Nacimiento, Vida y Muerte del Sol: Crónica de una Estrella Media

Una estrella ordinaria con un destino extraordinario

El Sol es una estrella de tipo espectral G2V, con una edad de aproximadamente 4.570 millones de años, ubicada a una distancia media de 1 UA (≈ 149.597.870 km) de la Tierra. Se trata de una esfera de plasma de aproximadamente 1.392.700 km de diámetro, compuesta principalmente por hidrógeno (≈ 73,5%) y helio (≈ 24,9%), con una pequeña proporción de elementos más pesados llamados metales.

El equilibrio interno del Sol resulta de la compensación entre dos fuerzas fundamentales: la presión de radiación generada por la fusión del hidrógeno en helio en su núcleo, y la gravedad que tiende a colapsarlo. Esta condición de equilibrio, llamada equilibrio hidrostático, garantiza la estabilidad de la estrella en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell (1905-1969).

El núcleo solar, con un radio ≈ 0,25 R_☉, alcanza temperaturas cercanas a \(1,5×10^7\,K\) y densidades de aproximadamente 150 g/cm³ (o 150.000 kg/m³), unas 25 veces más denso que el núcleo terrestre. Las reacciones de fusión tienen lugar allí según la cadena protón-protón, produciendo una energía de \(3,8×10^{26}\,W\). Esta potencia colosal, transportada hacia la superficie primero por radiación y luego por convección, se convierte en radiación electromagnética observada desde la Tierra.

La masa solar representa el 99,86% de la del Sistema Solar, ejerciendo una influencia gravitacional determinante sobre todos los planetas, asteroides y cometas. Su flujo energético medio a nivel de la Tierra, llamado constante solar, es de aproximadamente \(1.361\,W/m^2\), y es el que regula el clima, la fotosíntesis y la dinámica atmosférica de nuestro planeta.

N.B.:
Una estrella de tipo espectral G2V pertenece a la clase de las enanas amarillas. La letra «G» designa la temperatura superficial, comprendida entre 5.300 K y 6.000 K, mientras que el número «2» precisa la subclase más caliente dentro del tipo G. El sufijo «V» indica que se trata de una estrella de la secuencia principal, es decir, en fase de fusión estable del hidrógeno en helio. El Sol, con una temperatura fotosférica media de 5.778 K y una luminosidad de un Sol (\(L = 1 L_\odot\)), sirve de referencia para esta clasificación.

Nacimiento: el colapso de una nebulosa

El Sol nació hace unos 4.600 millones de años en el corazón de una vasta nube molecular del brazo de Orión, en la Vía Láctea. Bajo la acción combinada de la gravedad y una onda de choque, probablemente proveniente de una supernova cercana, una parte de la nube entró en colapso gravitacional. La materia comenzó entonces a concentrarse en el centro de una región densa (la protoestrella solar) mientras se formaba un disco de acreción a su alrededor.

Durante este colapso, la conservación del momento angular provocó una rotación acelerada del disco y un aplanamiento progresivo de la estructura. La temperatura y la densidad aumentaron considerablemente en el núcleo de la protoestrella; cuando la temperatura central alcanzó aproximadamente \(10^7\,K\), las colisiones entre protones se volvieron lo suficientemente frecuentes como para desencadenar la fusión termonuclear según la cadena protón-protón.

La reacción dominante, descrita por primera vez por Hans Bethe (1906-2005), puede resumirse así: \( 4\,^1H \rightarrow\, ^4He + 2e^+ + 2\nu_e + 26,7\,\text{MeV} \)

Esta conversión de masa en energía, expresada por la ecuación de Albert Einstein (1879-1955) \(E = mc^2\), liberó un flujo de energía suficiente para detener la contracción gravitacional del joven Sol. La estrella entró entonces en una fase de estabilidad térmica, marcando su instalación en la secuencia principal.

Los residuos del disco de acreción, por su parte, dieron origen a la materia primitiva del Sistema Solar: planetas, satélites, asteroides y cometas. Esta fase, con una duración estimada de varias decenas de millones de años, sentó las condiciones iniciales de la evolución futura de nuestro entorno planetario.

Vida: estabilidad y ciclo magnético

Durante la mayor parte de su existencia, el Sol permanece como una estrella estable de la secuencia principal. Esta estabilidad resulta de un equilibrio entre la presión ejercida por la radiación procedente de la fusión nuclear y la fuerza gravitacional que tiende a comprimir la materia. Este estado de equilibrio hidrostático garantiza una estructura cuasiestacionaria durante aproximadamente 10.000 millones de años.

Estructura del Sol: Cuatro zonas principales estratificadas

Rotación diferencial y zona de transición

La rotación diferencial del Sol, más rápida en el ecuador (≈ 25 días) que en los polos (≈ 35 días), provoca cizallamientos en la zona de transición llamada taquiclina. Estos cizallamientos amplifican y retuercen las líneas del campo magnético, generando por efecto dinamo un campo complejo y variable.

Ciclo magnético y actividad solar

Este campo magnético es responsable de las manchas solares, las llamaradas y el viento solar. Su actividad sigue un ciclo medio de 11 años, identificado en 1843 por Heinrich Schwabe (1789-1875) y profundizado por George Ellery Hale (1868-1938) gracias al descubrimiento del magnetismo solar.

Influencia heliosférica y efectos terrestres

Este ciclo influye en toda la heliosfera, modulando la cantidad de partículas energéticas que alcanzan la Tierra y afectando así a la ionosfera, las comunicaciones por radio e incluso la formación de auroras polares. La actividad del Sol constituye, por tanto, una variable astrofísica mayor del clima espacial.

Muerte: transformación en gigante roja y enana blanca

Colapso del núcleo y comienzo de la fase de gigante roja

Dentro de unos 5.000 millones de años, el hidrógeno del núcleo solar se agotará, lo que provocará el cese de la fusión nuclear central. Privado de la presión de radiación necesaria para compensar la gravedad, el núcleo comenzará a colapsarse. El calentamiento central desencadenará la fusión del helio en carbono y oxígeno mediante el proceso triple-alfa. Las capas externas se expandirán, transformando al Sol en una gigante roja. Su radio podría alcanzar la órbita actual de la Tierra.

Pérdidas de masa y formación de la nebulosa planetaria

Durante esta fase, el Sol sufrirá pulsaciones térmicas y perderá una parte significativa de su masa a través de vientos estelares intensos. La eyección de las capas externas formará una nebulosa planetaria, enriqueciendo el medio interestelar con carbono y otros elementos ligeros.

Formación de la enana blanca y enfriamiento

El núcleo residual se contraerá bajo el efecto de la gravedad hasta convertirse en una enana blanca. Su masa será de aproximadamente 0,6 M_☉ y su radio comparable al de la Tierra. En esta etapa, no se producirá ninguna fusión nuclear y la estrella irradiará únicamente por su energía residual, enfriándose lentamente durante miles de millones de años hasta convertirse eventualmente en una enana negra.

Cronología estelar del Sol

Etapas principales de la vida del Sol

Fuente: NASA – Física Solar y Harvard ADS.