Hay una razón por la que la Tierra es el único lugar del sistema solar donde se sabe que la vida puede vivir y prosperar. De acuerdo, los científicos creen que puede haber formas de vida microbiana o incluso acuática viviendo bajo las superficies heladas de Europa y Encélado, o en los lagos de metano de Titán. Pero por el momento, la Tierra sigue siendo el único lugar que conocemos que reúne todas las condiciones necesarias para que exista la vida.
Una de las razones es que la Tierra se encuentra dentro de la Zona Habitable de nuestro sol (también conocida como «Zona Ricitos de Oro»). Esto significa que está en el lugar adecuado (ni demasiado cerca ni demasiado lejos) para recibir la abundante energía del sol, que incluye la luz y el calor que son esenciales para las reacciones químicas. Pero, ¿cómo produce exactamente nuestro sol esta energía? ¿Qué pasos hay que seguir y cómo nos llega a nosotros aquí en el planeta Tierra?
La respuesta sencilla es que el sol, como todas las estrellas, es capaz de crear energía porque se trata esencialmente de una reacción de fusión masiva. Los científicos creen que esto comenzó cuando una enorme nube de gas y partículas (es decir, una nebulosa) se colapsó bajo la fuerza de su propia gravedad, lo que se conoce como la teoría de la nebulosa. Esto no sólo creó la gran bola de luz en el centro de nuestro sistema solar, sino que también desencadenó un proceso por el cual el hidrógeno, recogido en el centro, comenzó a fusionarse para crear energía solar.
Técnicamente conocido como fusión nuclear, este proceso libera una increíble cantidad de energía en forma de luz y calor. Pero llevar esa energía desde el centro de nuestro sol hasta el planeta Tierra y más allá implica un par de pasos cruciales. Al final, todo se reduce a las capas del sol y al papel que desempeña cada una de ellas para garantizar que la energía solar llegue hasta donde pueda ayudar a crear y mantener la vida.
El núcleo:
El núcleo del sol es la región que se extiende desde el centro hasta aproximadamente el 20-25% del radio solar. Es aquí, en el núcleo, donde se produce la energía mediante la conversión de los átomos de hidrógeno (H) en núcleos de helio (He). Esto es posible gracias a la presión y temperatura extremas que existen dentro del núcleo, que se estiman en el equivalente a 250.000 millones de atmósferas (25,33 billones de KPa) y 15,7 millones de kelvin, respectivamente.
El resultado neto es la fusión de cuatro protones (núcleos de hidrógeno) en una partícula alfa: dos protones y dos neutrones unidos en una partícula idéntica a un núcleo de helio. De este proceso se liberan dos positrones, así como dos neutrinos (que transforman dos de los protones en neutrones) y energía.
El núcleo es la única parte del sol que produce una cantidad apreciable de calor a través de la fusión. De hecho, el 99% de la energía producida por el sol tiene lugar en el 24% del radio del sol. A partir del 30% del radio, la fusión se ha detenido casi por completo. El resto del sol se calienta gracias a la energía que se transfiere desde el núcleo a través de las sucesivas capas, llegando finalmente a la fotosfera solar y escapando al espacio en forma de luz solar o de energía cinética de las partículas.
El sol libera energía a una tasa de conversión masa-energía de 4,26 millones de toneladas métricas por segundo, lo que produce el equivalente a 384,6 septillones de vatios (3,846×1026 W). Para ponerlo en perspectiva, esto equivale a unos 9,192×1010 megatones de TNT por segundo, o 1.820.000.000 de bombas zar, ¡la bomba termonuclear más potente jamás construida!
Zona de radiación:
Es la zona inmediatamente próxima al núcleo, que se extiende hasta unos 0,7 radios solares. En esta capa no hay convección térmica, sino que el material solar de esta capa es lo suficientemente caliente y denso como para que la radiación térmica sea todo lo que se necesita para transferir el intenso calor generado en el núcleo hacia el exterior. Básicamente, se trata de iones de hidrógeno y helio que emiten fotones que recorren una corta distancia antes de ser reabsorbidos por otros iones.
