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La fotosfera, la última capa del Sol, es impenetrable: por su opacidad, pero también por las presiones y temperaturas que se alcanzan, que hacen imposible estudiarla in situ. ¿Cómo podemos entonces estudiar lo que ocurre bajo ella? ¿Cómo podemos deducir que su núcleo tiene densidades 20 veces la del hierro o temperaturas de millones de grados?

Cuando estudiamos cualquiera de los cuerpos del sistema solar no nos queda más remedio que hacerlo desde el exterior. No solo es que llegar hasta ellos suponga un reto, sino que adentrarse en su interior resulta completamente imposible, o al menos con la tecnología que tenemos actualmente. Incluso en la propia Tierra, en la que tenemos acceso a todos los recursos y maquinaria que necesitemos, lo más profundo que hemos llegado a perforar ha sido exactamente 12 262 metros bajo la superficie del noroeste de Rusia, en el agujero Kola. Es decir, apenas hemos conseguido adentrarnos un poco más de doce kilómetros, de los 6 380 kilómetros de radio que tiene nuestro planeta. Y sin embargo conocemos bastante bien el interior de nuestro planeta y su estructura.

Si intentamos estudiar el interior de otros cuerpos del sistema solar, el asunto se complica. En algunos casos simplemente por la logística. No podremos disponer de la misma maquinaria en Marte que en la Tierra y eso limitará nuestro estudio. De hecho, el agujero más profundo jamás cavado en Marte es de 7 centímetros de profundidad. Cuando el rover Rosalind Franklin (actualmente en pausa por la guerra en Ucrania) aterrice en el planeta rojo cavará, si todo marcha según lo previsto, un agujero de 1,7 metros de profundidad para recolectar muestras que volverán a la Tierra. Un grandísimo logro, pero nada en comparación con lo conseguido aquí en la Tierra o con lo necesario para realmente alcanzar el interior del planeta.

En otros planetas directamente excavar resulta imposible, pues no hay una superficie sólida que perforar. Los gigantes gaseosos del sistema solar no tienen una superficie rocosa sobre la que podamos posar nuestros rovers. O, si la tienen, se encuentra a decenas de miles de kilómetros de profundidad, bajo presiones miles de veces la que experimentamos sobre la superficie de la Tierra. Y el Sol por supuesto es todavía peor. No sólo no tiene una superficie sólida sobre la que posarse, sino que ni siquiera podemos hacer que una sonda se adentre en sus capas externas, pues las temperaturas que se alcanzan allí serían capaces de derretir hasta los materiales más resistentes que hemos conseguido desarrollar.

Por tanto, ¿cómo hacemos para estudiar el interior del Sol? ¿Cómo hemos podido deducir la temperatura que debe hacer en su interior, las condiciones que hacen posible la fusión nuclear o cómo se materializa el equilibrio entre la intensa gravedad que intenta encogerlo todo y las altísimas presiones que intentan hacerlo explotar? Básicamente, con una combinación de medidas indirectas y modelos teóricos que han ido refinándose utilizando esas medidas. Todo esto ha derivado en lo que se conoce como el Modelo Solar Estándar. Este modelo consiste en una serie de asunciones sobre la estructura interna del Sol (tamaño, composición, densidad, temperatura, etc de las diferentes capas que lo forman) que sirven para hacer predicciones que se comparan con las observaciones experimentales.

Estas observaciones por supuesto se limitan a la ultimísima capa del Sol, la conocida como fotosfera. Esta es una capa de apenas 500 kilómetros de grosor (recuerda que el radio del Sol es de casi 700 000 kilómetros). Esta fotosfera sería equivalente a la corteza terrestre y es la que emite la luz que recibimos en la Tierra. Sin embargo, a decenas de kilómetros bajo su parte más externa ya se vuelve completamente opaca a cualquier radiación, por lo que nos resulta imposible ver más allá de ella.

En la década de los años 1960 se descubrió que la superficie del Sol vibra siguiendo un patrón de células. Estas vibraciones son el resultado de las ondas de presión que recorren el interior de la estrella y que cuando alcanzan la fotosfera se ven reflejadas de vuelta al interior. Al analizar la superficie podemos aprender cosas sobre el interior, como hacemos en la Tierra con las ondas sísmicas, estudiando cómo se reflejan y cómo viajan por el interior del planeta o la estrella. Puesto que las diferentes capas del Sol tendrán densidades diferentes, estas ondas de presión viajarán a velocidades diferentes por su interior. Esto hará también que cuando la onda alcance la interfase entre dos capas se desvíe, como ocurre con la luz cuando pasa por ejemplo del aire al agua, que se desvía y forma imágenes distorsionadas. Estudiando por tanto la propagación de las ondas y dónde y cuándo llegan a la superficie, se puede crear un modelo bastante completo del interior del Sol.

Estas ondas se estudian observando las vibraciones de la superficie solar, midiendo el desplazamiento de sus líneas espectrales como resultado del efecto Doppler. Es decir, midiendo cómo varía la luz emitida en función de si un trozo concreto de la superficie se está expandiendo o encogiendo. Además contamos con varios observatorios (tanto espaciales, como SOHO o la sonda Parker, como terrestres, como la red GONG) monitorizando al Sol constantemente, midiendo su temperatura, densidad, rotación, etc.

El Modelo Solar Estándar ha conseguido resultados increíbles, siendo capaz de predecir y emular el comportamiento que observamos en el Sol. Este modelo predice también que la densidad del Sol varía enormemente entre el núcleo y la fotosfera. En el núcleo se alcanzarían densidades de cientos de toneladas por metro cúbico, veinte veces más denso que el hierro, mientras que en la fotosfera las densidades serían de menos de un gramo por metro cúbico, unas diez mil veces menos denso que el aire en la superficie terrestre. También nos permite predecir la temperatura de las diferentes regiones del Sol, que varía desde los 5 500 ºC de su superficie hasta los casi quince millones de grados de su núcleo. Esta temperatura del núcleo además es necesaria para que puedan tener lugar los procesos de fusión nuclear que mantienen activa a la estrella. También las medidas de la cantidad de neutrinos producidos durante esta fusión nuclear están de acuerdo con las predicciones del Modelo Solar Estándar.

Referencias: E. Chaisson, S. McMillan, 1993, Astronomy Today, Prentice Hall

J. Christensen-Dalsgaard, 2003, Helioseismology, Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1073–1129, doi:10.1103/RevModPhys.74.1073

Soy físico de formación y viajero de vocación. Divulgo ciencia allí donde me lo permiten, aunque principalmente en youtube y tiktok bajo el nombre de Cuarentaydos. Por aquí me verás hablando de la física del universo, desde las galaxias y estrellas más grandes hasta las partículas subatómicas que las componen.

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