LA ESTRELLA DE NUESTRA VIDA

	Cuanto más avanzamos en el estudio del Sol, más misterios nos desafían. La nuestra es una estrella fascinante, dinámica y turbulenta. Y necesitamos conocerla muy bien porque el Sol es, sin duda alguna, la estrella de nuestra vida. Dra. Inés Rodríguez Hidalgo Profesora del Dpto. de Astrofísica de la Universidad de La Laguna Investigadora del grupo de Física Solar del Instituto de Astrofísica de Canarias	La brillante "piel" del Sol se llama fotosfera, y no es en absoluto estática ni uniforme. En ella se observan manchas solares, fáculas y la granulación. (Imágenes cortesía del IAC).
	Los antiguos griegos pensaban que el Sol era eterno e inmutable, una esfera perfecta. Pero hace ya casi cuatro siglos Galileo observó por primera vez su superficie a través de un telescopio, descubriendo en ella regiones oscuras llamadas manchas solares, que emergen, cambian y desaparecen. Hoy sabemos que las manchas son uno de los fenómenos magnéticos que ocurren en el Sol. Su número e intensidad aumenta y disminuye aproximadamente cada 11 años a lo largo del llamado ciclo de actividad solar (en Astrofísica actividad designa a lo relacionado con el magnetismo), y a este ciclo se superponen variaciones temporales más lentas. La cantidad de energía emitida por el Sol es mayor en épocas de máxima actividad, como la actual, lo que hace a nuestra estrella parcialmente responsable del cambio climático en la Tierra. Además, a escalas de tiempo mucho más cortas, el espacio interplanetario en que domina el campo magnético solar es afectado por fenómenos transitorios, principalmente emisiones de partículas cargadas -a veces tan violentas que producen tormentas magnéticas- que constituyen el clima o medioambiente espacial. A pesar de la protección de la magnetosfera o escudo magnético terrestre, el clima espacial influye notablemente sobre nuestro entorno: causa las espectaculares auroras boreales y australes, normalmente en latitudes próximas a los polos, afecta a los satélites y naves espaciales, sus instrumentos y tripulantes, y perturba las comunicaciones y hasta las redes de tuberías y fluido eléctrico y los aparatos magnéticos en Tierra. Aunque a simple vista el Sol no parece cambiar, una observación más atenta y cuidadosa, como la que realizan los físicos solares con potentes telescopios e instrumentos en Tierra y en el espacio, revela que convivimos con una estrella fascinante, dinámica y turbulenta.
	El Sol es una más de los cien mil millones de estrellas que componen nuestra galaxia, la Vía Láctea. La Tierra y los otros planetas del Sistema Solar describen órbitas elípticas alrededor del Sol. La distancia promedio de nuestro planeta a él es de unos 149 millones de km, por lo que siempre vemos el Sol como era hace 8 minutos, el tiempo que su luz tarda en alcanzarnos. Veamos ahora algunos de sus "datos de identidad": es una estrella ordinaria, con una masa un tercio de millón de veces mayor que la de la Tierra y un radio de 696.000 km; emite radiación electromagnética de la forman parte la luz, que percibimos con los ojos, y otros "colores" que no podemos ver, como la radiación infrarroja, las ondas de radio, los rayos ultravioleta, rayos X y gamma; su potencia total es 386 trillones de megawatios, de la que recibimos el equivalente a unas 14 bombillas de 100 w por cada metro cuadrado. Un kilogramo de materia de la superficie solar está formado por unos 730 gramos de hidrógeno, 250 de helio y 20 de elementos químicos más pesados, casi todos los que encontramos en Tierra (hierro, carbono, calcio, potasio, sodio, etc). Pero el material del Sol no es sólido, ni líquido, ni gaseoso, sino un plasma, similar a un fluido caliente en el que gran parte de las cargas positivas y negativas de los átomos están separadas. En el plasma solar, un excelente conductor de la electricidad y en continuo movimiento, se originan corrientes eléctricas de hasta billones de amperios y campos magnéticos unas mil veces mayores que el terrestre. La edad actual del Sol, según los modelos de estructura y evolución estelar (complejas "maquetas" físico-matemáticas expresadas en forma de ecuaciones) se estima en unos 4.600 millones de años, y le queda otro tanto en una situación similar... así que no hay motivo de alarma inmediata a este respecto.	Rodeando a la fotosfera y más caliente que ella está la cromosfera, que parece una pradera ardiente. En ella destacan las protuberancias o filamentos. (Imágenes de diversos Observatorios de USA).
