2
- hace 20 minutos
- #sol
- #astronomia
- #fisica
En este documental destapamos las capas del Sol y descubrimos de dónde viene la luz. #sol #astronomía #física
Categoría
🤖
TecnologíaTranscripción
00:00Imagina que estás en lo alto de una colina tranquila, observando como el cielo estalla
00:04en una sinfonía de colores mientras el sol se asoma por el horizonte. Es un espectáculo
00:09diario que muchos damos por hecho. Tonos cálidos, naranja, rojo y rosa que tiñen el cielo en
00:15un despliegue majestuoso. Pero este hermoso amanecer es solo el capítulo final de un
00:21viaje que ha llevado millones de años en completarse. Si seguimos el recorrido de esos
00:26fotones desde el momento en que impactan en la retina de tu ojo, atravesando la atmósfera
00:30terrestre, cruzando los 150 millones de kilómetros que separan nuestro planeta de su estrella
00:36y adentrándonos en las turbulentas capas que la conforman, descubriremos el verdadero
00:41origen del calor en tu rostro y de los colores que pintan el cielo. El núcleo del sol, un
00:48reactor nuclear que arde sin descanso desde hace 4.500 millones de años. Nació en un
00:55de los restos de estrellas antiguas. Y hoy, esa gigantesca esfera de plasma incandescente
01:01que domina nuestro cielo, es el resultado de fuerzas complejas que han estado en juego
01:06durante eones. Así que, acompáñame en este viaje en el tiempo, en el que exploraremos
01:11el origen del sol, desentrañaremos las capas que lo componen y trazaremos el mapa de los elementos
01:17que forman su estructura. Sumérgete conmigo en las profundidades de nuestra estrella y descubramos
01:23juntos qué secretos se esconden tras su deslumbrante velo de luz y fuego.
01:31Para entender cómo se formó el sol, tenemos que retroceder en el tiempo, mucho antes de
01:36que nuestro sistema solar existiera. Aproximadamente hace 4.600 millones de años. En aquel entonces,
01:44en una región relativamente tranquila de la Vía Láctea, una inmensa nube de gas y polvo,
01:49conocida como la nube molecular, flotaba en el espacio en completo silencio. Pero esta no era
01:55una nube cualquiera. Era colosal, con una extensión que posiblemente alcanzaba cientos
02:00de años luz y una masa equivalente a millones de soles. Dentro de esta nube se encontraban los
02:06restos dispersos de estrellas antiguas, aquellas que, tras consumir su combustible nuclear, explotaron
02:12como supernovas, esparciendo su material enriquecido por el cosmos. Entre estos escombros estelares
02:18estaba la mezcla de elementos fundamentales, hidrógeno y helio. Los ladrillos básicos para
02:24formar estrellas, junto con elementos más pesados como carbono, oxígeno, nitrógeno y hierro. La
02:31presencia de estos materiales hizo que esta nube molecular fuera el lugar perfecto para el nacimiento
02:36de nuevas estrellas y sistemas planetarios. Sin embargo, una nube tan masiva no colapsa por sí
02:41sola. Necesita un desencadenante, algo que inicie el colapso en cadena que lleve al nacimiento de una
02:48estrella. Los científicos creen que este proceso pudo haber comenzado por la onda expansiva de una
02:54supernova cercana, que comprimió ciertas regiones de la nube, provocando que fragmentos de materia se
03:00condensaran en zonas de alta densidad. Este colapso marcó el inicio de lo que llamamos la
03:05nebulosa presolar, la región densa dentro de la nube molecular de la que con el tiempo surgiría
03:12nuestro sistema solar. Algunos científicos han propuesto incluso un nombre para la estrella que
03:17pudo haber desencadenado todo este proceso. Coatlicue. Su nombre proviene de la diosa azteca de la
03:23tierra y la fertilidad, un símbolo del ciclo de muerte y renacimiento, en el que la muerte de una
03:29estrella puede dar lugar al nacimiento de muchas otras. A medida que el colapso gravitatorio de la
03:35nube molecular avanzaba, no dio lugar a un único objeto masivo, sino que se fragmentó en múltiples
03:41aglomeraciones densas. Este proceso de fragmentación ocurre debido a un fenómeno conocido como
03:47inestabilidad de Jeans, bautizado así en honor al físico británico James Jeans. La longitud de Jeans
03:54es una distancia crítica dentro de una nube, en la que la fuerza de la gravedad y la
03:59presión interna del gas alcanzan un equilibrio, evitando que la nube colapse sobre sí misma.
