El Sol cocina su propia paradoja: plasma frío sobreviviendo en su corona ardiente

Hay algo profundamente contraintuitivo en la corona solar. La envoltura más externa del Sol arde por encima del millón de grados, y sin embargo, suspendidas en medio de ese plasma incandescente, flotan estructuras que apenas alcanzan los 10.000 °C: las protuberancias. Son, literalmente, islas frías en un océano de fuego. Pueden permanecer estables durante semanas o meses; otras veces se desestabilizan y, al hacerlo, lanzan al espacio cargas masivas de plasma magnetizado capaces de detonar tormentas geomagnéticas en la Tierra.

Cómo se forman, de qué se alimentan y por qué resisten tanto tiempo en un entorno que termodinámicamente debería evaporarlas en cuestión de minutos, es una de las preguntas más antiguas e incómodas de la heliofísica moderna.

Un nuevo estudio publicado en Nature Astronomy —firmado por Lisa-Marie Zessner-Ondratschek, Robert Cameron, Sami K. Solanki y Damien Przybylski, del Instituto Max Planck para la Investigación del Sistema Solar (MPS) en Alemania— ha logrado, por primera vez, reproducir el ciclo completo de vida de una protuberancia en una simulación tridimensional autoconsistente que va desde debajo de la fotósfera hasta lo alto de la corona. El resultado cierra una brecha que la modelización solar arrastraba desde hace décadas.

La paradoja térmica que ningún modelo cerraba del todo

Las protuberancias son acumulaciones de plasma denso y frío sostenidas por el campo magnético sobre la superficie solar. Su densidad supera en más de cien veces a la del medio coronal que las rodea, y se extienden a lo largo de miles de kilómetros adoptando formas que, en imágenes de alta resolución, recuerdan a llamas oscilantes o a cortinas suspendidas.

El problema es elemental: una estructura tan fría no debería perdurar dentro de un plasma a más de un millón de grados. La conducción térmica debería disolverla. Y sin embargo, las protuberancias persisten. Algo las alimenta. Algo compensa, a cada instante, la masa que pierden por reflujo gravitacional —ese fenómeno conocido como coronal rain, cuando parte del plasma frío vuelve a caer hacia capas más bajas— y el calentamiento ineludible de su entorno.

Hasta ahora, las simulaciones numéricas modelaban únicamente la atmósfera solar a partir de la corona, dejando fuera lo que ocurre por debajo de la superficie visible del Sol. Esa limitación no era trivial: implicaba ignorar la fuente última del campo magnético que sostiene a las protuberancias.

La novedad: bajar al subsuelo solar

El equipo del MPS hizo algo que parece evidente pero técnicamente no lo era. Extendieron la simulación hacia abajo, hasta las capas convectivas situadas bajo la fotósfera, donde los flujos turbulentos de plasma generan, mediante el efecto dínamo, el campo magnético que después emerge a la superficie y se proyecta hacia la atmósfera.

«En la atmósfera del Sol, el campo magnético es la fuerza motriz. También desempeña un papel decisivo en todos los procesos que contribuyen a la formación y mantenimiento de las protuberancias», resume Zessner-Ondratschek, primera autora del trabajo.

La simulación se centró en protuberancias de tamaño moderado, con extensiones de hasta 20.000 km sobre la superficie. La arquitectura magnética asumida es la que se observa con mayor frecuencia en estructuras reales: líneas de campo que en la corona forman un doble arco, comparables a las dos jorobas de un dromedario o a dos montañas adyacentes. El valle entre ambas crestas —lo que en la literatura técnica se denomina magnetic dip— es donde la protuberancia se forma y queda atrapada.

Dos mecanismos que actúan en sincronía

El hallazgo central del estudio es que la longevidad de las protuberancias no se explica por un único proceso, sino por la cooperación de dos. Las simulaciones lo muestran con un realismo que ningún modelo previo había alcanzado.

El primer mecanismo es una inyección desde abajo. Los movimientos turbulentos de pequeña escala del campo magnético, justo en la cromósfera, expulsan ráfagas de plasma frío hacia arriba. Esa burbuja eyectada queda capturada en la depresión magnética de la corona y se convierte en la semilla de la protuberancia.

