El Sol adelgaza sin parar. Se calcula que nuestra estrella pierde aproximadamente 4 millones de toneladas de peso por segundo, una cifra que corresponde al hidrógeno que se convierte en energía en su núcleo mediante la fusión nuclear. Ese mismo proceso es la fuente de toda la luz y el calor que recibimos en la Tierra.
Qué ocurre en el núcleo solar
En el centro del Sol, la presión y la temperatura alcanzan valores extremos: millones de grados y una densidad enorme. En esas condiciones, los núcleos de hidrógeno vencen su repulsión eléctrica mutua y se fusionan formando helio.
El detalle crucial está en la báscula: el helio resultante pesa un poco menos que la suma de los ingredientes. Esa diferencia mínima de masa no desaparece, se transforma en energía siguiendo la famosa ecuación de Einstein, E = mc².
Por qué un poco de masa da tanta energía
La clave está en la constante que multiplica: c es la velocidad de la luz, un número gigantesco, y en la ecuación aparece elevado al cuadrado. Por eso una cantidad ínfima de materia libera cantidades descomunales de energía.
Esa velocidad, por cierto, está definida hoy con una precisión absoluta; lo contamos al explicar cuál es la velocidad exacta de la luz y por qué se convirtió en la base del sistema de medidas moderno.
La formulación original de esta relación entre masa y energía procede del año más productivo de Einstein, del que hablamos en nuestro artículo sobre la primera teoría de la relatividad publicada en 1905.
Cuatro millones de toneladas por segundo: ¿es mucho?
Depende de con qué se compare. En términos humanos, es una barbaridad: equivale a varias veces el peso de los mayores barcos jamás construidos, desapareciendo cada segundo.
En términos solares, es una gota en el océano. El Sol concentra la inmensa mayoría de la masa de todo el sistema solar; todos los planetas juntos apenas representan una fracción mínima del total. A ese ritmo, la pérdida acumulada a lo largo de toda la historia del Sol representa un porcentaje diminuto de su masa original.
- Cada segundo, millones de toneladas de hidrógeno se convierten en helio.
- Una parte pequeñísima de esa masa se transforma en energía pura.
- El resto sigue formando parte del Sol como helio.
- La estrella lleva miles de millones de años haciendo lo mismo sin agotarse.
El viento solar, la otra vía de pérdida
La fusión no es el único mecanismo por el que el Sol pierde material. También emite un flujo constante de partículas cargadas que escapan de su atmósfera exterior: el viento solar.
Ese viento recorre todo el sistema solar y choca contra el campo magnético de los planetas. En la Tierra produce las auroras polares y, cuando es especialmente intenso, puede afectar a satélites, comunicaciones y redes eléctricas.
Un viaje de ocho minutos
La energía generada en el núcleo tarda muchísimo en salir. Los fotones rebotan una y otra vez en las capas internas durante un tiempo que se mide en miles o incluso cientos de miles de años antes de alcanzar la superficie.
Una vez libres, el trayecto hasta nosotros dura poco más de ocho minutos. Dicho de otro modo: la luz que ahora te alumbra empezó su camino cuando el mundo era otro, y solo el último tramo fue rápido.
Qué pasará cuando se acabe el hidrógeno
El Sol lleva unos 4.600 millones de años fusionando hidrógeno y le queda combustible para un periodo similar. Cuando el núcleo se agote, la estrella cambiará de fase: se expandirá enormemente convertida en gigante roja y después expulsará sus capas exteriores, dejando atrás un remanente denso y caliente.
Hay un detalle interesante: al perder masa, la atracción gravitatoria del Sol sobre los planetas se debilita muy ligeramente, lo que provoca que las órbitas se ensanchen un poco con el tiempo. Es un efecto minúsculo, pero real, y recuerda a otro alejamiento mucho más conocido: la Luna se aleja lentamente de la Tierra cada año.
La estrella que lo sostiene todo
Prácticamente toda la energía disponible en nuestro planeta tiene origen solar: la fotosíntesis, los vientos, el ciclo del agua e incluso los combustibles fósiles, que son luz solar almacenada hace millones de años.
Si quieres seguir explorando el vecindario, tenemos una recopilación con datos sobre nuestro sistema solar que pone en contexto el tamaño real de nuestra estrella frente a todo lo que la rodea.
Para recordar
- El Sol pierde unos 4 millones de toneladas por segundo por fusión nuclear.
- Esa pérdida es masa convertida en energía según E = mc².
- El viento solar añade una pérdida adicional de partículas.
- Pese a todo, la pérdida total es insignificante frente a la masa solar.