04:05Cuando una región concreta de la nube supera esta longitud de Jeans, su propia gravedad la
04:10hace colapsar. Diferentes partes de la nube molecular superan este límite en distintos
04:15momentos, debido a variaciones en la densidad y temperatura. A medida que estas zonas se vuelven
04:21gravitacionalmente inestables, colapsan de forma independiente, dando lugar a múltiples núcleos
04:27protoestelares, en lugar de formar un único cuerpo masivo. El núcleo protoestelar fue
04:33la primera fase de vida de nuestro Sol, en la que ella se parecía a una estrella, contrayéndose
04:38cada vez más bajo la presión constante de su propia gravedad. Este núcleo estaba rodeado
04:43de gas y polvo en caída libre. Conforme acumulaba más y más materia, se volvía más denso y
04:49más caliente, preparando el escenario para la siguiente fase en la formación de estrellas.
04:54La protoestrella. Cuando un núcleo protoestelar alcanza suficiente densidad y temperatura,
04:59evoluciona hasta convertirse en una protoestrella. En este punto, su región central se calienta
05:05tanto que comienza a emitir luz y calor, generados por la energía liberada en su contracción
05:10gravitatoria. Sin embargo, su núcleo aún no ha alcanzado la temperatura necesaria para
05:15iniciar la fusión nuclear. A medida que la protoestrella sigue acumulando materia y
05:20aumentando su masa, la presión y la temperatura en su núcleo se disparan. Nuestro Sol pasó
05:25por esta fase de contracción y calentamiento durante millones de años, hasta que su núcleo
05:30alcanzó aproximadamente 10 millones de grados Celsius. En ese momento, los núcleos de hidrógeno
05:36comenzaron a fusionarse en helio, y con ello nació el Sol. En esta etapa, la rotación natural
05:42del material circundante que envolvía a la joven estrella empezó a aumentar. Una nube de este
05:48tamaño siempre tiene un ligero movimiento de rotación. En el universo, nada está completamente
05:53quieto, y, debido a la conservación del momento angular, la nube giraba cada vez más rápido
05:59a medida que se comprimía, de la misma forma que un patinador acelera su giro cuando recoge
06:04los brazos.
06:09Alrededor del ecuador de rotación, parte del material se mueve lo bastante rápido como
06:14para quedar en órbita. Pero en las regiones superiores e inferiores, el momento angular
06:19no es suficiente para resistir la voraz atracción de la protoestrella, y la materia cae irremediablemente
06:26en sus garras. Así, la nube comienza a aplanarse y da forma a un disco protoplanetario. Este disco
06:34es una auténtica lotería cósmica. A medida que se enfría y se condensa, dará lugar a un
06:40proceso inevitable de creación y destrucción, en el que surgirán planetas, lunas, asteroides
06:45y cometas. Parte de la materia perderá su momento angular y acabará cayendo en el sol,
06:52mientras que otras regiones del disco darán origen a los cuerpos que hoy conforman nuestro
06:56sistema solar. Con su recién adquirida capacidad para fusionar átomos de hidrógeno en helio,
07:02el sol, por fin, puede generar la energía necesaria para oponerse a la gravedad que intentaba
07:07comprimirlo aún más. La energía liberada en las reacciones de fusión generó una presión
07:13de radiación hacia el exterior, equilibrando la atracción gravitatoria del gas hacia el
07:17interior. Gracias a este delicado equilibrio, la joven estrella alcanzó un estado estable
07:23conocido como equilibrio hidrostático. En este estado, el sol dejó de contraerse bajo
07:28su propia gravedad y entró en la secuencia principal, que es la fase más estable de su
07:33vida. Este juego de fuerzas, con la presión interna empujando hacia fuera y la gravedad
07:38tirando hacia dentro, es el eje que define todas las etapas de vida del sol y de cualquier otra
07:44estrella. Lo vimos en su colapso inicial, lo vemos ahora mientras se estabiliza en la
07:49secuencia principal, y será este mismo vaivén el que, con el tiempo, lo conducirá a su dramático
07:55final. Pero, por ahora, analicemos en detalle el proceso de fusión nuclear y cómo es capaz
08:01de mantener estable una estrella tan masiva como el sol durante miles de millones de años.
