su alrededor.

El encendido de la fusión nuclear

La compresión progresiva provocó la elevación de la temperatura y la presión en el centro de esta protoestrella. Cuando la temperatura central alcanzó unos 10 millones de kelvin, la fusión termonuclear de los núcleos de hidrógeno en helio comenzó a través de la cadena protón-protón. Este proceso exotérmico liberó energía suficiente para contrarrestar la gravedad: el Sol había nacido, y este equilibrio dura desde hace 4.570 millones de años.

Una potencia inimaginable

La conversión de masa en energía

El Sol convierte cada segundo unos 620 millones de toneladas de hidrógeno en unos 616 millones de toneladas de helio. La diferencia, cerca de 4,3 millones de toneladas, se transforma en energía según la ecuación relativista \( E = \Delta m \cdot c^2 \). La potencia irradiada alcanza \(3{,}828 \times 10^{26}\) vatios, valor nominal adoptado por la Unión Astronómica Internacional en 2015. Una pequeña fracción de la energía de fusión, del orden del 2 %, es transportada por los neutrinos en lugar de en forma de luz.

Según las fuentes, la masa de hidrógeno convertida cada segundo varía de 600 a 630 millones de toneladas, en función de la luminosidad y del rendimiento de fusión adoptados.

Una comparación con las centrales nucleares

Según la base de datos PRIS del OIEA, 417 reactores electronucleares estaban en funcionamiento a mediados de julio de 2026, para una potencia eléctrica neta de unos 380 GW, es decir, \(3{,}8 \times 10^{11}\) W. La potencia del Sol es, por tanto, unas \(10^{15}\) veces superior, es decir, un millón de mil millones de veces. La relación sigue siendo del orden de \(10^{14}\) a \(10^{15}\) si se cuenta la potencia térmica de los reactores en lugar de su potencia eléctrica. Este flujo energético es responsable de la estructuración térmica de todo el sistema solar, manteniendo los planetas en distintas zonas de habitabilidad.

La energía recibida por la Tierra

A 150 millones de kilómetros, la Tierra intercepta, sobre su sección de \(1{,}27 \times 10^{14}\ \text{m}^2\), un flujo de unos 1.361 W/m² (irradiancia solar total nominal), es decir, \(1{,}7 \times 10^{17}\) W. Esto representa aproximadamente \(4{,}5 \times 10^{-10}\) de la potencia total del Sol, es decir, una milmillonésima. Esta ínfima fracción basta para mantener una temperatura media global de unos 15 °C, esencial para la vida. Sin el efecto invernadero natural, sería cercana a −18 °C.

Los neutrinos, mensajeros directos del núcleo solar

Fotones prisioneros, neutrinos libres

La energía producida en el núcleo no sale directamente: los fotones son absorbidos y reemitidos un número inmenso de veces antes de alcanzar la superficie. Los neutrinos, en cambio, interactúan tan poco con la materia que atraviesan el Sol en unos segundos. Constituyen la única sonda directa de la zona donde se produce la fusión, a unos 15 millones de kelvin.

La duración del viaje de los fotones desde el núcleo hasta la superficie depende en gran medida de los modelos: las estimaciones van desde varias decenas de miles de años hasta más de cien mil años, o incluso un millón de años según algunas fuentes.

Borexino y el ciclo CNO

Dos mecanismos fusionan el hidrógeno en helio: la cadena protón-protón, que produce aproximadamente el 99 % de la energía solar, y el ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno), propuesto a finales de los años 1930 y responsable de aproximadamente el 1 % de la energía del Sol. En las estrellas más masivas, este ciclo domina. En 2020, el experimento Borexino, instalado bajo el Gran Sasso en Italia, detectó por primera vez los neutrinos del ciclo CNO, con una significación estadística superior a 5 sigma. La señal es tenue: unos 7 eventos por día para 100 toneladas de blanco.

Medir la metalicidad y la rotación del núcleo

El flujo de neutrinos CNO depende de la abundancia de elementos pesados en el núcleo. Abre, por tanto, la vía a una medición directa de la metalicidad solar, aún discutida. En julio de 2025, un equipo francés predijo además, mediante simulación hidrodinámica y teoría topológica de ondas, una oscilación con un período de aproximadamente una hora, sensible a la rotación del núcleo profundo. Su detección ofrecería una nueva ventana al corazón de la estrella.

El aumento de su potencia térmica

El aumento de la luminosidad solar

Desde su nacimiento hace 4.570 millones de años, la potencia irradiada por el Sol no ha permanecido constante. Los modelos de evolución estelar indican que una estrella de tipo enana amarilla, como el Sol, ve su luminosidad crecer lenta pero continuamente. La transformación progresiva del hidrógeno en helio en el núcleo aumenta la temperatura central y la tasa de reacciones de fusión.

La luminosidad solar aumenta en promedio alrededor de un 10 % por cada mil millones de años. Así, en su formación, el Sol solo irradiaba aproximadamente el 70 % de su potencia actual, es decir:

• Al nacer: unos \(2{,}7 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• Actualmente: unos \(3{,}83 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• Dentro de 2.000 millones de años: unos \(4{,}6 \times 10^{26}\ \text{W}\)

La paradoja del joven Sol débil

Con solo el 70 % de su potencia actual, el joven Sol debería haber dejado la Tierra congelada. Sin embargo, los vestigios geológicos indican la presencia de agua líquida ya en el Arcaico. La explicación generalmente propuesta es una atmósfera más rica en gases de efecto invernadero. Este aumento gradual de la luminosidad ha modificado así el balance radiativo de la Tierra a lo largo del tiempo geológico, influyendo en la evolución de la atmósfera y de la biosfera.