	Para entender el "funcionamiento" del Sol hay que saber cómo es por dentro, pero la materia bajo su superficie es opaca a la luz, así que no es posible observar directamente el interior solar. Nuestro conocimiento del mismo proviene de los modelos mencionados y es confirmado en gran medida por técnicas indirectas: la Heliosismología, que investiga el "pulso" del Sol, que vibra como si fuese un instrumento musical, desde su interior a su superficie; y el estudio de los neutrinos solares, partículas elementales producidas en el "corazón" del Sol que aportan información de primera mano sobre éste ya que apenas interaccionan con la materia que encuentran. Ésta es la estructura interna del Sol: en su núcleo, un gran horno a 15 millones de grados y 160 veces más denso que el agua, se unen núcleos de hidrógeno (el elemento químico más ligero y más abundante en el Universo) para formar núcleos de helio en las reacciones termonucleares de fusión que liberan neutrinos y generan la energía solar en forma de radiación electromagnética. Rodea al núcleo la zona radiativa (como un material "al rojo vivo") en la que ondas electromagnéticas transportan la energía, igual que hacen viajar por el aire hasta nosotros el calor de una resistencia eléctrica. Hacia el último tercio del radio solaar este mecanismo de transporte de energía es sustituido por enormes burbujas de material que llevan el calor desde la base de esta zona convectiva hasta la superficie, como sucede en un caldero de potaje hirviendo.	El pasado 2 de abril una intensa fulguración y una expulsión de masa coronal, asociadas al mayor grupo de manchas de los últimos 10 años, produjeron auroras incluso en Niza. (Imágenes cortesía de SOHO).
	De poco serviría que la energía fabricada en el núcleo solar viajase hacia fuera a través de un material opaco a la luz... si no fuera porque los últimos 500 km son transparentes a la radiación, que escapa por fin desde la superficie visible del Sol o fotosfera. A unos 5.800 grados, emite fundamentalmente luz visible y algo de radiación ultravioleta de la que nos protege el ozono de nuestra atmósfera. El aspecto de la fotosfera es el de una "paella" con granos brillantes de unos 1.500 km, que corresponden a la parte superior de las más pequeñas burbujas convectivas: la granulación. De forma transitoria y frecuentemente en grupos aparecen manchas, intensas concentraciones de campo magnético unos 2.000 grados más frías que sus alrededores, rodeadas de fáculas, extensas áreas brillantes. A veces se producen fulguraciones, que son enormes explosiones que liberan una energía equivalente a 10 millones de bombas de hidrógeno almacenada en el campo magnético. Pero nuestra estrella no termina en su superficie habitualmente visible: durante unos segundos al comienzo y final de la totalidad en un eclipse de Sol se observa un resplandor rojizo que corresponde a la cromosfera, una capa de espesor irregular, más caliente que la fotosfera a la que rodea. En ella destacan las protuberancias, grandes formaciones de plasma suspendidas sobre la superficie del Sol, a menudo siguiendo la forma de las líneas de campo magnético. Se llaman filamentos cuando se observan como cintas oscuras proyectadas sobre el disco solar. Tampoco en la cromosfera termina el Sol: a medida que el eclipse continúa resulta visible una majestuosa "diadema" blanquecina llamada la corona. Emite rayos ultravioleta y X, exhibe chorros y penachos de tamaño hasta varias veces el radio solar, y puede alcanzar los 2 millones de grados: la causa de este calentamiento es todavía uno de los misterios que el Sol guarda. Desde la corona se emite un flujo continuo de partículas cargadas, a gran velocidad y en todas direcciones, denominado viento solar. Frecuentemente se producen gigantescas erupciones llamadas expulsiones de masa coronal (o CMEs, por sus siglas en inglés), los fenómenos más violentos y espectaculares del Sol. Es como si la corona se desgarrase para liberar, en ocasiones, hasta 20.000 millones de toneladas de materia solar en forma de enormes burbujas de plasma que viajan a millones de kilómetros por hora a través del espacio, a veces hacia la Tierra. Ni siquiera la corona es el límite exterior de la tenue "atmósfera" del Sol (sus capas observables): el amplio espacio del Sistema Solar en el viento solar es más denso que el medio interplanetario es la heliosfera, y realmente vivimos dentro de ella, ya que su límite exterior queda más allá de la órbita de Plutón.	La corona solar durante el eclipse del 11 de agosto de 1999. (Imagen cortesía de Shelios).
	El gran desafío para la Física Solar del siglo XXI es conocer en detalle el magnetismo solar, que origina las manchas, protuberancias y fulguraciones, determina la estructura y dinámica de la corona, y conduce el viento solar y las CMEs. Gracias a los avances de la alta tecnología espacial, los telescopios y ordenadores en Tierra y los incansables estudios sobre el Sol, desde los antiguos dibujos a mano de su superficie, los científicos van desvelando los secretos del sistema Sol -Tierra: además de realizar investigación básica sobre la estructura, "funcionamiento" y variabilidad de nuestra estrella, buscan señales de CMEs y fulguraciones, registran continuamente el viento solar para ver si trae "mal tiempo espacial", y miden la energía que fluye en la alta atmósfera de la Tierra para ver si se está "fraguando" una tormenta magnética. Sus descubrimientos permitirán algún día predecir el medioambiente espacial y entender mejor el impacto sobre la Tierra de la estrella de nuestra vida. ESPECIAL SOL-TIERRA	La corona solar está tan caliente que emite rayos X. (Imagen del satélite Yohkoh).