08:06Para entender cómo ocurre la fusión nuclear en el sol, tenemos que observar las condiciones
08:11extremas que existen en su núcleo. Hoy en día, las temperaturas en su interior alcanzan
08:17unos 15 millones de grados Celsius, y las presiones superan en 250.000 millones de veces la de la
08:23atmósfera terrestre. En este ardiente caldero cósmico, los átomos de hidrógeno pierden sus
08:28electrones, formando un plasma compuesto por protones y electrones libres. Bajo estas condiciones
08:34extremas, los protones, que normalmente se repelen debido a sus cargas eléctricas positivas,
08:39son forzados a acercarse muchísimo entre sí. La fuerza que impide que se unan es la fuerza
08:45de Coulomb, una repulsión electrostática entre partículas con carga positiva. Es exactamente
08:51el mismo fenómeno que sientes al intentar juntar los polos iguales de un imán. Vencer esta repulsión
08:57es el principal desafío para que ocurra la fusión nuclear. A pesar de la enorme energía
09:02cinética que tienen los protones en el núcleo del Sol, la mayoría de las colisiones no son
09:07lo suficientemente energéticas como para superar la barrera de Coulomb. En condiciones normales,
09:13para que la fuerza nuclear una a los protones, estos necesitarían de una energía inmensa para
09:19acercarse lo suficiente. Esta barrera es tan difícil de superar que a principios del siglo XX,
09:24los físicos, basándose en la física clásica, llegaron a la conclusión de que la fusión
09:30nuclear no debería ocurrir en las temperaturas y presiones que están presentes en el núcleo
09:34solar. Para resolver este enigma, necesitábamos un modelo científico capaz de explicar muchos
09:40de los fenómenos aparentemente imposibles que observamos en el universo, la mecánica cuántica.
09:48La revolución de la mecánica cuántica en la década de 1920 introdujo una idea fascinante. Las
09:56partículas pueden comportarse tanto como partículas como ondas. Uno de los fenómenos más sorprendentes
10:02de esta teoría es el efecto túnel cuántico, que permite que ciertas partículas atraviesen una
10:08barrera incluso cuando, según la física clásica, no tendrían suficiente energía para hacerlo. En el núcleo
10:15del Sol, este efecto hace que una pequeña fracción de protones esquive la barrera de Coulomb sin
10:20necesidad de superarla directamente. Aunque estos protones no tienen suficiente energía cinética para
10:26vencer la repulsión electrostática de forma tradicional, la mecánica cuántica les da una
10:31probabilidad de aparecer al otro lado de la barrera. Para visualizar este proceso, imagina un diagrama de
10:37la barrera de Coulomb. En él verías una barrera de energía muy alta, que representa la fuerza repulsiva
10:43entre dos protones a diferentes distancias. Para superar este obstáculo, haría falta una energía
10:49enorme, representada como un pico en el gráfico. Si nos basamos en cálculos de la física clásica,
10:55el Sol necesitaría alcanzar miles de millones de grados Celsius para que la fusión fuese posible,
11:01una temperatura miles de veces mayor de la que tiene su núcleo actualmente. Pero aquí es donde entra
11:06la mecánica cuántica. La onda de probabilidad de un protón le permite atravesar la barrera sin necesidad
11:13de escalarla, apareciendo al otro lado como si la barrera nunca hubiera existido. Este efecto túnel es
11:20lo que permite que la fusión nuclear ocurra en estrellas como el Sol, a pesar de la aparentemente
11:25infranqueable barrera de Coulomb. Una vez que un protón ha conseguido atravesar la barrera y se acerca