Las consecuencias para el clima terrestre

A largo plazo, este calentamiento progresivo hará que la superficie terrestre sea inhabitable mucho antes del fin de la vida del Sol. Según una modelización publicada en 2021 en Nature Geoscience, la atmósfera rica en oxígeno de la Tierra solo debería persistir unos 1,08 ± 0,14 mil millones de años. Le seguiría una desoxigenación brutal, incluso antes de la aparición de un efecto invernadero húmedo y la pérdida masiva de los océanos.

Este plazo es una estimación procedente de un modelo. Sigue siendo sensible a las hipótesis sobre los ciclos geoquímicos de la Tierra.

La materia solar y el viento solar

La composición del plasma solar

El Sol es una esfera de plasma cuya composición másica está dominada por el hidrógeno (aproximadamente el 74 %) y el helio (24 a 25 %). El resto, aproximadamente el 1,4 a 1,6 %, está constituido por metales en el sentido astrofísico: oxígeno, carbono, hierro, neón, etc. El valor exacto de esta metalicidad sigue siendo objeto de debate según los métodos de análisis espectroscópico.

Las condiciones en el núcleo

El núcleo se extiende hasta aproximadamente un cuarto del radio solar. La temperatura alcanza allí 15 millones de kelvin y la densidad unos 150 g/cm³, es decir, 150 veces la del agua. La agitación térmica es tal que los electrones son arrancados de los núcleos atómicos, formando un plasma perfectamente ionizado.

El viento solar

Una parte de la materia coronal se escapa continuamente en forma de partículas cargadas –electrones y protones– constituyendo el viento solar, que se propaga a velocidades de 300 a 800 km/s. La corona, elevada a uno o dos millones de grados mientras que la superficie solo cuenta con unos 5.800, sigue siendo uno de los grandes enigmas de la física solar.

Las consecuencias del viento solar

Las auroras polares

Al interactuar con la magnetosfera terrestre, el viento solar induce corrientes de partículas energéticas que penetran en las capas atmosféricas polares. Estas interacciones excitan las moléculas de nitrógeno y oxígeno, produciendo las auroras boreales y australes, principalmente en longitudes de onda verde (557,7 nm), roja (630,0 nm) y azul.

Las colas cometarias

Los cometas, por su parte, revelan la dirección del viento solar mediante la formación de una cola iónica, siempre orientada en sentido opuesto al Sol.

El Sol bajo vigilancia: ciclo 25 y sondas espaciales

El ciclo solar 25 en fase declinante

El 15 de octubre de 2024, la NASA, la NOAA y el panel internacional de predicción anunciaron que el Sol había alcanzado el máximo de su 25.º ciclo de actividad de 11 años. Este ciclo superó las previsiones iniciales de 2019, que anunciaban un pico modesto de unos 115 (número de manchas suavizado) hacia julio de 2025. Desde entonces, la actividad ha entrado en su fase declinante. Aún son posibles erupciones poderosas, pero el próximo mínimo se espera hacia 2030-2031.

Parker Solar Probe, lo más cerca de la corona

El 24 de diciembre de 2024, la sonda Parker Solar Probe de la NASA pasó a 6,1 millones de kilómetros de la superficie del Sol, a unos 692.000 km/h. Es el paso más cercano y el objeto más rápido jamás realizados por la humanidad. Esta distancia y esta velocidad se han igualado en siete sobrevuelos desde entonces, el último de los cuales tuvo lugar el 4 de septiembre de 2026, 29.º paso de la misión. La misión se ha prolongado hasta 2029 y observará el Sol durante la fase declinante del ciclo.

Solar Orbiter, primeras imágenes de los polos

Lanzada en 2020, la sonda Solar Orbiter (ESA-NASA) inclinó su órbita a 17° en 2025. Obtuvo así las primeras imágenes de los polos del Sol, fuera del plano de la eclíptica. Observó allí un campo magnético «desordenado» en el polo sur, con polaridades norte y sur mezcladas, fenómeno típico del máximo solar, cuando el campo magnético se invierte. Antes que ella, solo la sonda Ulysses había sobrevolado los polos (1990-2009), sin instrumento de imagen. La inclinación de la órbita pasará a 24° el 24 de diciembre de 2026, y luego a 33° a partir de junio de 2029.

Un futuro aún luminoso

La fase de gigante roja

Actualmente en fase de secuencia principal, el Sol produce su energía por fusión del hidrógeno en helio en su núcleo. Ya ha consumido aproximadamente la mitad de este combustible, y esta fase estable durará aún unos 5.000 millones de años. Después, el núcleo colapsará sobre sí mismo, provocando una expansión de las capas externas: el Sol se convertirá en una gigante roja, englobando Mercurio, Venus y probablemente la Tierra.

El destino de la Tierra depende de los modelos: la pérdida de masa del Sol alejará las órbitas, mientras que los efectos de marea podrían acercar el planeta a la estrella inflada.

La enana blanca

Demasiado poco masivo para explotar en supernova, el Sol terminará su vida como enana blanca, residuo denso del tamaño de la Tierra, dejando tras de sí una nebulosa planetaria. Hasta entonces, seguirá alimentando la biosfera terrestre con energía.