El segundo es una condensación desde arriba. El plasma caliente coronal fluye a lo largo de las líneas de campo magnético hacia la depresión, donde por inestabilidad térmica se enfría y condensa, sumando masa adicional al objeto. Es un proceso análogo —en términos físicos generales— a la formación de nubes en una atmósfera planetaria, pero gobernado por el campo magnético en lugar de la gravedad.

Ambos flujos compensan continuamente la pérdida de plasma que cae de regreso a las capas bajas. Hay una logística constante de aporte y drenaje. Cuando ese balance se mantiene, la protuberancia sobrevive durante semanas. Cuando el equilibrio se rompe, eyecta su contenido al espacio interplanetario.

«Nuestros cálculos muestran, de manera más realista que nunca antes, cómo ambos procesos interactúan para suministrar material a las protuberancias y mantenerlas vivas», explica Zessner-Ondratschek.

La temperatura como variable crítica

El gradiente térmico entre las distintas capas atmosféricas resultó ser tan determinante como el propio campo magnético. La cromósfera, con un máximo de unos 20.000 °C, es significativamente más fría que la corona suprayacente. La superficie solar visible, la fotósfera, apenas alcanza los 6.000 °C. Esa diferencia de varios órdenes de magnitud entre capas contiguas es la que permite que el plasma chromosférico inyectado conserve su carácter frío durante el tránsito hacia la depresión coronal y que la condensación coronal sea termodinámicamente viable una vez allí.

Por qué esto importa más allá del aula

Las protuberancias no son curiosidades estéticas. Cuando se desestabilizan, suelen culminar en eyecciones de masa coronal (CME), los eventos más energéticos que el Sol produce con regularidad. Una CME dirigida a la Tierra puede degradar redes eléctricas, comprometer satélites, alterar las comunicaciones de radio en alta frecuencia, afectar la navegación GNSS y exponer a tripulaciones de aviación polar y astronautas a dosis significativas de radiación.

«Para proteger a tiempo la infraestructura de la Tierra se necesitan pronósticos fiables de meteorología espacial. Una comprensión más profunda de las protuberancias es una pieza crucial del rompecabezas», señala Sami K. Solanki, director del Departamento de Sol y Heliosfera del MPS y coautor del estudio.

Si conseguimos entender cuándo y por qué una protuberancia rompe su equilibrio de aporte y drenaje, daremos un paso real hacia la predicción anticipada de tormentas solares geoefectivas. No se trata únicamente de explicar el Sol: se trata de anticipar sus consecuencias.

Una pieza más en el rompecabezas heliofísico

El trabajo del MPS no resuelve la totalidad del problema —las protuberancias gigantes, que se elevan cientos de miles de kilómetros, todavía exigen modelización adicional— pero sí establece algo que la heliofísica venía sospechando con fuerza: lo que ocurre bajo la superficie visible del Sol no es separable de lo que ocurre arriba. Los procesos convectivos del interior estelar, el efecto dínamo y la emergencia magnética hacia la atmósfera forman un único sistema acoplado.

Durante mucho tiempo dividimos al Sol en compartimentos para poder estudiarlo. Estas simulaciones recuerdan que el Sol no respeta esa división; nosotros la imponíamos para no quedar abrumados por su complejidad. La capacidad computacional actual nos permite, finalmente, modelarlo como lo que es: un objeto continuo, magnetizado, en el que el subsuelo y la corona se hablan sin pausa.

El estudio aparece firmado por Lisa-Marie Zessner-Ondratschek, Robert H. Cameron, Sami K. Solanki y Damien Przybylski, y se titula Self-consistent numerical simulations for the formation and dynamics of solar prominences, publicado en Nature Astronomy en 2026 con DOI 10.1038/s41550-026-02840-7.

© 2026 SKYCR.ORG | Homer Dávila Gutiérrez, FRAS. Todos los derechos reservados. Prohibida la reproducción total o parcial sin autorización expresa. Fuente original: Max Planck Institute for Solar System Research / Nature Astronomy (DOI: 10.1038/s41550-026-02840-7).