11:31lo suficiente a otro protón, entrará en acción una fuerza aún más poderosa, la fuerza nuclear. La fuerza
11:39nuclear es mucho más intensa que la fuerza de Coulomb, pero solo actúa en distancias extremadamente
11:45pequeñas, en el orden de femtómetros. Un femtómetro equivale a 10 a la menos quinceava potencia de metros,
11:51que es aproximadamente el tamaño de un protón. Cuando esta fuerza entra en juego, los protones
11:57quedan firmemente unidos, pero este es solo el primer paso en una serie de eventos nucleares conocida
12:03como la cadena protón-protón. Esta reacción es el mecanismo dominante de fusión en el Sol y en otras
12:09estrellas de tamaño similar, y representa aproximadamente el 99% de la producción de energía solar.
12:17Todo comienza con la unión de dos protones libres, que forman deuterio, un isótopo pesado del hidrógeno.
12:24En este proceso se emite un positrón y un neutrino. Este primer paso es raro pero esencial,
12:31ya que permite que la fusión continúe. A continuación, el deuterio se fusiona rápidamente
12:37con otro protón, formando helio-3 y liberando un fotón de alta energía, un rayo gamma. En la etapa
12:44final, dos núcleos de helio-3 colisionan y se fusionan, dando lugar a helio-4 y expulsando dos
12:50protones, junto con una gran cantidad de energía en forma de radiación. Aunque la cadena protón-protón
12:57es el mecanismo de fusión dominante en el Sol, existe otra ruta que juega un papel importante
13:02en estrellas más calientes y masivas. Se trata del ciclo CNO, carbono, nitrógeno y oxígeno. En
13:09este proceso, los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno actúan como catalizadores, facilitando
13:15la fusión de protones para formar helio. El ciclo CNO es mucho más eficiente a temperaturas
13:20más altas, aunque en el caso del Sol, solo contribuye en un pequeño porcentaje a la
13:26producción de energía. Todo esto se genera gracias a que una pequeña fracción de masa
13:30se convierte en energía, tal y como lo describe la famosa ecuación de Einstein, e igual a
13:36mc al cuadrado. Durante el proceso de fusión, el núcleo resultante de helio-4 tiene una masa
13:42ligeramente menor en comparación a la suma de los cuatro protones originales. Esa masa perdida
13:48no desaparece, sino que se transforma en energía que irradia hacia el exterior del Sol. Cada
13:54segundo, el Sol convierte aproximadamente 4.300.000 toneladas de su masa en energía.
14:00Sí, has oído bien, el Sol está perdiendo masa constantemente. Para ponerlo en perspectiva,
14:07esto equivale a que por cada segundo se transforma en energía el peso equivalente a unos 3 millones
14:12de coches. Y esta es la energía que alimenta al Sol, iluminando y calentando la Tierra.
14:18Pero antes de que estos fotones generados en las reacciones de fusión puedan llegar a
14:23la Tierra, al resto del sistema solar e incluso más allá, deben escapar primero del interior
14:28caótico del Sol, que se extiende 700.000 kilómetros por encima de ellos. Para entender realmente
14:34la complejidad del Sol y sus capas segmentadas, sigamos el viaje de un solo fotón, una partícula
14:40de luz, desde el momento en que se crea en una reacción protón-protón hasta que alcanza
14:44la superficie. Y este viaje está lejos de ser sencillo. De hecho, un solo fotón puede
14:50tardar miles o incluso cientos de miles de años en completar su recorrido, atravesando
14:55varias capas distintas dentro del Sol, cada una con propiedades y comportamientos únicos.