Las temperaturas descienden en esta capa, pasando de aproximadamente 7 millones de kelvin más cerca del núcleo a 2 millones en el límite con la zona convectiva. La densidad también desciende en esta capa cien veces desde 0,25 radios solares hasta la parte superior de la zona de radiación, pasando de 20 g/cm3 más cerca del núcleo a sólo 0,2 g/cm3 en el límite superior.
Zona de convección:
Esta es la capa exterior del sol, que representa todo lo que hay más allá del 70% del radio solar interior (o desde la superficie hasta aproximadamente 200.000 km por debajo). Aquí, la temperatura es más baja que en la zona radiativa y los átomos más pesados no están completamente ionizados. Como resultado, el transporte de calor por radiación es menos efectivo y la densidad del plasma es lo suficientemente baja como para permitir que se desarrollen corrientes convectivas.
Debido a esto, las células térmicas ascendentes transportan la mayor parte del calor hacia la fotosfera del sol. Una vez que estas células se elevan hasta justo por debajo de la superficie fotosférica, su material se enfría, provocando un aumento de su densidad. Esto las obliga a hundirse de nuevo en la base de la zona de convección -donde recogen más calor y el ciclo convectivo continúa.
En la superficie del sol, la temperatura desciende a unos 5.700 K. La convección turbulenta de esta capa del sol es también la que provoca un efecto que produce polos magnéticos norte y sur en toda la superficie del sol.
Es también en esta capa donde se producen las manchas solares, que aparecen como manchas oscuras en comparación con la región circundante. Estas manchas corresponden a concentraciones en el campo de flujo magnético que inhiben la convección y hacen que las regiones de la superficie bajen de temperatura en comparación con el material circundante.
Fotosfera:
Por último, está la fotosfera, la superficie visible del sol. Es aquí donde la luz solar y el calor que se irradia y convoca a la superficie se propagan hacia el espacio. Las temperaturas en esta capa oscilan entre 4.500 y 6.000 K (4.230 – 5.730 °C; 7646 – 10346 °F). Debido a que la parte superior de la fotosfera es más fría que la inferior, una imagen del sol aparece más brillante en el centro que en el borde o limbo del disco solar, en un fenómeno conocido como oscurecimiento del limbo.
La fotosfera tiene entre decenas y cientos de kilómetros de espesor, y es también la región del sol donde se vuelve opaca a la luz visible. Esto se debe a la disminución de la cantidad de iones de hidrógeno (H-) con carga negativa, que absorben fácilmente la luz visible. Por el contrario, la luz visible que vemos se produce cuando los electrones reaccionan con los átomos de hidrógeno para producir iones H-.
La energía emitida por la fotosfera se propaga entonces por el espacio y llega a la atmósfera de la Tierra y a los demás planetas del sistema solar. Aquí en la Tierra, la capa superior de la atmósfera (la capa de ozono) filtra gran parte de la radiación ultravioleta (UV) del sol, pero deja pasar una parte a la superficie. La energía recibida es entonces absorbida por el aire y la corteza terrestre, calentando nuestro planeta y proporcionando a los organismos una fuente de energía.
El sol está en el centro de los procesos biológicos y químicos aquí en la Tierra. Sin él, el ciclo vital de las plantas y los animales terminaría, los ritmos circadianos de todas las criaturas terrestres se verían alterados y, con el tiempo, toda la vida en la Tierra dejaría de existir. La importancia del sol ha sido reconocida desde la prehistoria, y muchas culturas lo consideraban una deidad (la mayoría de las veces, la deidad principal de sus panteones).
Pero sólo en los últimos siglos se han llegado a comprender los procesos que impulsan al sol. Gracias a las continuas investigaciones de físicos, astrónomos y biólogos, ahora somos capaces de comprender cómo el sol produce energía y cómo la transmite a nuestro sistema solar. El estudio del universo conocido, con su diversidad de sistemas estelares y exoplanetas, también nos ha ayudado a establecer comparaciones con otros tipos de estrellas.