15:03Como hemos visto, el viaje de nuestro fotón comienza en el núcleo, una región que representa
15:08aproximadamente el 25% del radio del Sol, pero que contiene casi la mitad de su masa total. Y como
15:15ya sabemos, el núcleo es increíblemente denso. Su densidad alcanza los 160 gramos por centímetro
15:21cúbico. Para que te hagas una idea, es más de 20 veces la densidad de una persona. Para ponerlo
15:27en perspectiva, si tu teléfono estuviera hecho de un material con esa densidad, pesaría lo mismo que
15:32un martillo demoledor de gran tamaño. Para nuestro fotón, esto supone un problema. El entorno está tan
15:39abarrotado de partículas que apenas puede avanzar antes de ser absorbido por alguna de ellas. Por
15:44supuesto, esa misma partícula lo reemitirá poco después, enviándolo de nuevo al caos del núcleo,
15:51donde otra partícula lo atrapará y lo lanzará en una dirección completamente aleatoria. Imagínate
15:57intentando avanzar por una multitud muy densa, donde a cada pocos pasos chocas con alguien y
16:02tienes que cambiar de dirección. Esta constante interacción de absorción y remisión es lo que
16:07hace que el núcleo del sol sea tan caótico, provocando que el viaje de un fotón sea más
16:12bien un paseo aleatorio, en lugar de un camino directo hacia el exterior. Este tipo de movimiento
16:18es similar al fenómeno conocido como movimiento browniano, en el que las partículas suspendidas
16:24en un fluido se desplazan de forma errática debido a las colisiones con moléculas más pequeñas y
16:29rápidas. Y lo curioso es que no hay ninguna preferencia en la dirección en la que un fotón
16:35es reemitido tras ser absorbido por una partícula. En teoría, un fotón podría llegar hasta la superficie
16:41del sol antes de que por pura casualidad su trayectoria lo lleve de vuelta al núcleo. Para
16:47complicarlo aún más, a medida que los fotones son absorbidos y remitidos una y otra vez, su energía va
16:52disminuyendo gradualmente. De esta manera pasan de ser rayos gamma a rayos X. Y finalmente, cuando
16:59alcanzan las capas externas del sol, se convierten en luz visible.
17:06Comprender lo que ocurre en el núcleo del sol ha sido todo un reto para los astrónomos. El núcleo
17:12está completamente oculto tras las capas externas del sol, lo que significa que no podemos observarlo
17:17directamente con ningún tipo de luz. Por eso, los científicos han desarrollado métodos ingeniosos
17:23para deducir lo que sucede en ese infierno ardiente que se esconde bajo la superficie. Una de las técnicas
17:29más importantes es el estudio de la heliosismología, que analiza las ondas que recorren la superficie
17:34del sol. Al igual que los sismólogos estudian los terremotos para conocer el interior de la
17:39tierra, los heliosismólogos miden las vibraciones de la superficie solar causadas por ondas sonoras que
17:45viajan a través de su interior. Estas ondas sonoras se ven afectadas por la temperatura,
17:51la densidad y la composición de las distintas capas del sol, permitiendo a los científicos
17:56reconstruir modelos de lo que ocurre en sus profundidades. Los neutrinos solares, esas
18:03escurridizas partículas subatómicas de las que hablé en un vídeo anterior, también son liberados
18:08durante las reacciones de fusión en el núcleo del sol. Los neutrinos interactúan tan débilmente con
18:14la materia que pueden atravesar el sol en apenas dos segundos sin verse atrapados en el laberinto
18:19de colisiones que sufren los fotones. Durante décadas, los detectores de neutrinos solares
18:25en la tierra registraban menos neutrinos de los esperados según los modelos teóricos. Esto dio
18:30lugar a lo que se conoció como el problema del neutrino solar. Este misterio fue resuelto cuando los
18:37científicos descubrieron que los neutrinos cambian sus propiedades en su viaje hacia la tierra. Este
18:43hallazgo confirmó tanto nuestra comprensión de la física de partículas como los procesos
18:47nucleares que ocurren en el núcleo del sol. A continuación, nuestro fotón entra en la zona
18:53radiativa, que se extiende desde el borde del núcleo hasta aproximadamente el 70% del radio
19:00solar. Aquí las temperaturas descienden progresivamente, desde los 15 millones de grados hasta unos 2 millones
19:07de grados Celsius. La densidad de la materia también disminuye. En las profundidades de
19:13la zona radiativa, la densidad es comparable a la del oro, mientras que cerca del borde es
19:18inferior a la del agua. El método predominante de transporte de energía sigue siendo este frenético
19:24proceso de dispersión de los fotones, que transportan gradualmente su energía hacia la superficie. A medida
19:30que la densidad del plasma sigue disminuyendo, nuestro fotón gana más libertad de movimiento,
19:36pudiendo recorrer distancias mayores entre interacciones. Pero incluso aquí, fuera del núcleo,
19:41el material del sol sigue siendo tan opaco que unos pocos centímetros de plasma pueden bloquear tanta
19:47luz como cientos de metros de agua. Gracias a herramientas como el modelo solar estándar o SSM,
19:54somos capaces de medir con precisión el interior del sol. Se trata de un marco matemático basado en
19:59principios como el equilibrio hidrostático, la conservación de la energía y la transferencia
20:04radiativa. En esencia, usamos nuestro conocimiento sobre el comportamiento de los materiales y los
20:11fluidos en laboratorios terrestres para deducir las propiedades de un lugar que está fuera de
20:16nuestro alcance. El SSM describe cómo los fotones viajan a través del denso plasma solar, modelando la
20:23forma en que la energía es transferida entre partículas. Esto nos permite calcular cuán transparente
20:28es el material solar a la radiación en distintas temperaturas y densidades, y a partir de ahí,
20:34podemos determinar dónde termina la zona radiativa y comienza la siguiente capa.
20:40Una de las cosas que más me fascina de las matemáticas es su capacidad para permitirnos
20:45explorar entornos a los que jamás podremos viajar. Es algo parecido a cómo el efecto túnel cuántico
20:51permite a los protones atravesar la barrera de Coulomb, generando los fotones que estamos
20:56siguiendo en este viaje. A medida que nuestro fotón se acerca al límite superior de la zona
21:02radiativa, entra en la tacoclina, una fina capa de transición donde la zona radiativa se encuentra
21:08con la siguiente capa, la zona convectiva. La tacoclina es un entorno de contrastes extremos,
21:14donde la relativa estabilidad de la zona radiativa da paso a la ebullición y turbulencia de la zona
21:20convectiva. Las extrañas condiciones de esta capa ultradelgada probablemente juegan un papel
21:26crucial en el dínamo solar, el mecanismo que genera el campo magnético del Sol. Se cree que
21:31en la tacoclina, el campo magnético del Sol se retuerce y amplifica, dando forma a las manchas
21:37solares y llamaradas que caracterizan la superficie de nuestra estrella. Atravesando rápidamente la fina
21:43tacoclina, nuestro fotón llega a la zona convectiva, que se extiende desde el 70% del radio solar,
21:49hasta justo debajo de la superficie visible, llamada la fotosfera. Aquí, las temperaturas
21:55han descendido por debajo de los 2 millones de grados Celsius. En este punto, el plasma solar
22:01ya no es lo suficientemente denso como para transferir eficazmente la energía a través
22:06de radiación. En su lugar, el plasma se vuelve inestable y comienza a moverse en enormes corrientes
22:11de convección, muy similares al agua hirviendo en una olla. El plasma caliente asciende hacia la
22:18superficie en grandes estructuras llamadas gránulos. Estos gránulos, que pueden tener
22:23miles de kilómetros de diámetro, emergen con una fuerza impulsada por su flotabilidad,
22:28alcanzando velocidades de cientos de metros por segundo. Es como cuando intentas sumergir
22:34un balón de playa bajo el agua y de repente escapa con fuerza hacia la superficie. Pero aquí,
22:40la magnitud de la energía involucrada es colosal. La fuerza necesaria para mover este volumen de
22:46materia contra la gravedad solar equivale a la potencia de 10.000 millones de huracanes.
22:51Este proceso convectivo transporta la energía de manera mucho más eficiente que la zona radiativa,
22:57creando turbulentas olas de plasma que se agitan sin descanso. He hablado en otro vídeo sobre estas
23:02células de convección y los hipnóticos patrones que forman en la superficie del Sol. Este cambio en
23:08el mecanismo de transporte de energía es radical, mientras que en la zona radiativa los fotones aún
23:14interactúan con las partículas mediante el proceso de difusión radiativa, en la zona convectiva la
23:19energía se mueve principalmente a través de la convección, con plasma caliente que asciende y plasma
23:25más frío que desciende. Este movimiento convectivo transporta la energía de manera mucho más eficiente
23:31que en la zona radiativa, impulsando el dinamismo de la superficie solar. Al alcanzar la parte superior de
23:39la zona convectiva, nuestro fotón es transportado hasta la fotosfera, la superficie visible del Sol.
23:45Aquí las temperaturas han descendido hasta unos 5.500 grados Celsius y el plasma se ha vuelto lo
23:52suficientemente tenue como para que los fotones puedan escapar sin ser constantemente reabsorbidos.
23:57Es desde esta delgada capa de aproximadamente 500 kilómetros de profundidad desde donde se emite
24:03la luz que vemos del Sol. Por encima de la fotosfera solo queda la corona solar, un entorno fascinante en
24:10sí mismo, pero con una densidad mil millones de veces menor que la fotosfera, por lo que no supone
24:16un gran obstáculo para nuestros fotones. Es asombroso que un objeto como el Sol, al que muchos describen
24:22simplemente como una bola de gas, pueda tener una frontera tan definida. Pero es en la fotosfera donde
24:28por fin nuestro fotón se libera. A partir de aquí, viaja a la velocidad de la luz, iniciando su largo
24:34viaje a través del vasto espacio. Mientras tanto, nuestro viejo amigo, el neutrino, que se creó en
24:41el núcleo del Sol al mismo tiempo que el fotón, hace mucho que ha salido de la Vía Láctea. Desde
24:47que
24:47el Sol entró en su fase estable de secuencia principal, la fusión nuclear ha ido modificando la estructura de
24:53sus capas, aumentando gradualmente su brillo a lo largo de miles de millones de años. Esto se debe
24:59a que el proceso de fusión altera inevitablemente la composición, densidad y temperatura del núcleo
25:05solar, lo que influye en el comportamiento general del Sol y en su futuro. A medida que el hidrógeno
25:11se fusiona en helio, el hidrógeno disponible en el núcleo se agota poco a poco, mientras que las
25:17cenizas de helio se acumulan progresivamente. Sin embargo, a diferencia del hidrógeno, que funde con
25:22facilidad a las temperaturas actuales del núcleo solar, el helio requiere temperaturas mucho más
25:28altas para iniciar su fusión. Conforme aumenta la concentración de helio, el núcleo se vuelve más
25:33denso. Los núcleos de helio son más masivos que los de hidrógeno, por lo que a medida que se acumulan,
25:40la densidad general del núcleo sigue incrementándose. Al mismo tiempo, como el helio no está fusionándose
25:46para generar energía, no contribuye a la presión de radiación que equilibra la intensa atracción
25:52gravitatoria del Sol. Como resultado, la gravedad comienza a dominar, provocando que el núcleo se
25:58contraiga aún más. Para evitar colapsar bajo su propia gravedad, el Sol necesita aumentar la
26:04temperatura de su núcleo a medida que el helio se acumula. El calor extra intensifica la fusión del
26:10hidrógeno, ya que la velocidad de reacción de la fusión nuclear es extremadamente sensible a los
26:15cambios de temperatura. Este aumento en la actividad de fusión libera más energía, lo que provoca un Sol más
26:21brillante y restablece temporalmente el equilibrio entre la gravedad y la presión de radiación.
26:26A lo largo de este proceso, la producción de energía del Sol ha aumentado aproximadamente un 30%
26:32desde su formación, y esta tendencia continuará durante miles de millones de años, mientras la fusión
26:38del hidrógeno siga dominando en el núcleo. En la zona radiativa, las capas se han calentado y se han vuelto
26:44más opacas. El incremento de la temperatura del núcleo genera fotones más energéticos, que interactúan
26:51con mayor frecuencia con el plasma circundante, provocando un caos de colisiones que ralentiza
26:56su escape. Como resultado, la zona radiativa se ha vuelto menos eficiente en la transmisión de
27:01energía, atrapando los fotones durante más tiempo antes de que puedan continuar su camino hacia el
27:07exterior. Mientras tanto, la zona convectiva también ha crecido ligeramente con el tiempo, debido al aumento
27:13en la producción de energía. A medida que el Sol siga quemando su combustible de hidrógeno durante
27:19los próximos 5.000 millones de años, su núcleo acabará sobrecargado de helio inerte, que ya no
27:25podrá mantener la fusión bajo su propia presión. Cuando esto ocurra, el Sol evolucionará hasta
27:31convertirse en una gigante roja, expandiéndose de forma dramática y engullendo los planetas más
27:37cercanos, incluyendo Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra. En esta fase, el núcleo se
27:43contraerá y se calentará hasta que alcance una temperatura lo suficientemente alta como para
27:49desatar un flash de helio, iniciando la fusión de helio en elementos más pesados, como carbono y
27:54oxígeno. Una vez más, el Sol oscilará entre la implacable presión gravitatoria y las fuerzas
28:00generadas por la energía de su núcleo, en un delicado equilibrio que definirá su destino.
28:06Este proceso creará nuevas capas, haciendo que el Sol se hinche aún más antes de perder sus capas
28:12externas y transformarse en una nebulosa planetaria, un espectro fantasmal de lo que fue. El núcleo que
28:19quede atrás se enfriará y se desvanecerá lentamente, convirtiéndose en una enana blanca,
28:25una brasa densa y del tamaño de la Tierra, el último vestigio de un fuego que alguna vez ardió con
28:31intensidad. Esta transformación desde una estrella estable hasta una gigante roja y
28:39finalmente una enana blanca, es un proceso extraordinario y complejo, lleno de detalles
28:44fascinantes que sin duda exploraremos en un futuro vídeo. Pero ahora, para cerrar este viaje que nos
28:51ha llevado desde los orígenes más remotos del Sol hasta su interior actual, volvamos a aquella colina
28:56tranquila en la que comenzamos contemplando los colores del amanecer. Espero que el próximo
29:01amanecer que veas sea un poco más especial. Espero que al ver esos fotones rosados y anaranjados
29:06dispersándose una última vez entre las moléculas de la atmósfera terrestre antes de atravesar tus
29:12pupilas, recuerdes el increíble viaje que han recorrido. Un viaje que comenzó con el colapso de
29:17una gigantesca nube cósmica que dio lugar a un horno estelar donde se forjaron los elementos y que
29:23continuó durante cientos de miles de años luchando por abrirse paso a través de un caldero de plasma
29:28solo para regalarte este espectáculo maravilloso. Espero que esta exploración haya profundizado tu
29:34aprecio por este milagro diario que a menudo damos por sentado. Y todavía queda mucho más por descubrir
29:40sobre nuestra estrella más cercana, desde las transformaciones que sufrirá en el futuro hasta
29:45el impacto profundo que tendrá en el destino de nuestro sistema solar. Suscríbete y deja un me gusta
29:52para apoyar el canal. Gracias por tu visita y nos vemos en el futuro.